ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 3, с. 196-203
УДК 524.45
МОЛОДЫЕ РАССЕЯННЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ: ПРОСТРАНСТВЕННОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ МЕТАЛЛИЧНОСТИ
В ОКРЕСТНОСТЯХ СОЛНЦА
© 2013 г. М. Л. Гожа, В. А. Марсаков*
Южный федеральный университет, Ростов-на-Дону
Поступила в редакцию 09.08.2012 г.
Проведен сравнительный анализ пространственных распределений молодых (<50 млн. лет) рассеянных звездных скоплений и цефеид поля разной металличности. Показано, что значительная часть молодых скоплений имеет низкую металличность, не характерную для цефеид поля. При этом оба типа объектов демонстрируют примерно равные по величине отрицательные радиальные градиенты металличности, тогда как их азимутальные градиенты металличности отличаются за пределами ошибок и имеют разные знаки. Среди выделяемых по молодым скоплениям звездных комплексов наименее металличные скопления группируются в комплексе Персея. Именно скопления этого комплекса ответственны за радиальный и азимутальный градиенты металличности среди молодых скоплений. Описанные свойства свидетельствуют о слабом перемешивании межзвездного вещества накануне начала там звездообразования. Причем существенные различия распределений в пространстве рассеянных скоплений и звезд поля разной металличности заставляют предположить различие условий, требующихся для образования этих типов объектов.
Ключевые слова: рассеянные звездные скопления, цефеиды поля, звездные комплексы, химический состав, Галактика.
DOI: 10.7868/S0320010813030029
ВВЕДЕНИЕ
В предыдущих работах (Гожа и др., 2012а, б) мы показали, что население рассеянных звездных скоплений неоднородно и делится на две группы, различающиеся средними параметрами, свойствами и происхождением. Одна группа — это галактические скопления, образовавшиеся в основном из межзвездного вещества тонкого диска, имеющие металличности, близкие к солнечной ([Fe/H] > —0.2) и обладающие практически круговыми орбитами, недалеко отходящими от галактической плоскости, т.е. характерными для звезд поля тонкого диска Галактики. Вторая группа — это пекулярные скопления, образовавшиеся в результате взаимодействия внегалактических объектов (таких как высокоскоростные облака, шаровые скопления или карликовые галактики) с межзвездным веществом тонкого диска, в результате получившие аномально низкие для звезд поля тонкого диска металличности и/или галактические орбиты, характерные для объектов более старых подсистем Галактики. Анализируя элементы орбит,
Электронный адрес: marsakov@sfedu.ru
мы там же показали, что основная масса скоплений обеих групп образовалась внутри галактоцентри-ческого радиуса ~ 10.5 кпк и ближе »180 пк от галактической плоскости, но благодаря высоким начальным скоростям пекулярные скопления со временем оккупировали объемы, занимаемые объектами толстого диска, собственного гало и даже аккрецированного гало (т.е. короны) Галактики.
В настоящей работе нас интересует пространственная распространенность тяжелых элементов в межзвездной среде в окрестностях Солнца накануне начала там звездообразования. Наиболее подходящими объектами для такого исследования являются, пожалуй, рассеянные звездные скопления. Этому способствуют несколько факторов. Во-первых, скопления видны на значительных расстояниях, и эти расстояния определяются довольно точно. Во-вторых, возрасты скоплений определяются намного надежней, чем одиночных звезд поля. В-третьих, среди скоплений много очень молодых, которые из-за небольшого возраста не могли далеко отойти от мест своего рождения. Именно поэтому они хорошо прорисовывают отрезки спиральных ветвей, являющиеся гигантскими звездными комплексами. И, наконец, в-четвертых, для
F-G-звезд даже весьма удаленных скоплений зачастую удается определить металличности, причем не только фотометрическими, но и спектроскопическими методами.
Столь же хорошими индикаторами спиральных ветвей и типичными представителями звездных комплексов являются короткоживущие долгопе-риодические цефеиды. Для значительного числа этих объектов известны металличности, поэтому можно сравнить пространственное распределение металличности у звезд поля и у скоплений. Лепин и др. (2011) по цефеидам обнаружили азимутальный градиент металличности, который по величине оказался сравнимым с радиальным градиентом ме-талличности. То есть металличности звезд поля, находящихся на одинаковых галактоцентрических расстояниях, обнаруживают заметные систематические вариации химического состава, что свидетельствует о слабом перемешивании межзвездной среды. В итоге авторы делают вывод, что регистрируемый по многим объектам околосолнечной окрестности радиальный градиент металличности в тонком диске указывает лишь на наличие статистической закономерности и в разных направлениях от галактического центра его величины могут различаться. Целью настоящей работы является сравнительный анализ пространственных распределений тяжелых элементов в окрестностях Солнца среди молодых рассеянных скоплений и цефеид поля, а также исследование свойств скоплений внутри гигантских звездных комплексов.
ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ
В работе Гожа и др. (2012а) описан составленный нами на основе последних опубликованных данных компилятивный каталог фундаментальных астрофизических параметров для 593 рассеянных скоплений Галактики с известными полными скоростями или металличностями1. В этом каталоге оказалось 226 скоплений моложе 50 млн. лет, причем для всех известны расстояния, для 218 скоплений — элементы галактических орбит, для 192 — массы, а для 57 — металличности. Поскольку подавляющее количество скоплений данной выборки находится в пределах 3 кпк от Солнца, данные параметры определены у них с достаточной для статистических исследований точностью. Подробное описание ошибок всех используемых параметров приведено в цитируемой выше работе.
Список, содержащий 276 цефеид поля с известными периодами переменности, расстояниями и компонентами пространственных скоростей,
'Каталог в электронном виде находится по адресу:
http://vizier.u-strasbg.fr/cats/J.PAZh.htx
взят из работы Бердникова и др. (2003). Возрасты этих звезд мы вычислили по формуле: lg t = = 8.16 — 0.68 lg P, где t — возраст в годах, P — период цефеиды в сутках. В списке оказалось 207 цефеид моложе 50 млн. лет. Спектроскопические определения содержаний железа для 77 молодых цефеид найдены в работах одной группы авторов (Андриевский и др., 2002а-в, 2004; Лак и др., 2003; Ковтюх и др., 2005).
Напомним, что принадлежность звезд и скоплений той или иной подсистеме Галактики в работах Гожа и др. (2012а, б) мы определяли по элементам галактических орбит. В качестве обобщенной характеристики орбиты для этого использовался параметр, предложенный в работе Киаппини и др. (1997) — (ZLx + 4с2)1/2, где эксцентриситет (е) является безразмерной величиной, а максимальное удаление точек орбиты от галактической плоскости (Zmax) измеряется в килопарсеках. На рис. 1а приведена диаграмма "возраст — параметр (Zmax + 4е2)1/2". Из нее видно, что в обсуждаемой выборке практически все скопления с высокими вытянутыми орбитами (т.е. по определению из Гожа и др. (2012а), удовлетворяющие критерию (Zmax + 4е2)1/2 > 0.35) оказались моложе 20 млн. лет. Это означает, что именно 20 млн. лет назад началась последняя вспышка образования таких "быстрых" скоплений. К сожалению, отношения [Fe/H] известны только у четырех из 27 молодых быстрых скоплений (см. рис. 1б) и все они имеют примерно солнечную металличность. Согласно Ванде Путте и др. (2010), такие скопления образовались в результате "взаимодействия шаровых скоплений с галактическим диском". Зато практически все малометалличные ([Fe/H] < »—0.25) молодые скопления оказались на плоских почти круговых орбитах. Согласно Ванде Путте и др. (2010), такие скопления возникли из упавшего из внешних частей Галактики (или захваченного из разрушенных галактик-спутников) межзвездного вещества.
Анализ показал, что наиболее вероятный возраст наших молодых скоплений »10 млн. лет (см. рис. 2б), тогда как их наиболее вероятная остаточная скорость относительно местного стандарта покоя (Local Standard of Rest) Vlsr » 18 км/с (см. рис. 1в, на котором 5 наиболее быстрых скоплений не показаны). В итоге среднее смещение скоплений относительно места своего рождения оказывается менее 200 пк, т.е. примерно того же порядка, что и ошибка в расстояниях до этих скоплений, которая составляет »20% (см. Гожа и др., 2012а). Это означает, что скопления вполне пригодны для статистического анализа распределения химических элементов в окрестностях Солнца. У быстрых скоплений подобные смещения получились в
1.5
^ 1.0
Ns
0.5
(а) _
"С'ЙЮ«^
Рч
"-0.5
10 20 30 40 50 t, млн. лет
-1.0
1 1 1 1 1 1 - о 1 1 1 1 1 1 (б) -
° о
„ о о о о о
V О ° О ° „ о
о
i о о о
о о
О °
_ qfbo О о О _
О
О
О О о
- О
о ...... 1 1 1 1 1 1
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7
(Z2ax + 4е2)1/2
20
15
S? 10
(в)
МгТО П
20 40 60
VLSR, км/с
80
30
20
10
0
шШ
-1.0 -0.5 0 0.5 (Rg - Rm)/(Ra - Rp)
Рис. 1. (а) — Диаграмма "возраст — параметр (Zmax + 4e2)1/2", где ZmaX — максимальное удаление точек орбиты от галактической плоскости, выраженное в килопарсеках, а "e" — эксцентриситет орбиты, (б) — диаграмма "параметр (Zmax + 4e2)1/2 — [Fe/H]", (в) — распределение по полным остаточным скоростям и (г) — по относительным удалениям от среднего радиуса своих орбит (Äq — Rm)/(Äa — Rp) для рассеянных скоплений моложе 50 млн. лет. Штриховые линии на первых двух панелях соответствуют критическому значению параметра (Zmax + 4e2)1/2 = 0.35, серые гистограммы на панелях (в, г) — скопления, у которых этот параметр >0.35.
0
0
0
5
0
0
несколько раз больше, поэтому даже при малом возрасте они уже находятся далеко от места своего рождения.
На рис. 1г приведено распределение молодых скоплений по разнице между нынешним положением скопления (Яс) и средним радиусом его орбиты (Ят), отнормированной на (Яа — Яр). (Ввиду того, что используемые нами параметры орбит вычислялись в работе Ванде Путте и др. (2010) как средние за 15 млрд. лет, нынешние положения несколь
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.