УДК 524.45-54
ДИНАМИКА КОРОН РАССЕЯННЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ
(©2014 г. В. М. Данилов, С. И. Путков, А. Ф. Селезнев*
Астрономическая обсерватория Уральского федерального университета имени первого Президента России Б.Н. Ельцина, Екатеринбург, Россия Поступила в редакцию 20.03.2014 г.; принята в печать 21.05.2014 г.
Предлагается метод выделения корон в моделях рассеянных звездных скоплений. Метод использует траектории звезд, не выходящих за пределы корон на промежутках времени сравнимых со средним временем жизни т таких скоплений. Для 6 численных моделей скоплений построены модели корон, определены направление и характер их динамической эволюции. В коронах преобладают обратные движения звезд. Несмотря на признаки динамической неустойчивости корон (малые плотности в сравнении с критической и ускоренное расширение корон), в интервале расстояний звезд от центра скопления от 1 до 3 приливных радиусов скопления отмечено формирование близких к равновесным распределений плотности и фазовой плотности. Построены аппроксимации фазовой плотности короны и скопления распределениями, зависящими от трех аргументов (параметров движения звезды во вращающейся системе координат Линдблада). Такое временное равновесие корон обусловлено балансом числа звезд, приходящих в корону из центральных областей скопления и уходящих на периферию короны или за ее пределы. Обнаружены признаки гравитационной связанности звезд короны вплоть до расстояний в 4 приливных радиуса от центра скопления (наличие близких к периодическим обратных средних движений большого числа звезд короны в плоскости Галактики; 91—99% звезд короны на промежутках времени жизни скопления удовлетворяет критерию гравитационной связанности Росса, Меннима и Хегги). Получены оценки скорости диссипации звезд короны от 0.03 до 0.23 от числа звезд короны за время бурной релаксации скопления при £ > т.
DOI: 10.7868/80004629914120032
1. ВВЕДЕНИЕ
Повышенная плотность числа звезд в широких окрестностях рассеянных звездных скоплений (РЗС) впервые была отмечена Шепли [1] и Трем-плером [2, 3]. Более детально структура ряда РЗС и шаровых скоплений (ядро, корона, промежуточная область) была исследована в работах Холопова и Артюхиной (см. ссылки в [4]). Согласно [4], протяженные области повышенной плотности числа звезд (короны) и более плотные ядра скоплений являются характерной структурной особенностью любого скопления. Более определенно и надежно параметры корон РЗС могут быть получены после выявления звезд—возможных членов скоплений с учетом данных о собственных движениях этих звезд (см., например, [5]). Выводы о наличии протяженных гало или корон вокруг хорошо изученных РЗС, образованных звездами, расположенными на больших расстояниях от центра скопления, в том числе и вне приливного радиуса ^ Кинга [6], можно найти в работах [7, 8].
Согласно оценкам Холопова [4], короны рассмотренных в [4] скоплений динамически устойчи-
Е-шаП: Anton.Seleznev@urfu.ru
вы в гравитационном поле Галактики. Радиальные распределения видимой плотности числа звезд и другие, связанные с ними распределения числа звезд, для ряда РЗС на достаточно больших расстояниях г от центров этих скоплений исследованы в ряде работ (см., например, [9—15] и др). В этих работах обсуждаются изменения формы РЗС (уплощение, эллиптичность) с увеличением г.
В работе [16] был предложен метод оценки размеров и чисел звезд в РЗС, основанный на сравнении числа звезд N(г) в круге радиуса г в проекции на картинную плоскость в области скопления (N0(г)) и в нескольких окружающих скопление фоновых площадках (ЩДг), г = 1, ...,к, к = 4-6). Сравнение величины Щ0(г) и среднего
по всем г е [1, к] числа звезд фона Ж(г) позволяет точнее определить параметры скопления, чем при использовании метода видимых плотностей звезд Г (г). Использование нормированных отклонений
величин Щ (г) от _/У(г) позволяет статистически выделить корональные области скопления на окружающем его фоне на значительно больших расстояниях от центра скопления, чем при использовании кривых Г (г), и подтвердить выводы Холопова [4]
о существовании у РЗС протяженных корон с чрезвычайно низкой звездной плотностью [16].
Стоун [17, 18] исследовал молодые рассеянные звездные скопления NGC 654 [17] и NGC 6823 [18]. Он обнаружил, что в этих скоплениях имеются населенные членами скопления внешние области, радиус которых составляет примерно 4 радиуса ядра скопления. При этом звезды короны NGC 6823 моложе звезд ядра. В работе [19] были исследованы 38 богатых РЗС, и был сделан вывод, что все скопления, включая самые молодые, имеют корону. Корона — внешняя область скопления, существующая с момента его формирования. Несмотря на малую плотность звезд в области короны, там содержится ^75% членов скопления [19].
Рёзер и др. [20] исследовали структуру скопления Гиады по данным о собственных движениях до расстояния 30 пк от центра скопления. Они обнаружили, что в интервале расстояний от Rt до 30 пк содержится 37% членов скопления (по массе).
В работах [21, 22] исследована структура скопления M67 по фотометрическим данным [21] и по данным о собственных движениях звезд [22]; обнаружено протяженное гало вероятных членов до расстояния около 1° от центра скопления, вытянутое приблизительно в направлении вектора собственного движения скопления [21].
В работе [23] построена и исследована равновесная эллипсоидальная модель гравитационно-несвязанного звездного скопления в приливном поле Галактики. При этом использовались следующие соображения. Звездные скопления постепенно разрушаются при движении в поле Галактики. Как только их плотность становится ниже критической, часто допускается, что их эволюция на этом завершена. Однако остатки такой системы продолжают свое движение по сходным между собой траекториям, что позволило построить в [23] однородную по плотности модель в состоянии неустойчивого равновесия. В начальный момент звезды в такой модели движутся согласно эпициклической теории, исправленной с учетом самогравитации системы, начальные дисперсии скоростей движения звезд вдоль осей x и y (в галактической плоскости) равны нулю в каждой точке (x, y) системы, движение всех звезд обратное.
Выполненные в [23] численные эксперименты показывают, что системы с малой плотностью (~1% от фоновой) и начальным размером a большой полуоси эллипсоида системы a = 50 пк на круговой орбите радиусом в 10 кпк в Галактике могут выживать в течение 20 оборотов вокруг галактического центра (при этом время распада оценивается как время увеличения на 50% радиуса rh сферы, содержащей половину массы системы).
В нашей работе рассматриваются численные динамические модели РЗС, радиусы корон которых менее 40 пк. Поэтому можно ожидать получение близких к равновесным моделей корон на протяжении достаточно больших промежутков времени, сравнимых с временем жизни РЗС т. Представляет интерес использование более реалистичных начальных условий для движения звезд в коронах скоплений в сравнении с использованными в работе [23].
В работах [6, 24—43] используются различные способы оценки приливных размеров РЗС в поле сил Галактики. В работах [6, 24—28] приливный радиус ^ скопления определяется из условия баланса сил, действующих на пробную звезду скопления вдоль линии, соединяющей центры масс скопления и Галактики. Часто величина ^ определяется как радиус области устойчивости орбит звезд скопления в поле внешних сил. При этом выполняется анализ устойчивости решений системы уравнений движения звезды [29—33] или проводится качественный анализ первого интеграла (интеграла Якоби) этой системы (если он известен) без предварительного интегрирования уравнений движения звезды [34]. Во втором случае определяется область возможного движения звезды, в которой положителен квадрат ее относительной скорости в системе координат, связанной с центром масс скопления (внутренняя область критической поверхности Хилла).
Среди ранних работ, посвященных исследованию устойчивости скоплений, движущихся по круговым орбитам вокруг центра Галактики, можно отметить работы Бока [35] и Минера [36]. Более ранние работы по этой проблеме рассмотрены в обзоре [34]. К этому направлению исследований можно отнести и более поздние работы [30—33], использующие в рамках теории Флоке расчет мультипликаторов матрицы фундаментального решения уравнений движения пробной звезды.
В работах [37—40] разными методами, использующими численное интегрирование пробной звезды в поле сил скопления и Галактики, показано, что звезды с обратными траекториями в скоплении (signlz = —signLZ) слабо подвержены возмущающему влиянию поля Галактики до больших расстояний от центра скопления, чем звезды с "прямыми" траекториями (signlz = signLZ). Здесь 1г и Lz — это г- и 2-компоненты векторов 1 и Ь — угловых моментов движения звезды относительно центра скопления и скопления относительно центра Галактики, соответственно, оси г и 2 перпендикулярны плоскости Галактики. В работе [38] указанное свойство траекторий приписывается существованию 2-го квазиинтеграла движения, дополнительного к интегралу Якоби. В работах [38, 43] для приближенного анализа устойчивости скопления
используется метод секущей поверхности (сечение Пуанкаре).
Для системы уравнений движения звезды в модели скопления с плоской круговой орбитой в линеаризованном силовом поле Галактики в работе [41] вводится интеграл Сг на единицу массы звезды, аналогичный постоянной Якоби [41, ф-ла (35)]. Критическое значение Сж < 0 величины Сг для звезды, неподвижной в лагранжевых точках равновесия, часто используется в качестве критерия диссипации звезды из скопления, хотя условие Сг > Сж не гарантирует быстрой диссипации звезды [41]. Согласно [42], приливное поле Галактики снижает энергетический барьер для диссипации звезд от 0 до Сь = Сж < 0 и потому ускоряет эволюцию скопления в направлении распада. Значение постоянной Якоби для определения связанности звезд со скоплением использовалось значительно ранее в работах [34, 35].
В работе [43] выполнен теоретический анализ движения диссипирующей звезды в окрестностях Лагранжевых точек и получены оцен
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.