Zvezdnye skopleniya
<< 8.3 Metodika postroeniya krivyh izmeneniya vidimoi plotnosti F(r) | Oglavlenie | 8.5 Predel'nyi radius zvezdnyh skoplenii i ustoichivost' ih koronal'nyh oblastei v pole prilivnyh sil Galaktiki >>
8.4 Yadra i korony - osnovnye oblasti zvezdnyh skoplenii
V konce desyatyh godov nashego veka Shepli i Tryumpler zametili, chto razmery rasseyannyh zvezdnyh skoplenii znachitel'no prevyshayut te, kotorye poluchayutsya neposredstvenno putem prostyh glazomernyh ocenok.
Eshe v 1916 g. Shepli (1916) nashel, chto plotnost' zvezdnogo fona v raione skopleniya M 67 vyshe, chem v bolee dalekih ego okrestnostyah. Neskol'ko pozzhe eto yavlenie bylo obnaruzheno pri issledovanii skoplenii M 11, M 37 i poluchilo nazvanie "plechevogo effekta" (Shepli, 1930). Shepli schital, chto plechevoi effekt - yavlenie dovol'no obychnoe dlya rasseyannyh skoplenii, i usmatrival shodstvo mezhdu nim i yavleniem rosta uglovyh razmerov sharovyh skoplenii po mere perehoda k bolee slabym zvezdam.
V svoyu ochered' Tryumpler (1918; 1922) na osnovanii podschetov zvezd, provedennyh v 1918 g. po dannym kataloga Bonnskogo obozreniya neba (BD) v okrestnostyah skoplenii NGC 752, NGC 6633, Mel 179, Mel 210, Pleyad i Yaslei, zaklyuchil, chto vokrug sil'no koncentrirovannyh central'nyh chastei etih skoplenii, po-vidimomu, imeyutsya oblasti, soderzhashie chleny skoplenii. Eti oblasti obychno ne zamechayutsya s pervogo vzglyada, tak kak chislo chlenov skoplenii v nih malo po sravneniyu s chislom zvezd fona. Odnako Tryumpler ponimal, chto, poskol'ku ploshad' etih oblastei velika, v nih soderzhitsya znachitel'noe chislo chlenov skoplenii, "sostavlyayushee v nekotoryh sluchayah tret' ili eshe bol'shuyu dolyu obshego chisla". Kak i Shepli, Tryumpler podcherkival, chto, po-vidimomu, etot vyvod spravedliv dlya bol'shinstva skoplenii.
Vskore Shepli i Soier (1927v) prishli k vyvodu, chto takie skopleniya, kak NGC 6231, a takzhe χ i h Perseya, predstavlyayutsya yadernymi kondensaciyami v gorazdo bolee obshirnyh sistemah. Togda zhe imi byla vyskazana ideya, chto skoplenie M 11 mozhet byt' yadrom zvezdnogo oblaka v sozvezdii Shita.
V tom zhe godu Klein-Vassink (1927), opredeliv sobstvennye dvizheniya zvezd v okrestnostyah skopleniya Yasli, pokazal, chto vozmozhnye chleny skopleniya vstrechayutsya na rasstoyaniyah do 2°; ,5 ot ego centra, v neskol'ko raz prevyshayushih znachenie vidimogo radiusa sistemy. Etot rezul'tat pozzhe byl podtverzhden Hekmanom i Kruze (1947).
Nesmotrya na opredelennost' privedennyh vyshe vyskazyvanii Shepli i Tryumplera, fakt nalichiya chlenov skoplenii za predelami vidimyh ochertanii etih sistem dovol'no dolgo ne privlekal osobogo vnimaniya. Po-vidimomu, schitalos', chto eti zvezdy poyavilis' vsledstvie dissipacii skoplenii, poteryali svyaz' s poslednimi i mogut ne uchityvat'sya pri opisanii harakternyh osobennostei zvezdnyh skoplenii.
Vo vsyakom sluchae, ishodya imenno iz takih predstavlenii o roli vozmozhnyh chlenov skoplenii, nahodyashihsya za predelami vidimyh ochertanii poslednih, my reshili popytat'sya vyyasnit', kak raspredelyayutsya vokrug skoplenii pokidayushie ih zvezdy. Esli by fizicheskaya svyaz' takih zvezd so skopleniem byla utrachena, to sledovalo by ozhidat', chto oni raspredeleny v nekotorom vytyanutom ob'eme, orientirovannom opredelennym obrazom po otnosheniyu k galakticheskoi orbite skopleniya. Odnako uzhe pervye rezul'taty podschetov pokazali, chto my stolknulis' s gorazdo bolee shirokim i interesnym krugom yavlenii.
Cikl rabot no analizu raspredeleniya zvezdnoi plotnosti v shirokih okrestnostyah zvezdnyh skoplenii (vnachale sharovyh, a zatem, po iniciative N. M. Artyuhinoi, i rasseyannyh) byl nachat nami v 1954 g. Bol'shinstvo etih rabot vypolneno sovmestno s N. M. Artyuhinoi.
V rezul'tate my ne tol'ko podtverdili zaklyucheniya Shepli i Tryumplera o sushestvovanii vokrug zvezdnyh skoplenii vneshnih protyazhennyh oblastei, kotorye mozhno nazvat' koronal'nymi, no i prishli k vyvodu o tom, chto eti oblasti yavlyayutsya ves'ma sushestvennoi strukturnoi osobennost'yu zvezdnyh skoplenii (Holopov, 1955a; 1965b; 1968a; Artyuhina, Holopov, 1961; 1963; 1966). Osobenno bol'shoe znachenie dlya obosnovaniya etogo vyvoda imeyut vypolnennye Artyuhinoi (1966; 1968; 1970; 1972) opredeleniya sobstvennyh dvizhenii zvezd v shirokih okrestnostyah skoplenii Yasli, Pleyady, M 39 i α Perseya.
Lish' odno skoplenie, Giady, s momenta vydeleniya ego chlenov i publikacii L. Bossom (1908) karty, pokazyvayushei raspredelenie ih na nebe (sm. ris. 5), yavlyalo vzoru issledovatelei kartinu istinnoi struktury lyubogo sformirovavshegosya rasseyannogo skopleniya. No eshe ochen' dolgo zvezdy koronal'noi oblasti etogo skopleniya otnosilis' k potoku Tel'ca, a nazvanie Giady sohranyalos' lish' za naibolee plotnoi central'noi oblast'yu sistemy (sm.. § 1.6). Vpervye, pozhalui, tol'ko van Buren (1952) izuchil strukturu Giad, opublikovav krivye raspredeleniya zvezdnoi plotnosti v etoi sisteme.
Lyuboe sformirovavsheesya skoplenie (strukturu voznikayushih skoplenii my rassmotrim v gl. 12) sostoit iz dvuh osnovnyh oblastei - yadra i korony. Yadro - eto naibolee plotnaya central'naya chast' sistemy, to, chto neposredstvenno brosaetsya v glaza kak zvezdnoe skoplenie. Korona - eto vneshnyaya protyazhennaya, menee plotnaya oblast' skopleniya.
Ris. 123. Shema, poyasnyayushaya princip vydeleniya yadra i korony skopleniya.
Ris. 123 shematicheski poyasnyaet eti ponyatiya. Sploshnoi liniei izobrazheno srednee radial'noe raspredelenie vidimoi zvezdnoi plotnosti F(r) v raione sravnitel'no nebogatogo zvezdnogo skopleniya (F0 - plotnost' fona); preryvistaya liniya predstavlyaet sootvetstvuyushee raspredelenie prostranstvennoi plotnosti zvezd v skoplenii f(r); E - granica skopleniya; S - granica yadra; OS - oblast' yadra; SE - oblast' korony; A - granica central'noi zony yadra, t. e. naibolee plotnoi central'noi zony skopleniya, prostranstvennaya plotnost' zvezd v kotoroi mozhet schitat'sya prakticheski postoyannoi; AV - zona maksimal'nogo gradienta prostranstvennoi plotnosti.
Tochki A i D sootvetstvuyut tochkam peregiba na krivoi F(r). Voobshe govorya, s priblizheniem k centru skopleniya gradient funkcii F(r) mozhet nachat' umen'shat'sya lish' v tom meste, gde f(r) perestaet vozrastat', t. e. tam, gde my vstupaem v zonu postoyannoi prostranstvennoi plotnosti. Prostranstvennaya plotnost' v korone mozhet, strogo govorya, ubyvat' s udaleniem ot centra sistemy, no ee gradient obychno ochen' mal po sravneniyu s gradientom plotnosti v yadre (ne schitaya central'noi zony yadra).
Ris. 124. Izmenenie vida krivoi f(r) v zavisimosti ot hoda krivoi F(r) v yadre skopleniya M 37 (Artyuhina, Holopov, 1958).
Imeya eto v vidu, my mozhem govorit' o prakticheckom postoyanstve prostranstvennoi zvezdnoi ploskosti v ob'eme korony (v zone SD). Nalichie v centrah skoplenii zony postoyannoi plotnosti f(r) mozhno prodemonstrirovat' na primere skopleniya M 37 (Artyuhina, Holopov, 1958). Na ris. 124 pokazano, kak menyaetsya vid krivoi f(r) v central'noi oblasti skopleniya v zavisimosti ot vida krivoi F(r)). Sootvetstvuyushie drug drugu krivye f i F otmecheny odinakovymi indeksami. Razlichnymi simvolami na risunke izobrazheny znacheniya F(r) dlya podsistemy zvezd verhnei chasti glavnoi posledovatel'nosti skopleniya (yarche 13m,5 vis), poluchennye v kol'cah raznoi shiriny Δ .
Krivaya f1 pokazyvaet bystryi rost plotnosti s udaleniem ot centra do r = 6,5. Sovershenno ochevidno, chto podobnyi hod krivoi f(r), oznachayushii nalichie v skoplenii central'nogo ob'ema s ponizhennoi zvezdnoi plotnost'yu, ob'yasnyaetsya nepravil'nym provedeniem krivoi F1. Esli provesti krivuyu vidimoi plotnosti F4 tak, chtoby ona v central'noi chasti raspolagalas' dazhe vyshe vseh tochek, sootvetstvuyushih nablyudeniyam, to my poluchim krivuyu f4, po-prezhnemu svidetel'stvuyushuyu o nalichii v centre skopleniya zony postoyannoi plotnosti.
Takim obrazom, predstavlenie o nalichii v centrah skoplenii nebol'shogo ob'ema, plotnost' v kotorom mozhno priblizitel'no schitat' postoyannoi, vytekaet iz nablyudenii. Radius etoi zony r0 ne zavisit ot massy i vozrasta skopleniya i dlya izuchennyh nami sistem raven 1 ± 0,8 ps (sm. dalee tabl. 8.1). Tak kak chleny skopleniya, dvigayas' po svoim orbitam vokrug centra skopleniya, yavlyayushegosya centrom ego mass, mogut udalyat'sya i priblizhat'sya k centru, to s techeniem vremeni central'naya zona yadra v dannom skoplenii mozhet izmenyat' svoi razmery i, mozhet byt', dazhe "pul'sirovat'". Razmery i centry etih zon dlya raznyh podsistem zvezd v odnom i tom zhe skoplenii mogut neskol'ko razlichat'sya.
U podavlyayushego bol'shinstva (osobenno bednyh i dalekih) skoplenii my do sih por voobshe znaem (vidim) tol'ko ih yadra, tak kak korony teryayutsya na bogatom zvezdnom fone. Na ris. 125, a (Artyuhina, 1970) pokazano raspredelenie vidimoi plotnosti zvezd yarche 10m,1 v shirokih okrestnostyah skopleniya M 39. Dliny chertochek sootvetstvuyut ozhidaemym fluktuaciyam plotnosti, opredelyaemym po formule (8.22). My vidim, chto pri provedenii obychnyh podschetov vyyavlyaetsya lish' yadro etogo skopleniya, proektiruyushegosya na bogatyi fon Mlechnogo Puti. No posle togo kak N. M. Artyuhina opredelila sobstvennye dvizheniya vseh zvezd yarche 12m,2 v oblasti podschetov i proanalizirovala raspredelenie plotnosti tol'ko vozmozhnyh chlenov skopleniya, umen'shiv tem samym bolee, chem na poryadok, plotnost' fona i vliyanie ego fluktuacii na krivuyu F(r) zvezd skopleniya, sovershenno chetko vyyavilas' koronal'naya oblast' skopleniya, radius kotoroi po krainei mere vtroe prevyshaet radius yadra sistemy (ris. 125, b).
Chem men'she zvezd v skoplenii (ili v vydelennoi i nem zvezdnoi podsisteme), tem trudnee sudit' o forme korony. Lish' u ochen' bogatyh skoplenii mozhno izuchat' raspredelenie F(r) v raznyh napravleniyah ot centra do samyh granic sistemy. V sluchae bednyh sistem prihoditsya ogranichivat'sya analizom srednego raspredeleniya F(r).
Ris. 125. a - raspredelenie vidimoi plotnosti zvezd yarche 10m,1 v shirokih okrestnostyah skopleniya M 39; b - raspredelenie vidimoi plotnosti vozmozhnyh chlenov skopleniya M 39, vydelennyh na osnovanii obshnosti ih sobstvennyh dvizhenii (Artyuhina, 1970).
S drugoi storony, chem bogache skoplenie, tem trudnee, na pervyi vzglyad, okazyvaetsya opredelit' granicu ego yadra. Prostaya shema, predstavlennaya na ris. 123, ochen' horosho otrazhaet raspredelenie plotnosti v skopleniyah, sostoyashih iz neskol'kih desyatkov ili soten zvezd. V bolee bogatyh skopleniyah mezhdu yadrom i koronoi obychno nablyudayutsya promezhutochnye zony, proyavlyayushiesya v vide voln na krivoi F(r) ili v vide stupenek na krivoi f.
Na ris. 126 (Holopov, 1963) pokazany krivye lgf yarkih zvezd sharovyh skoplenii M2, M3 i M15, proizvol'no smeshennye po osi ordinat dlya nailuchshego vyyavleniya razlichii ih formy. V skobkah privedeny klassy koncentracii etih sistem. Naibolee plavno plotnost' menyaetsya u skopleniya M 2. S rostom klassa koncentracii, kak nam kazhetsya, stanovyatsya vse bolee zametnymi krupnomasshtabnye kolebaniya plotnosti vne yader skoplenii. No ne budem speshit' s zaklyucheniyami (sm. konec § 8.8). Otmetim, chto eti kolebaniya - ne sluchainye fluktuacii: v skoplenii M 3 (Holopov, 1953g) rezkie izmeneniya gradientov plotnosti proishodyat na odnih i teh zhe rasstoyaniyah ot centra skopleniya, nezavisimo ot togo, kakaya iz chetyreh podsistem yarkih zvezd skopleniya rassmatrivaetsya nami.
Ris. 126. Krivye lg f(r) yarkih zvezd sharovyh skoplenii M 2, M 3 i M 15 (Holopov, 1963); kazhdoe delenie na osi ordinat sootvetstvuet izmeneniyu lg f(r) na 1.
Inogda granica mezhdu yadrom i koronoi nezametna, i gradient plotnosti menyaetsya plavno. U podsistem yarkih zvezd sharovyh skoplenii gradient funkcii f(r) s perehodom ot samyh vneshnih oblastei k centru mozhet vozrastat' na shest' poryadkov, a u bednyh zvezdami rasseyannyh skoplenii - na 1-2 poryadka.
Kak pokazyvaet opyt, s udaleniem ot centra bogatogo skopleniya pervoe rezkoe umen'shenie gradienta prostranstvennoi plotnosti proishodit v tochke, sootvetstvuyushei radiusu gruppy zvezd, neposredstvenno nablyudaemoi kak skoplenie. Poskol'ku v sluchae bednyh skoplenii my prinimaem etu tochku za granicu yadra skopleniya, estestvenno rasprostranit' eto opredelenie granicy yadra i na sluchai bogatyh skoplenii. Takim obrazom, esli v boga- tom skoplenii nablyudaetsya odna ili neskol'ko promezhutochnyh zon, uslovimsya schitat' granicei yadra vnutrennyuyu granicu blizhaishei k centru promezhutochnoi zony; esli gradient plotnosti menyaetsya plavno, granica yadra ne mozhet byt' tochno opredelena.
<< 8.3 Metodika postroeniya krivyh izmeneniya vidimoi plotnosti F(r) | Oglavlenie | 8.5 Predel'nyi radius zvezdnyh skoplenii i ustoichivost' ih koronal'nyh oblastei v pole prilivnyh sil Galaktiki >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Skoplenie
Publikacii so slovami: zvezdy - Skoplenie | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
