Содержание к диссертации
Введение
1 Свойства населений F-звезд разной металличности и возраста в тонком диске 20
1.1 Функция металличности близких F-звезд 20
1.1.1 Определение металличности в системе uvtry, j3 22
1.1.2 Наблюдательный материал 23
1.1.3 Зависимость металличности от избытков цвета Е (Ь — у) . 24
1.1.4 Зависимость металличности F-карликов от температуры 26
1.1.5 Функция металличности F-карликов 27
1.1.6 Свойства распределения металличности субгигантов 31
1.2 Пространственные вариации металличности F-звезд в окрестностях Солнца 31
1.2.1 Избытки цвета F-звезд и межзвездное покраснение 32
1.2.2 Шкала расстояний F-звезд 36
1.2.3 Зависимость между индексом металличности и избытком цвета . 38
1.2.4 Систематические эффекты, возникающие из-за случайных ошибок в системе uvby,@ 40
1.2.5 Пространственное распределение F-звезд разной металличности . 42
1.3 F-звезды: свидетельство "двумерности" зависимости "возраст - металличность" 43
1.3.1 Выборка и определение астрофизических параметров 45
1.3.2 Зависимость положения главной последовательности нулевого возраста от металличности 49
1.3.3 Нижняя огибающая и ширина главной последовательности G-звезд 54
1.3.4 Точки поворота и разброс возрастов у звезд разной металличности 56
1.3.5 Связь между возрастом, металличностью и скоростями звезд . 59
1.3.6 Об истории обогащения тяжелыми элементами в тонком диске . 70
1.4 Эллипсоиды скоростей F-звезд разной металличности 73
1.4.1 Анализ исходных данных и методика вычислений параметров эллипсоидов 73
1.4.2 Связь параметров эллипсоидов скоростей с металличностью и температурой 76
1.4.3 Интерпретация поведения параметров эллипсоидов скоростей . 81
1.4.4 О характере связи между возрастом и величинами полуосей эллипсоидов скоростей 85
1.4.5 Параметры эллипсоидов и эволюция галактического диска . 87
1.5 Краткие итоги главы 1 89
2 Связь характерных параметров звезд тонкого диска с возрастом 92
2.1 Связь между возрастом и металличностыо в тонком диске 92
2.1.1 Определение возрастов по теоретическим изохронам 93
2.1.2 Зависимость металличности от возраста 96
2.1.3 Уточнение сценария истории галактического диска 103
2.2 Различие зависимостей от возраста параметров эллипсоидов скоростей металличных и малометалличных F-звезд диска 104
2.2.1 Анализ исходных данных 105
2.2.2 Связь между параметрами эллипсоидов скоростей и возрастом . 107
2.2.3 Закономерности эволюции эллипсоидов скоростей 111
2.2.4 Проблема релаксации в галактическом диске 116
2.3 Изменение радиального и вертикального градиентов металличности с возрастом 117
2.3.1 Анализ селекции в выборке и методик определения градиентов . 118
2.3.2 Анализ элементов орбит звезд диска 121
2.3.3 Радиальный градиент металличности 123
2.3.4 Вертикальный градиент металличности 129
2.3.5 Эволюция градиентов металличности 132
2.4 Вертикальная структура галактического диска 135
2.4.1 Оценка полноты используемой выборки звезд 135
2.4.2 Положение плоскости галактического диска 137
2.4.3 Плотность F-звезд в плоскости галактического диска 140
2.4.4 О кинематической и пространственной однородности звезд в ближайшей околосолнечной окрестности 141
2.4.5 Метод восстановления реального распределения звезд по высоте . 143
2.4.6 Шкалы высот подсистем F-звезд разного возраста и металличности 149
2.5 Свойства функции металличности F-звезд тонкого диска 151
2.5.1 Анализ исходных данных 151
2.5.2 Функция металличности звезд диска разного возраста 152
2.5.3 Связь между возрастом и металличностыо с учетом селекции . 155
2.5.4 Функция металличности звезд диска на разной высоте над галактической плоскостью 156
2.5.5 Вертикальный градиент металличности с учетом селекции . 160
2.5.6 О бимодальности функции металличности в тонком диске 1С2
2.6 Краткие итоги главы 2 163
3 Старые подсистемы Галактики 166
3.1 Подсистемы шаровых звездных скоплений 166
3.1.1 Каталог шаровых скоплений 167
3.1.2 Шаровые скопления толстого диска и малометалличного гало . 171
3.1.3 Населения шаровых скоплений в малометалличном гало 179
3.1.4 Сценарий эволюции Галактики 189
3.1.5 Далекие шаровые скопления аномально малой массы 193
3.2 Подсистемы переменных звезд типа RR Лиры 199
3.2.1 Каталог близких звезд типа RR Лиры 201
3.2.2 Критерии выделения подсистем 204
3.2.3 Свойства звезд выделенных подсистем 209
3.2.4 Сравнение характерных параметров одноименных подсистем лирид поля и шаровых скоплений 216
3.3 Краткие итоги главы 3 220
4 Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля 223
4.1 Сводный каталог спектроскопических определений содержаний магния в ближайших звездах 226
4.1.1 Составление сводного каталога 227
4.1.2 Параметры атмосфер и содержание железа 229
4.1.3 Итерационная процедура вычисления относительных содержаний магния 231
4.1.4 Расстояния, собственные движения и лучевые скорости 237
4.1.5 Пространственные скорости и элементы галактических орбит . 238
4.1.6 Возрасты звезд 238
4.1.7 Содержание европия 239
4.1.8 Анализ выборки 240
4.2 Подсистема толстого диска 241
4.2.1 Идентификация звезд подсистем 243
4.2.2 Связь между содержаниями железа и магния 247
4.2.3 Связи содержаний железа и магния с элементами орбит и возрастом251
4.2.4 Временная шкала формирования толстого диска 259
4.3 Подсистема тонкого диска 260
4.3.1 Идентификация звезд тонкого диска 261
4.3.2 Зависимость содержания магния от металличности 264
4.3.3 Связь химического состава с другими характеристиками звезд . 274
4.3.4 Формирование тонкого диска 282
4.4 Подсистемы гало 284
4.4.1 Идентификация звезд подсистем гало 287
4.4.2 Отношение [Eu/Mg] как индикатор верхнего предела массы SNell
в звездной системе 289
4.4.3 Связь между содержаниями железа и магния 297
4.4.4 Связь химического состава с элементами орбит звезд 303
4.4.5 Формирование "собственного" гало и "аккрецированного" гало в Галактике 308
4.5 Краткие итоги главы 4 312
Заключение 318
Литература
- Зависимость металличности от избытков цвета Е (Ь — у)
- Зависимость металличности от возраста
- Шаровые скопления толстого диска и малометалличного гало .
- Итерационная процедура вычисления относительных содержаний магния
Введение к работе
Остаточные скорости и химический состав маломассивных звезд являются реальными носителями информации о химической и динамической эволюции Галактики и могут многое нам поведать об истории формирования ее подсистем. Эффективным инструментом извлечения этой информации оказываются комплексные статистические исследования указанных характеристик звезд галактического поля и скоплений. При этом задача исследований двоякая: выявление существующих в природе закономерностей и, одновременно, недопущение принятия искусственной, несуществующей в природе закономерности. Оба аспекта задачи в исследованиях звездных населений Галактики стоят очень остро, поскольку искомые изменения параметров внутри каждой галактической подсистемы, как правило, не превышают ошибок измерения этих параметров для отдельных объектов. Именно поэтому результаты разных авторов, основанные на использовании небольших по объему выборок звезд, зачастую противоречат друг другу. Отсюда ключевым моментом в данном вопросе, наряду с качеством, надежностью и однородностью используемых наблюдательных данных, является также и их количество, достаточное для получения статистически значимых результатов.
Актуальность проблемы Вопросы строения, формирования и эволюции нашей Галактики являются одними из самых актуальных в современной астрофизике. Наиболее подходящими объектами для получения необходимой информации являются непроэволюционировавшие F-G-звезды, находящиеся на стадии горения водорода в центре, поскольку из-за низкой температуры в их недрах они долгое время находятся в полосе главной последовательности и среди них присутствуют самые старые звезды Галактики. Кроме того, атмосферы таких звезд сохраняют практически неискаженным химический состав межзвездной среды, из которой они в свое время образовались. Исследование детального химического состава в атмосферах этих долгоживущих маломассивных звезд способно помочь восстановлению хронологической последовательности событий в ранней Галактике. Дело в том, что различные химические элементы
синтезируются в звездах разных масс, которые эволюционируют с разной скоростью и последовательно обогащают межзвездную среду продуктами прошедших в них реакций ядерного синтеза. Поэтому относительные содержания некоторых химических элементов в последующих поколениях звезд позволяют оценить относительный возраст звезд. Особенно важное значение имеет исследование относительных содержаний а-элементов, которые дают возможность извлечь информацию как о скорости звездообразования, так и о перемешивании межзвездной среды в каждой исследуемой подсистеме Галактики.
В настоящий момент в окрестности Солнца находятся представители всех галактических подсистем. Восстановление галактических орбит и проведение на их основе сегрегации звезд по подсистемам позволит получить представление об объемах, оккупированных в Галактике объектами разных подсистем, и проследить закономерности между металличностью, относительными содержаниями некоторых химических элементов, кинематикой и возрастом, существующие среди звезд внутри каждой из них.
Развитие сети наземных и спутниковых автоматических станций наблюдения привело к тому, что появились объемные каталоги, содержащие однородные прецизионные астрометрическис и фотометрические данные для многих тысяч звезд. Эти данные позволяют определять для значительной части из них эффективные температуры, абсолютные звездные величины, металличности, компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для последующего проведения по ним комплексных статистических исследований. Одновременно ввод в действие новых мощных телескопов и прогрессирующее развитие приемников излучения стимулировало совершенствование теоретических методов анализа спектров и построение более реалистических моделей атмосфер звезд. В результате к настоящему моменту в различных астрономических центрах накоплено большое количество определений разными авторами детального химического состава в ближайших звездах поля. Разнородность этих данных не всегда позволяет их непосредственно сравнивать между собой, поэтому первоочередной становится задача приведения данных в однородные шкалы.
Лишь небольшой процент звезд, из находящихся в настоящее время в окрестностях Солнца, принадлежит сферическим подсистемам Галактики. Поэтому при рассмотрении вопросов, касающихся формирования и эволюции последних, очень важное значение имеют исследования старейших объектов Галактики - шаровых звездных скоплений и перемен-
ных звезд типа RR Лиры поля, поскольку они видны на значительных расстояниях от Солнца и позволяют непосредственно наблюдать их пространственное распределение. Для этих объектов также появилось в последнее время большое количество прецизионных измерений параметров. Отсюда возникает следующая актуальная задача - получение по разным объектам характерных свойств старых подсистем Галактики и сравнение их между собой. Такая работа существенно увеличивает надежность окончательных выводов.
Значительные силы и средства потрачены на получение этих данных, но далеко не вся возможная информация извлечена из уже опубликованного наблюдательного материала. Его привлечение позволит существенно прояснить многие вопросы формирования и эволюции галактических подсистем, установить характер процессов звездообразования и обогащения тяжелыми элементами на разных стадиях эволюции, понять происхождение многих наблюдаемых сейчас свойств Галактики. Отсюда совершенно очевидна огромная важность систематизации этого материала, его астрофизического анализа и установления на этой основе принципиальных особенностей эволюции Галактики.
Целью работы является воссоздание структуры Галактики, выявление существующих закономерностей и восстановление хронологии формирования, а также химической и динамической эволюции каждой галактической подсистемы на основе специально составленных больших репрезентативных выборок однородных определений химического состава, пространственных скоростей, элементов галактических орбит и возрастов звезд и шаровых скоплений, используя методы комплексного статистического исследования.
Работа состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы, включающего 249 источников. Результаты, изложенные в работе, получены в течение более чем двадцати лет и размещены в порядке, соответствующему их завершению. Каждый параграф представляет собой отдельное, законченное исследование, результаты которого опубликованы, как правило, в нескольких статьях. В начале каждого параграфа описано предшествующее состояние разрабатываемой в нем проблемы.
В первых двух главах в качестве объекта исследования использованы F-звезды главной последовательности, а в качестве основного инструмента определения их физических параметров - среднеполосная фотометрическая система uvby,/?.
В главе 1 исследуются взаимосвязи между металличностью, скоро-
стью и возрастом в тонком диске на основе групповых оценок указанных параметров для больших выборок звезд. Наиболее значимым результатом главы является обнаружение "двумерности" связи между возрастом и мсталличностью, предполагающей, что пространственное распределение содержания металлов в межзвездной среде было вначале весьма неоднородным, но со временем неоднородность уменьшалась, а средняя метал-личность увеличивалась.
В главе 2 продолжено исследование зависимости характерных параметров звезд тонкого диска от возраста, но уже на основе индивидуальных определений возрастов, компонентов скоростей и элементов галактических орбит звезд. Учитывая эффекты селекции в исходной выборке, в главе уточнено поведение зависимости "возраст - металличность", исследовано изменение с возрастом градиентов металличности, а также параметров эллипсоидов скоростей и вертикальной структуры звезд разной металличности.
В главе 3 исследуются свойства старейших объектов Галактики - шаровых звездных скоплений и переменных звезд типа RR Лиры поля. Разработаны критерии сегрегации объектов по подсистемам Галактики. Показано, что подавляющая часть малометалличных ([Fe/H] < —1.0) звезд поля и шаровых скоплений попало в Галактику из разрушенных ее приливными силами карликовых галактик-спутников. Эти объекты образуют подсистему "аккрецированного" гало, которая значительно больше по размерам, чем подсистемы "собственного" гало и толстого диска, образованные генетически связанными объектами. Исследуются свойства и определяются характерные параметры всех выделенных подсистем.
В четвертой, важнейшей главе диссертации, основываясь на спектроскопически определенных содержаниях железа, магния и европия в близких F-G-звсздах и вычисленных для них элементах галактических орбит, восстанавливается хронология формирования и последующая эволюция всех подсистем Галактики. Приводятся доказательства существования вблизи Солнца звезд внегалактического происхождения, и анализируется история звездообразования в их родительских карликовых галактиках-спутниках, разрушенных приливными силами нашей Галактики.
В заключении суммируются полученные результаты.
Научная новизна работы заключается в том, что в первые получены следующие результаты.
Обнаружены точки поворота на диаграмме "цвет - абсолютная звездная величина" для звезд тонкого диска и показано, что нижние
огибающие главных последовательностей звезд разной металлично-сти в пределах спектрального диапазона F совпадают между собой. Показано, что в тонком диске связи металличности и относительного содержания магния с возрастом не являются однозначными и среди звезд одинакового возраста существует реальная дисперсия химического состава.
Исследованы зависимости параметров эллипсоидов скоростей F звезд тонкого диска от их металличности и возраста. Показано, что ни один из известных релаксационных механизмов в диске не в состоянии объяснить выявленные зависимости, поэтому сделан вывод, что кинематика звезд зависит в основном от динамического состояния межзвездного газа на момент их образования.
Показано, что в тонком диске абсолютные величины радиального и вертикального градиентов металличности и обнаруженного вертикального градиента относительного содержания магния систематически уменьшаются при переходе к более старым звездам.
На базе восстановленного статистическим методом реального распределения F-звезд по высоте над галактической плоскостью показано, что в процессе эволюции дисковая подсистема в целом становится более плоской и при одинаковом возрасте концентрация к плоскости Галактики у металличных звезд всегда значительно выше, чем у малометал личных.
На основе исследования относительных содержаний магния, [Mg/Fe], в звездах тонкого диска показано, что скорость звездообразования в нем уменьшается с увеличением галактоцснтрического расстояния и за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.
На основе предложенных в работе критериев проведена сегрегация всех доступных шаровых скоплений, переменных типа RR Лиры поля и высокоскоростных звезд поля по трем старым подсистемам Галактики (толстый диск, "собственное" гало и "аккрецированное" гало). Определены характерные параметры подсистем и проведен сравнительный анализ взаимосвязей между относительными содержаниями магния, метал личностями и пространственными положениями звездных объектов внутри каждой подсистемы.
Обнаружено, что относительные содержания магния в звездах толстого диска лежат в диапазоне (0.0 < [Mg/Fe] < 0.5) и уменьшаются с ростом метал личности, начиная от точки [Fe/H] & —1.0. Это интерпретируется в пользу большой длительности процесса звездообразования в толстом диске.
В толстом диске обнаружены вертикальные градиенты металлично-сти и относительного содержания магния, которые могут появиться в подсистеме только в случае формирования ее или в условиях медленного коллапса протогалактики или в случае неоднократного "разогревания" звезд первичного тонкого диска массивными галактиками-спутниками.
Приводятся доказательства того, что часть шаровых скоплений и звезд поля ведут свое происхождение от карликовых галактик-спутников, разрушенных приливными силами Галактики на разных этапах ее эволюции. В итоге показано, что подавляющее число мало-металличных объектов [Fe/H] < —1.0 в сферической составляющей Галактики имеют предположительно внегалактическое происхождение.
Обнаружено, что предположительно аккрецированные шаровые скопления демонстрируют одновременное уменьшение массы (полной светимости) и возраста с увеличением галактоцентрического расстояния, создавая дефицит далеких старых массивных скоплений.
Показано, что у звезд собственного галактического гало отношения [Mg/Fe] > 0.2. Это свидетельствует о сравнительной однородности межзвездного вещества в ранней Галактике на стадии формирования собственного гало.
Обнаружено, что для всех старых предположительно аккрециро-ванных звезд отношение [Eu/Mg] > 0.0, что значительно больше, чем для звезд, генетически связанных с Галактикой, а относительные содержания магния достигают отрицательных значений отношений [Mg/Fe]. Отсюда сделан вывод о том, что максимальные массы сверхновых SNe II за пределами ранней Галактики были меньше, чем внутри нее.
На основании обнаруженных связей между относительными содержаниями магния, значениями металличности и элементами орбит
предположительно аккрецированных звезд выдвинуто предположение, что при уменьшении масс карликовых галактик в них одновременно уменьшаются максимальные массы сверхновых SNell, а следовательно, и выход а-элементов.
Достоверность полученных результатов и обоснованность выводов работы обеспечивается: использованием наиболее точных из опубликованных измеряемых величин различных объектов; аккуратным определением параметров звезд поля и шаровых скоплений по современным и оригинальным методикам, тщательным сведением компилятивных данных в однородные шкалы и составлением репрезентативных выборок с объемами, достаточными для получения статистически надежных результатов; исследованием свойств каждой подсистемы Галактики по независимым выборкам объектов различных населений; привлечением для формулирования окончательных выводов результатов других авторов из смежных областей исследований; согласием выводов с современными представлениями о физике объектов; повторением результатов и выводов работы другими авторами; цитированием результатов.
Научная, методическая и практическая значимость работы Полученные в диссертации результаты углубляют наши представления о строении и эволюции Галактики и вскрывают несоответствие ряда существующих в этой области концепций наблюдательным данным.
Созданные объемные каталоги однородных астрофизических параметров различных объектов, представленные в Страсбургском центре звездных данных, уже используются и найдут дальнейшее практическое применение в исследованиях структуры, а также химической и динамической эволюции Галактики во многих (в том числе и зарубежных) астрономических учреждениях.
Представление о неоднозначности связи между возрастом и металлич-ностью в галактическом диске и существовании реальной дисперсии мс-талличности у звезд любого возраста, уже получившее подтверждение в работах других авторов, заставляет внести существенные коррективы в теорию химической эволюции и происхождения межзвездного вещества в подсистеме. Обоснование вывода о существовании отрицательного тренда скорости звездообразования вдоль галактоцентрического радиуса снимает вопрос о происхождении радиального градиента металличности в тонком диске.
Вывод о том, что населения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля образуют в Галактике три, а не две старые подсистемы -
толстый диск и "собственное" гало с одной стороны, и "аккрецирован-ное" гало - с другой, заставляет отказаться от устоявшейся концепции, согласно которой все объекты Галактики образовались из единого прото-галактического облака. Причем среди малометалличных объектов аккрс-цированные составляют большинство в сферической подсистеме, а относительные содержания химических элементов, произведенных в разных процессах ядерного синтеза, у них значимо отличаются от аналогичных содержаний у звезд, генетически связанных с единым протогалактиче-ским облаком. Этот вывод открывает новое направление в теории формирования и химической эволюции нашей и других галактик.
Обнаружение в "аккрецированном" гало наблюдательных проявлений зависимости начальной функции масс звезд от полной массы их родительских карликовых галактик диктует настоятельную необходимость в получении новых наблюдательных данных о химическом составе и кинематике малометалличных субкарликов и субгигантов поля. Можно полагать, что эти выводы послужат стимулом к развертыванию наблюдательных программ в этой области.
Методическую ценность имеют следующие разработки. Результаты исследований систематических эффектов, вызываемых случайными ошибками в определении расстояний, покраснений, индексов металлично-сти и светимости F-звезд по данным uvby -фотометрии. Экспресс-метод для массового компьютерного определения возрастов звезд по теоретическим изохронам. Метод статистического восстановления реального распределения по высоте различных объектов на солнечном галактоцентри-ческом расстоянии, основанный на вычислении вероятности нахождения звезд в разных участках орбиты. Методика сведения разнородных наблюдательных данных в однородные шкалы с присвоением веса как каждому источнику, так и каждому индивидуальному измерению. Метод сегрегации звездных объектов по подсистемам Галактики.
На защиту выносятся следующие результаты.
1. Обнаружение в тонком диске неоднозначности связей "возраст - ме-талличность" и "возраст - относительное содержание магния" и существования реальной дисперсии химического состава среди звезд одинакового возраста. Вывод о большой дисперсии отношения [Fe/H] в первые несколько миллиардов лет формирования подсистемы и о начавшемся примерно 5 млрд. лет назад ее уменьшении с одновременным увеличением средней металличности и уменьшением сред-
него относительного содержания магния в результате активизации процессов звездообразования и перемешивания межзвездной среды.
Обнаружение различия степени концентрации к плоскости Галактики и параметров эллипсоидов скоростей у звезд тонкого диска разной металличности, но одинакового возраста. Вывод о том, что звезды разной металличности рождаются в каждый момент времени из вещества, находящегося в различных динамических состояниях, причем большие размеры подсистемы малометалличных ([Fe/H] < —0.1) звезд поддерживаются падением на диск бедного металлами газа из внешних областей Галактики.
Обнаружение изменения хода зависимости "[Mg/Fe] - [Fe/H]" в тонком диске с удалением от центра Галактики и вывод о том, что скорость звездообразования уменьшается с увеличением галактоцен-трического расстояния, при этом за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.
Результаты разнесения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля по подсистемам Галактики и вывод о том, что подавляющее число малометалличных объектов ([Fe/H] < —1.0) в сферической составляющей имеют предположительно внегалактическое происхождение.
Обнаружение в подсистеме толстого диска отрицательного вертикального градиента металличности среди шаровых скоплений, переменных звезд типа RR Лиры поля и F-G-карликов поля и положительного вертикального градиента относительных содержаний магния среди звезд поля.
Обнаружение тенденции уменьшения относительного содержания магния в звездах толстого диска с ростом металличности, начиная от значения [Fe/H] « —1.0, и вывод о большой длительности процесса звездообразования в подсистеме.
Заключение о нахождении на больших галактоцентрических расстояниях преимущественно маломассивных "аккрецированных" шаровых скоплений малого возраста и вывод о том, что маломассивные шаровые скопления образовывались преимущественно в карликовых галактиках низкой массы.
8. Заключение о различии отношений [Eu/Mg] в "аккрецированных" и генетически связанных звездах Галактики и об уменьшении относительных содержаний магния с увеличением размеров и наклонов орбит "аккрецированных" звезд. Следующий отсюда вывод об уменьшении максимальных масс SNe II в их родительских карликовых галактиках-спутниках с уменьшением полной массы последних.
Реализация результатов работы. Результаты диссертации нашли отражение в отчетах по НИР, выполненных по планам НИИ физики и кафедры физики космоса РГУ, а также по грантам "Межотраслевая научно-техническая программа Астрономия" 1992—1995, "Ключевые проблемы астрономии" 1993-1996, ESO-1994, ESO-1995, Университеты России 1993 - 1995, Миннауки 1994, 1995, РФФИ - 00-02-17689, Роснауки -02.438.11.7001, Федерального агентства по образованию РНП - 2.1.1.3486 и 2.2.3.1.3950.
Апробация работы. Результаты работы докладывались на астрофизических семинарах отдела космических исследований НИИ физики и кафедры физики космоса РГУ, а также семинарах САО РАН, ИНА-САН и ГАИШ МГУ; на международных конференциях: "Создание и обработка астрономических каталогов на ЭВМ" (Рига, 1986), "Структура и эволюция звездных систем" (Петрозаводск, 1995), "Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики" (Москва, 1999), Собрании Европейского астрономического общества JENAM-
(Москва, 2000), "Звездная динамика: от классической до современных моделей" (Санкт-Петербург, 2000), "Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик" (Украина, Одесса, 2002), "От лития до урана" (IAU Symposium 228, Франция, 2005); на Всесоюзных и Всероссийских совещаниях: "Структура галактик и звездообразование" (Киев, 1983), "Химическая эволюция галактик" (Н. Архыз, 1985), совещание РГ "Галактика" и "Звездные скопления" (Свердловск, 1986), "Актуальные проблемы астрофизики" (Абрау-Дюрсо, 1986), "Физика звездных атмосфер" (Ростов-на-Дону, 1987), "Звездные скопления" (Свердловск, 1987), "Кинематика и динамика звездных систем" (Ленинград, 1988), "Проблемы физики и динамики звездных систем" (Ташкент, 1989), ВАК-
(Санкт-Петербург), ВАК-2004 (Москва), "Звездные системы" (Москва, 2006) "Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее" (Санкт-Петербург, 2006).
Личный вклад автора. Автору принадлежит постановка всех задач, формулировка всех выводов и написание текстов всех статей, за исключе-
ниєм 1.1 и 1.3. Разработка методик определения физических и кинематических параметров звезд, принципы составления компилятивных каталогов, проведение статистической обработки данных и астрофизический анализ результатов принадлежат автору равноправно с Ю.Г. Шевелевым в главах 1, 2 и с Т.В. Борковой в главах 3, 4. В 1.1 и 1.3 постановки задач и формулировки выводов принадлежат автору равноправно с А. А. Сучковым, а интерпретации результатов принадлежат автору равноправно с А.А. Сучковым и Ю.Г. Шевелевым.
Основное содержание диссертации изложено в следующих публикациях:
Марсаков В.А., Сучков А.А., Шевелев Ю.Г. Химический состав F-звезд околосолнечной окрестности. / / Астрон. Журн. - 1984. -Т.61. - С.483-490
Шевелев Ю.Г., Сучков А.А., Марсаков В.А. О содержании гелия в F-звездах диска. // Астрон. Цирк. - 1985. - №1372. - С. 1-3
Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Каталог определений металлично-сти, компонентов скоростей и элементов орбит F5-K5 карликов в окрестности 80 парсек от Солнца. // Научн. информ. Астросо-вета АН СССР - 1986. - №59. - С.61-63
Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Каталог определений [Fe/HJ, расстояний, компонентов скоростей и элементов орбит F-звезд южного галактического полюса. // Научн. информ. Астросовета АН СССР.
- 1986. - №59. - С.67-69
Марсаков В.А., Сучков А.А., Шевелев Ю.Г. О содержании гелия в звездах диска и скоплениях Гиады и Кома. // в "Звездные скопления". Свердловск, 1987, Материалы научн. конф. - 1987. - С.40-44
Марсаков В.А., Сучков А.А., Шевелев Ю.Г. Обнаружение точки поворота F-звезд поля. Возраст диска Галактики. // Астрон. Цирк.
- 1987. - №1485. - С. 1-3
Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А., Сучков А.А. Связь между возрастом, кинематикой и металличностъю F-звезд диска Галактики. II Астрон. Цирк. - 1987. - №1486. - С. 1-3
Сучков А.А., Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Парадокс соотношения кинематика - металличностъ для звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. - 1987 - №1501. - С. 1-3
9. Шевелев Ю.Г., Сучков А.А., Марсаков В.А. Ширина главной последовательности: роль эффектов возраста, металличности и содержания гелия. /J Астрон. Цирк. - 1987. - №1514. - С.1-2
Шевелев Ю.Г., Сучков А.А., Марсаков В.А. Содержание гелия и светимость F-звезд главной последовательности по данным фотометрической системы uvbyp. // Астрон. Журн. - 1987. - Т.64. -С.747-755
Марсаков В.А., Сучков А.А., Шевелев Ю.Г. Загадка несоответствия между кинематическим и изохронным возрастом F-звезд. Ц Астрон. Цирк. - 1988. - №1533. - С.9-10
Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Шкала расстояний, покраснения и пространственные вариации металличности F-звезд в окрестности Солнца. If Астрон. Журн. - 1988. - Т.65. - С.918-926
Marsakov V.A., Shevelev Yu.G. The catalogue of metallicities, velocity components, and orbital parameters for F2-K5 dwarfs in the vicinity of 80 pcfrom the Sun. // Bull. Inform. CDS. - 1988. - №35. - P.129-130
Shevelev Yu.G, Marsakov V.A The catalogue of metallicities, distances, velocity components, and parameters of orbits for F stars of the southern sky. /I Bull. Inform. CDS. - 1988. - №35. - P.131-133
Сучков А.А., Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Из чего рождаются рассеянные скопления? II Астрон. Цирк. - 1989. - №1536. - С. 13-14
Шевелев Ю.Г. Марсаков В.А., Сучков А.А. Связь между кинематикой, химическим составом и возрастом F-G звезд диска Галактики. /І Астрон. Журн. - 1989. - Т.66. - С.317-327
Сучков А.А., Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Структура "главной последовательности" F-G-звезд: эффекты возраста, металличности и содержания гелия. // Астрон. Журн. - 1989. - Т.66. - С. 1227-1238
Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Каталог физических характеристик F-звезд главной последовательности в окрестности 80 пк от Солнца. І/ Астрон. Цирк. - 1990. - №1545. - С.11-12
Marsakov V.A., Suchkov А.А., Shevelev Yu.G. F-stars: evidence for "two-dimensional" age-metallicity relation and a new light on the enrichment history of the Solar neighbourhood. 11 Astrophys. and Space Sci. - 1990. - V.172. - P.51-75.
Марсаков В.А. Инверсия зависимости между металличностъю и круговой скоростью F-звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. -1991. -№1548. - С.9-10
Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Каталог физических и кинематических параметров А-звезд главной последовательности в окрестности 80 пк от Солнца. // Астрон. Цирк. - 1991. - №1548. - С.41-4222
Марсаков В.А. Связь параметров эллипсоидов скоростей F-звезд с их металличностъю, температурой и возрастом. // Астрон. Журн. - 1992. - Т.69. - С. 1015-1027
Марсаков В.А. Эволюция радиального градиента металличности в галактическом диске. // Астрон. Цирк. - 1992. - №1553. - С. 17-18
Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. О релаксации в галактическом диске. II Астрон. Цирк. - 1993. - №1554. - С.7-8
Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Изохронные возрасты близких F-звезд и связь между возрастом и металличностъю в галактическом диске. /І Астрон. Журн. - 1993. - Т.70. - С. 1218-1227
Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г Различие зависимостей параметров эллипсоидов скоростей металличных и малометалличных F-звезд диска от возраста и проблема релаксации. // Астрон. Журн. -1994. - Т.71. - С.368-376
Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Эксцентриситеты орбит звезд как статистический индикатор возраста в галактическом диске. // Астрон. Цирк. - 1994. - №1556. - С.9-10
Шевелев Ю.Г., Марсаков В.А. Изменение радиального и вертикального градиентов металличности в галактическом диске с возрастом. /І Астрон. Журн. - 1995 - Т.52. - С.321-332
Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. Вертикальная структура галактического диска в окрестности Солнца. // Астрон. Журн. - 1995. -Т.72. - С.630-640
Marsakov V.A., Shevelev Yu.G. The catalogue of metallicities, orbital elements, and other parameters for nearby F-stars. // Bull. Inform. CDS. -1995.-№47.-P. 13-15
31. Marsakov V.A. Shevelev Yu.G. Scale-height for the galactic dick subsys
tems being different in age and metallicity. // in "Structure and evolution
of stellar system." Int. Conf. held in Petrozavodsk, Russia, 15 - 23 Aug.
1995. Eds. Agecian Y.A., Mullari A.A., Orlov V.V. - Saint Petersburg.
- 1997. - P.150-154
Shevelev Yu.G., Marsakov V.A. On properties of metallicity function of F-stars in the galactic disk. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. - 1998. -V.46. - P.101-109
Боркова Т.В., Марсаков В.А. Подсистемы шаровых скоплений Галактики. I/ Астрон. Журн. - 2000. - Т.77. - С.750-772
Borkova T.V., Marsakov V.A. Scenario of Early history of the Milky Way on genetic bound globular clusters // in "Variable stars - key to understanding a structure and evolutions of the Galaxy" Astron., Soc. Conf. held in Moscow. - 23 - 29 Okt. 1999. Eds. Samus N.N., Mironov A.V. - Nizniy Arhys. - 2000. - P. 193-196
Боркова T.B., Марсаков В.А. Подсистемы переменных звезд типа RR Лиры нашей Галактики. // Астрон. Журн. - 2002. - Т.79. -С.510-525
Marsakov V.A., Borkova T.V. Subsystems of the Galactic halo, their structures and compositions. // Odessa Astron. Publ. - 2002. - V.15. -P.52-60
Borkova T.V., Marsakov V.A. Distant globular clusters with anomalously small masses. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. - 2002. - V.54. - Т.61-65
Borkova T.V., Marsakov V.A. Two populations among the metal-poor field RR Lyme stars. // Astron. Astrophys. - 2003. - V.398. - P. 133-139
Боркова Т.В., Марсаков В.А. Звезды внегалактического происхождения в окрестности Солнца. // Письма в Астрон. Журн. - 2004.
- Т.ЗО. - С.173-184
40. БорковаТ.В., Марсаков В.А. Сводный каталог спектроскопических
определений содержаний химических элементов в звездах с точ
ными параллаксами. Магний. // Астрон. Журн. - 2005. - Т.82. -
С.453-465
Марсаков В.А., Боркова Т.В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Толстый диск. // Письма в Астрон. Журн. - 2005. - Т.31. - С.577-591
Borkova T.V., Marsakov V.A. About compiled catalogue of spectroscopic determined chemical abundances for stars with accurate parallaxes. Magnesium. // In: From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Paris, France, May 23-27, 2005. Edited by Hill, V.; Franocis, P.; Primas, F. Cambridge: Cambridge University Press, - 2005. - P.241-242
Marsakov V.A., Borkova T.V. Solar Vicinity: Star of Extragalactic Origin. // In: From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Paris, France, May 23-27, 2005. Edited by Hill, V.; Francois, P.; Primas, F. Cambridge: Cambridge University Press, - 2005. - P.543-544
Марсаков В.А., Боркова Т.В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Тонкий диск. // Письма в Астрон. Журн.- 2006. - Т.32. - С.419-437
Марсаков В.А., Боркова Т.В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Гало. // Письма в Астрон. Журн. - 2006. - Т.32. - С.545-556
Зависимость металличности от избытков цвета Е (Ь — у)
Система uvbij, (3 позволяет определять нормальные фотометрические индексы звезд. Это становится возможным благодаря наличию двух температурных индексов, один из которых не зависит от покраснения. Величи на избытка цвета Е(Ь — у) может служить статистическим индикатором расстояния. Звезды наших выборок находятся на небольших расстояниях от Солнца, примерно до 200 — 250 пк. Поглощающая материя распределена в ближайшей окрестности Солнца в различных направлениях неравномерно, поэтому по покраснению можно только в среднем выделить более далекие и более близкие звезды.
Выборка F-карликов из (Филип и Эгре, 1980) разбивается на две примерно одинаковые по численности группы, если в качестве граничного значения принять Е(Ь — у) = 0.007. Среди карликов южного неба из каталога (Тварог, 1980а) покрасневших звезд 40%. В табл. 1.1 приведены средние значения и дисперсии металличности соответствующих выборок звезд и число объектов в выборках. Ошибки определения всех величин не превышают ±0.01. Из таблицы хорошо видно различие между металлич-ностями покрасневших ("далеких") и непокрасневших ("близких") звезд: "далекие" звезды демонстрируют большую металличность. Для южных карликов из работы (Тварог, 1980а) это различие значительно больше, чем для карликов из каталога (Филип и Эгре, 1980) и в обоих случаях оно превышает ошибки определения средних значений ([Fe/H]). Хорошее согласие средних значений металличности для близких звезд из обоих каталогов указывает на достаточно высокую степень надежности определения [Fe/H], несмотря на то, что они получены разными авторами на разных инструментах. Заметим, что более высокие металличности "далеких" звезд не могут быть вызваны неправильным приведением за межзвездное поглощение, поскольку после учета покраснения значение [Fe/H] увеличивается. Как впоследствии окажется, значительную часть среди звезд, которые мы пока называем "далекими", составляют неразрешенные двойные, и именно двойственность, похоже, является причиной возникновения эффекта "металличность - избыток цвета" (см. следующий параграф, а также работу (Шустер, Ниссен, 1989)).
Независимо от природы обнаруженного эффекта, заметим, что особенно резко он проявляется для южных звезд. Для его объяснения может оказаться существенным тот факт, что в южном полушарии расположен центр Местной Системы (Пояса Гулда), который находится на расстоянии 100 - 150 пк от Солнца (Куликовский, 1978). В целом данный вопрос требует дальнейших исследований. 0,0
Зависимость металличности F-карликов от температурного индекса [5] 1 -звезды из каталога Тварог (1980а), 2 - звезды из каталога Филип и Эгре (1980). В правом нижнем углу дана средняя ошибка определения металличности. Зависимость металличности F-карликов от температуры
На рис. 1.1 приведена зависимость [Fe/H] от /? для F-карликов с малым покраснением. Из него хорошо видно, что в целом для звезд обеих выборок металличность в среднем растет с увеличением температурного индекса (3. Об этом свидетельствует тангенс угла наклона зависимости [Fe/H] от /?, который равен 2.3 ± 0.2 и 1.2 ± 0.2 для выборок звезд из каталогов (Тварог, 1980а) и (Филип и Эгре, 1980), соответственно. Коэффициенты корреляции в обоих случаях: г 0.7 ± 0.2.
Обращает на себя внимание заметное изменение металличности в окрестности Р = 2.65 -f- 2.66, что соответствует примерно спектральному классу F5. Все точки с (5 2.66 лежат выше линии [Fe/H] « -0.08, а все точки с (3 2.65 находятся ниже ее. При этом в обеих выборках для ранних и поздних звезд (то есть справа и слева от линии (5 = 2.655) нет систематического изменения металличности с температурой. Как следует из табл. 1.1, различия в средних значениях металличности ранних и поздних звезд существенно превышают ошибки.
Такой характер зависимости [Fe/H] от /? согласуется с представлением о двух группах звезд диска со скачком металличности между ними (Марсаков, Сучков, 19786, 1980). Если точка поворота главной последовательности для старого населения диска находится в окрестности спектрального класса F5 (/? « 2.655), то среди более горячих звезд ((3 2.655) должно быть мало старых звезд диска с большим дефицитом тяжелых элементов. Среди поздних F-карликов численности старых и молодых звезд сравнимы. В результате средняя метал личность поздних F-карликов должна быть равна средней металличности всех звезд диска, то есть [Fe/H] ft —0.1, что и наблюдается в нашем случае (см. табл. 1.1 и рис. 1.1).
Покрасневшие ("далекие") звезды демонстрируют зависимость металличности от температурного показателя (3, отличающуюся от аналогичной зависимости для непокрасневших звезд. Если значение [Fe/H] F-карликов каталога (Филип и Эгре, 1980), где представлены звезды сравнительно равномерно заполняющие всю небесную сферу, медленно растет с ростом (3 ([Fe/H] 0.9/? при г = 0.8 ± 0.1), то металличность карликов южного неба остается примерно постоянной (см. табл. 1.1). Эта ситуация еще раз говорит в пользу того, что в южном небе большинство звезд являются возможными членами Местной Системы, которая в свою очередь принадлежит к богатой металлами группе диска. Функция металличности F-карликов
Рассмотрим структуру распределения металличности (функции металличности) F-карликов для обоих каталогов. Рассмотрим отдельно звезды ранние и поздние, а также "далекие"и "близкие". Распределения всех выборок даны на рис. 1.2 и 1.3.
Зависимость металличности от возраста
Для того, чтобы получить содержание тяжелых элементов Z из величины [Fe/H], используемое при определении возрастов звезд, мы обычно использовали конвертирующее соотношение \g(Z/ZQ) = [Fe/H]. Однако для проверки в некоторых случаях использовалось соотношение, полученное Шустером и Ниссеном (1987): \g(Z/ZQ) = 0.6[Fe/H].
Отдельную проблему составляет коррекция абсолютной звездной величины за мсталличность. Карлберг и др. (1985) предположили, что такая коррекция необходима и сделали ее, введя зависимость положения главной последовательности нулевого возраста M (ZAMS) от ме-талличности. Однако, специальные исследования, предпринятые Крау-фордом (1979), чтобы выявить эффекты металличности при калибровке светимости, привели к заключению: наилучшая аппроксимация для звезд солнечной металличности и меньше получается без использования индекса 61Щ. С другой стороны, путь Карлберга и др., учитывающий возможное влияние эффектов металличности, менее очевиден, поскольку A/ (ZAMS), как известно, зависит не только от металличности (или, точнее, от содержания тяжелых элементов Z) но также и от содержания гелия У. Причем предполагается, что содержание гелия в звездах диска зависит от Z (Пэррин и др., 1977). Поэтому проблема нуждается в дополнительном изучении. В ее решении мы будем идти следующим путем.
Расчеты моделей звезд предсказывают, что внутри диапазона металличности, характерного для диска, абсолютная величина главной последовательности нулевого возраста (ZAMS) при фиксированной температуре изменяется как
M1V(ZAMS) = ЗАУ - A log Z (1.6)
(см. Кастеллани, 1977). Эта формула может быть применена для коррекции абсолютной величины за содержание тяжелых элементов в соотношении (1.1) из 1.2. Однако проблема состоит в том, что содержание гелия не может быть измерено в столь холодных звездах, как F-звезды и нет соответствующей наблюдательной информации о У. Имея это в виду, мы вычислили два набора абсолютных величин для двух различных ПреДПОЛОЖеНИЙ. ПерВЫЙ - В ПреДПОЛОЖеНИИ, ЧТО AMv(ZAMS) — 0 в0
всем характерном для диска диапазоне Z, которое подразумевает, что АУ « l/3AlogZ, если Z и У единственные параметры, управляющие положением главной последовательности нулевого возраста. Некоторые эмпирические свидетельства в пользу этого предположения будут приве дены в разделе 1.3.2. Другой набор абсолютных величин мы получили, предположив AY — О, то есть AMV(ZAMS) — -AlogZ.
Имеется еще одна проблема, связанная с соотношением (1.4) из 1.2. Рассеянные скопления дают нам основания полагать, что светимость не единственный параметр, влияющий на величину Sci, даже при фиксированной металличности (Стремгрен и др., 1982; Ниссен, 1988). Необходимо также принять во внимание возможность того, что 6с\ изменяется систематически с изменением металличности под воздействием некоторых факторов, которые коррелируют с металличностью (см. п. 1.3.2). Однако, мы проигнорируем эти вещи поскольку, как будет показано в следующем пункте, близкие F-звезды дают нам основание остановиться на сделанных приближениях.
Расстояния и покраснения. Итак, мы построили два набора абсолютных величин для звезд выборки и, соответственно, два набора модулей расстояний ту — My и расстояний г. Видимые звездные величины для определения расстояний взяты из каталога (Ошенбэйн, 1980). Оба набора ограничены расстоянием г = 80 пк от Солнца.
Два набора абсолютных величин дали две слегка отличающиеся выборки. В случае, когда MV(ZAMS) не зависит от металличности, мало-металличным звездам будут приписаны более яркие абсолютные величины. Следовательно для них получатся большие расстояния и большие значения тангенциальных скоростей. Кроме того, в пределах фиксированной величины расстояния их окажутся меньше. В дальнейшем мы будем иметь дело главным образом именно с такой выборкой (присвоим ей индекс "А"). Выборке, полученной в предположении постоянства содержания гелия в формуле (1.6) присвоим индекс "Б".
Как было показано в предыдущем параграфе, звезды в пределах 80 пк практически не подвержены межзвездному покраснению. Даже если у некоторых звезд такой выборки оно и будет иметь место, коррекция в Sci, 5т\ и г для них оказывается меньше наблюдательных ошибок индексов из-за больших ошибок в индексе (3. Процедура исправления за покраснения только ухудшит данные, поэтому мы ее не применяли.
Скорости. Фотометрические данные были дополнены собственными движениями из каталога SAO (Ошенбэйн, 1980). Объединив собственные движения с фотометрическими расстояниями, мы получили тангенциальные скорости для всех звезд каталога. Эти скорости были откорректированы за движение Солнца относительно локального центроида: Уэ = 18 км с"1, L = 51, Ъг = 21.5. Лучевые скорости также взяты из каталога SAO. Около 200 звезд были добавлены из работы Андерсен и др. (1985). Хотя полное количество звезд с измеренными величинами Vr примерно в три раза меньше, чем во всей выборке, они дали нам независимый критерий проверки правильности вычисленных тангенциальных скоростей.
В этом параграфе мы имеем дело исключительно со средними скоростями различных групп звезд, а не с индивидуальными скоростями звезд. Поскольку распределения и собственных движений и лучевых скоростей звезд довольно равномерны по всему небу, мы можем ввести кроме средних тангенциальных и лучевых скоростей также и средние остаточные скорости звезд относительно локального центроида, используя известные статистические соотношения: VQCT = (4/7r)Vt, и V0CT = 2ї . Мы привлекли и средние остаточные скорости, полученные непосредственно из эллипсоидов скоростей. Последние были вычислены по полным пространственным скоростям звезд.
Эффективные температуры. Получение оценок возрастов по теоретическим изохронам требует информации о цветовом индексе звезд {Ь — у)ст Для вычисления их эффективных температур. Для этого мы, во-первых, пользуясь соотношением, основанном на теоретических расчетах звездных атмосфер, выполненных в работе (Релейя и Куруц, 1978), трансформировали температурный индекс (Ь—у) в В — V. Оказалось, что соотношение согласуется с эмпирической калибровкой для звезд с величинами (6 — у) из каталога Хаука и Мермийода (1985) и В — V из работы (Ошснбэйн, 1980). После этого мы использовали соотношение между В — V и TRff, которое получается по данным теоретического моделирования внутреннего строения звезд, из работы ВандэнБерга (1985). При этом мы брали величины В — V и Teff в местах изохрон, где находятся точки поворота (звезды главной последовательности нулевого возраста при том же цвете получаются горячее на AlgTefj « 0.008). И, наконец, используя (Ь — у)ст вместо (Ь — у), сделали эту процедуру справедливой для звезд любой метал личности.
Шаровые скопления толстого диска и малометалличного гало .
За основу нашего каталога взята компьютерная версия компилятивного каталога Харриса (1996), в которой включены все измеряемые величины для 147 шаровых скоплений Галактики. Данные каталога полны на 15 мая 1997 г. Из этого каталога мы использовали основную долю параметров, некоторые вычислили на основе данных из него же и часть фундаментальных параметров, отсутствующих в каталоге, добавили из других источников.
Положения скоплений в Галактике взяты непосредственно из каталога (Харрис, 1996), где основным индикатором расстояния до шаровых скоплений является усредненная по нескольким источникам звездная величина горизонтальной ветви. Приведенные Харрисом (1996) координаты в гелиоцентрической системе мы преобразовали в галактические координаты X, У, Z (при RG — 8 кпк) и вычислили cos , где ф - угол между лучом зрения на шаровое скопление и вектором вращения вокруг оси Z по формуле: RGY cos w = , v R&VX2 + Y2 здесь R& - расстояние от шарового скопления до Солнца, RG - расстояние от Солнца до центра Галактики.
Лучевые скорости {Vг), приведенные Харрисом (1996), получены усреднением данных большого числа источников с весами, обратно пропорциональными приведенной точности. В большинстве использованных работ точность была равна или меньше ±1 км с"1. Дополнительно мы вычислили Vs - компоненту лучевой скорости шаровых скоплений относительно неподвижного наблюдателя, находящегося на месте Солнца по формуле: У8 = Уъ + УыъА 167 где VQ - лучевая скорость, исправленная за движение Солнца относительно локального центроида из (Харрис, 1996); V - скорость кругового движения локального центроида, принятая нами 225 км с"-1; А - угол между апексом кругового движения локального центроида и направлением на шаровое скопление (cos Л = Y/R). Подробнее о вычислении углов и скоростей см. в (Томас, 1989).
Металличность является важнейшей характеристикой скопления. В своем каталоге Харрис собрал все опубликованные определения мстал-личностей шаровых скоплений, приведенные к шкале значений [Fe/H] из работы (Зинн, Вест, 1984) и усреднил их с одинаковым весом. Большое количество используемых Харрисом источников (более сорока) и использование исключительно спектроскопических определений металличности и хорошо откалиброванных диаграмм цвет-звездная величина, обеспечило достаточно высокую внутреннюю точность среднего значения [Fe/H] в компилятивном каталоге. Хотя шкала (Зинн, Вест, 1984) и обнаруживает некоторую нелинейность, завышая металличность самых богатых металлами скоплений (см. Каретта, Граттон, 1997), но для данной работы важнее знание относительного значения [Fe/H].
Горизонтальная ветвь скоплений не только помогает определить расстояние до них, но и несет в себе информацию об условиях формирования и эволюции шаровых скоплений. В частности, в работе (Миронов, Самусь, 1974) по строению горизонтальной ветви все скопления были разделены на две группы, причем оказалось, что группы четко различаются металличностью и пространственно-кинематическими характеристиками. С другой стороны, согласно Оостерхофу, шаровые скопления разделяются на хорошо выраженные две группы, но только уже провалом на распределении типичных жителей горизонтальных ветвей -переменных звезд типа RR Лиры - по периодам блеска. Оказалось, что периоды RR Лиры в скоплениях тесно связанны с морфологией горизонтальной ветви и поэтому удобно характеризовать скопления параметром (В — R)/{B + V + і?), где B,V,R - количество звезд на голубом конце, в пробеле Шварцшильда и на красном конце горизонтальной ветви скопления, соответственно. Данная величина получена Харрисом (1996) простым усреднением данных из нескольких источников.
Возраст () является одним из самых неуверенно определяемых параметров, поэтому в компилятивном каталоге (Харрис, 1996) он отсутствует. Недавно опубликованный каталог Hipparcos приводит точные спутниковые измерения параллаксов звезд и уже первый их анализ требу 168
ет существенного пересмотра калибровки расстояний до шаровых скоплений. В результате возраст даже самых малометалличных скоплений (то есть наиболее старых) становится не выше « 10 млрд. лет (см., например, Рид, 1997). Полагая, что исследования по уточнению нуль пункта возрастной шкалы по новым данным только начались, а также учитывая, что для данной работы более важным является знание относительных характеристик, мы решили остановится на прежней шкале. В последние годы появилось очень много работ, где приведены довольно точные относительные возрасты шаровых скоплений. Желая в своих исследованиях использовать информацию о возрастах возможно большего числа скоплений, мы все найденные списки возрастов свели в единую шкалу и вычислили средние взвешенные оценки возрастов, присвоив веса как каждому используемому источнику возрастов шаровых скоплений, так и каждому отдельному определению индивидуального возраста. При этом мы применили двухступенчатую итерационную процедуру из работы (Хаук, Мермийод, 1998), которая присваивает меньший вес определениям, сильнее отклоняющимся от предварительно вычисленного среднего. В качестве основной шкалы мы использовали однородные относительные возрасты для 36 шаровых скоплений из работы (Буонанно и др., 1989), где средний возраст малометалличных скоплений принят равным 15.5 млрд. лет. Шкалы возрастов из 9 наиболее обширных списков ((Граттон, 1985) - 26 скоплений, (Буонанно и др., 1997) - 12 скоплений, (Сарасдини, Кинг, 1989) -31 скопление, (Чабойер и др., 1992) - 32 скоплений, (Сараедшш и др., 1985) - 14 скоплений, (Чабойер, Ким, 1995) - 40 скоплений, (Чабойер и др., 1996) - 43 скоплений, (Ричер и др., 1996) - 36 скоплений, (Саларпс, Вейс, 1997) - 25 скоплений) мы методом наименьших квадратов привели к основной шкале. (Указанные списки калибровались совместно с отдельными определениями возрастов еще из 21 источника, при этом работы объединялись на основе идентичности или подобия используемых теоретических изохрон). Далее мы применили двухступенчатую итерационную процедуру. Одиночные определения возрастов из других работ мы включали только в том случае, если теоретические изохроны у них совпадали с используемыми в одной из вышеперечисленных работ.
Итерационная процедура вычисления относительных содержаний магния
Как уже отмечалось, цитируемые выше результаты получены по весьма ограниченным выборкам, отягощенным зачастую кинематической селекцией, и требуют дополнительной проверки. К настоящему времени опубликованы содержания различных элементов для большого числа близких к Солнцу звезд. Они получены разными авторскими коллективами и имеют различную точность. Наиболее изученным а-элементом, как уже было отмечено, является магний. Поэтому, целью настоящей работы является составление однородного каталога сведенных в единую шкалу по возможности всех опубликованных относительных содержаний магния в звездах околосолнечной окрестности, а также вычисления для них компонентов пространственных скоростей и элементов галактических орбит на основе аккуратных тригонометрических параллаксов, собственных движений и лучевых скоростей. Этот каталог даст возможность составлять выборки для исследования различных подсистем не только существенно большего объема, но и в значительной мере лишенные искусственной селекции. Мы полагаем, что прецизионные кинематические данные сводного каталога позволят достаточно уверенно разнести звезды по подсистемам Галактики и провести комплексный статистический анализ химических, физических и пространственно-кинематических свойств звездных населений. Одновременно, однородные данные относительных содержаний магния в звездах, находящихся в настоящее время в околосолнечной окрестности, но рожденных на различных расстояниях от галактического центра, дадут возможность восстановить историю звездообразования и эволюцию химического состава межзвездной среды на ранних этапах формирования Галактики.
Опубликованные величины содержаний одного и того же химического элемента в данной звезде даже при одинаково высоком качестве обрабатываемых спектров у разных авторов часто весьма заметно отличаются друг от друга. Поскольку извлечение из спектров необходимой информации основывается только на наших представлениях о строении атмосфер звезд, а представления формируются на основе обычного итерационного процесса, неудивительно, что разные школы специалистов придерживаются несколько различающихся теоретических моделей атмосфер звезд и развивают разные методики обработки спектров и методы их теоретического анализа. В ряде ведущих научных центров рассмотрение формирования спектральных линий ведется при отказе от предположения о локальном термодинамическом равновесии. Действительно, анализ не-ЛТР эффектов всегда необходим при определении содержаний химических элементов. Однако в атмосферах звезд-карликов предположение ЛТР оказывается все же оправданным из-за большой концентрации частиц, которые столкновениями приводят населенности уровней атомов в состояние равновесия. В частности, детальные расчеты показали, что для магния не-ЛТР поправки в F-G-карликах и субгигантах малы и не превышают 0.1 dex, то есть, находятся в пределах внутренней точности определений содержания Mg (Шиманская и др., 2000). Во избежание возникновения неопределенностей, связанных с не-ЛТР эффектами для линий железа, мы везде использовали определения его содержаний авторами исключительно по Fell. (Заметим, что Фурман (1998, 2000) при определении относительного обилия магния в звездах в ЛТР подходе использовал линии нейтральных элементов, для которых не-ЛТР эффекты примерно одинаковы, в итоге отношения [Mgl/Fcl] оказались практически неискаженными.) Из сказанного понятны причины расхождений между разными авторами. Не исключена возможность и систематических отклонений определений содержаний магния между разными публикациями. При наличии нескольких определений содержания для одной и той же звезды их можно просто усреднить. В том же случае, когда содержание определено только в одной работе, необходим учет возможного систематического смещения у данного автора.
В настоящей работе мы собрали все доступные нам списки ( 5 звезд) определений относительных содержаний магния, [Mg/Fe], в звездах поля по спектрам с высоким спектральным разрешением и высоким отношением сигнал - шум, начиная с 1989 года. Па декабрь 2003 года мы оцениваем полноту использования опубликованных содержаний для звезд околосолнечной окрестности более 90%. В самых объемных исходных каталогах содержится лишь около двухсот звезд (см. табл. 4.1). Отметим, что целью данной работы является не анализ причин расхождения данных, а составление по возможности наиболее полного списка опубликованных спектроскопических определений относительных содержаний магния в звездах поля и приведение их в однородную шкалу. Исходным материалом для данной работы послужили 36 публикаций, содержащих 1809 определений содержания магния в 1027 звездах. Из них мы оставили только 876 звезд-карликов и субгигантов, лежащих ниже сплошной линии на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (см. рис. 4.1 а). Эта линия проведена "на глаз" параллельно главной последовательности нулевого возраста, отсекая звезды, находящиеся на более высокой стадии эволюции. Пять публикаций при этом были автоматически исключены, поскольку в них исследовались только гиганты. Время жизни звезд исследуемого спектрального диапазона в полосе главной последовательности миллиарды лет, поэтому среди них находятся н самые старые звезды Галактики.
