WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     || 2 |
РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

УДК 524.45 Чупина Наталия Викторовна СТРУКТУРА И КИНЕМАТИКА БЛИЖАЙШИХ К СОЛНЦУ ЗВЕЗДНЫХ ГРУППИРОВОК Специальность 01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург - 2009

Работа выполнена в Институте астрономии Российской Академии наук

Научный консультант: доктор физико-математических наук Пискунов Анатолий Эдуардович (ИНАСАН) Научный консультант: кандидат физико-математических наук Верещагин Сергей Викторович (ИНАСАН)

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук Орлов Виктор Владимирович (СПбГУ) кандидат физико-математических наук Локтин Александр Васильевич (УрГУ)

Ведущая организация: Южный федеральный университет

Защита состоится 23 октября 2009 г. в 11 часов 00 минут на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, г. СанктПетербург, Пулковское шоссе, дом 65, кор.1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН (Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, кор.1).

Автореферат разослан 21 сентября 2009 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д 002.120.01 Милецкий Е.В.

кандидат физико-математических наук 3

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы Высокоточные астрометрические параметры, полученные с помощью ИСЗ Hipparcos, открыли новые возможности в изучении движений звезд в пространстве. В частности, актуально изучение самых близких к Солнцу звездных группировок, для которых получены наиболее точные и надежные данные.

Согласно современным представлениям, подавляющее большинство звезд образуется в звездных группировках различного масштаба и поступает в Галактический диск в результате их распада. Группировки могут быть недавно образованные и только начинающие терять звезды, почти распавшиеся и, в конечном итоге, звезды фона. Таким образом, эволюция звездных систем (малых групп и скоплений) представляет собой процесс их динамического распада.

До недавнего времени считалось, что поставщиками звезд диска служат быстро распадающиеся ассоциации, а рассеянные скопления, живущие в среднем в течении нескольких оборотов вокруг Галактического центра, дают не более 10% звездного состава диска.

В последние годы появились свидетельства того, что рассеянные скопления играют большую роль в процессе кругооборота галактического вещества и дают порядка 50% всех звезд диска Галактики. Это делает весьма актуальным изучение всех стадий эволюции рассеянных скоплений и способов интеграции их звездного состава в окружающее Галактическое поле.

В окрестностях Солнца обнаруживаются кинематические группы звезд, движущиxся в пространстве приблизительно в одном направлении. Поскольку эти объекты издавна привлекали внимание исследователей, то для них накоплен значительный наблюдательный материал, который, как правило, дополнен и усилен измерениями астрометрических параметров, полученных с помощью ИСЗ Hipparcos. Таким образом, открылись новые возможности в изучении деталей движений звезд внутри звездных систем.

В частности, представляется актуальным изучение строения самых близких к Солнцу звездных группировок (потоки Большой Медведицы, Гиад и ряда более мелких), для которых в нашем распоряжении оказались наиболее точные и надежные данные из каталога проекта Hipparcos [16].

Цели работы • На основании изучения скоплений и звездных потоков различных возрастов получить новые данные о строении галактического диска.

• По надежным и точным данным изучить внутреннюю структуру потоков Большой Медведицы, Гиады, потоков Эггена ( Геркулеса, Индейца, 61 Лебедя), Арктура, а также короны скопления М67 и области Меча Ориона.

Научная новизна • Предложен новый метод AD-диаграмм для выявления кинематических неоднородностей в движущихся звездных скоплениях. Наряду с классическим методом диаграмм собственных движений ван Альтены, этот метод позволяет наглядно выявлять детали кинематики внутри различных звездных группировок.

• Выполнена модификация метода ван Альтены, расширяющая возможности его применения.

• Впервые найдены пространственнные неоднородности в скоплении М 67.

• Обнаружены кинематические неоднородности как в ядре, так и в короне потока Большой Медведицы.

Научная и практическая ценность работы • Модификация классического метода диаграмм собственных движений ван Альтены позволяет применить его к звездным группировкам, широко разбросанным по небесной сфере, таким, как поток Большой Медведицы.

• Разработанный метод AD-диаграмм активно использован для рассмотрения вопросов кинематической однородности различных звездных группировок.

• Обнаруженная неоднородность кинематических потоков ставит вопросы, связанные с происхождением и эволюцией звездных группировок:

является ли такая неоднородность естественным свойством всех потоков, или она возникает лишь на определенных этапах эволюции; если это свойство лишь избранных группировок, то какие их ключевые особенности отвечают за ее появление. Также важно знать, является ли обнаруженная кинематическая неоднородность устойчивой, в течение какого периода существует и какую дополнительную информацию она может дать о потоке.

• Составлен список звезд - членов потоков с множеством характеристик, который может быть использован для планирования будущих наблюдений (как астрометрических, так и спектральных).

• Разработана процедура редукции инфракрасной фотометрической системы 2MASS в оптический диапазон. Она использована для трансформации всего каталога 2MASS в фотометрическую систему, близкую к системам современных ПЗС-приемников. Это позволило использвать 2MASS для создания всенебесного каталога PPMX, а также Мастер Каталога космического проекта ВКО-УФ, предназначенного для решения операционных задач этой миссии.

Положения, выносимые на защиту • Метод AD-диаграмм и возможности его применения к изученным в работе потокам. Полностью разработан нами, может применяться как для определения апекса движущейся группы, так и анализа ее кинематической структуры.

• Модифицированный метод собственных движений ван Альтены. Представляет собой метод векторных диаграмм собственных движений, позволяющий проанализировать кинематику звезд, расположенных по всей поверхности небесной сферы (в отличие от классического метода ван Альтены, работающего лишь в одной ее четверти).

• Методика перевода звездных величин каталога 2MASS из ближнего инфракрасного диапазона длин волн в оптические величины RJ относительно величин RU из каталога UCAC2.

• Пространственная неоднородность короны старого скопления M 67.

• Сходство кинематики молодых звездных группировок в Мече Ориона.

• Кинематическая неоднородность ядра и короны звездного потока Большой Медведицы.

• Независимое подтверждение особенностей кинематики группы Арктура.

Апробация результатов Результаты работы докладывались на научных семинарах Института Астрономии РАН, а также были представлены на следующих международных конференциях:

• The 33rd ESLAB Symposium on "Star Formation from the Small to the Large Scale", ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, November 2-5, 1999.

• Annual Scientific Meeting of the Astronomische Gesellschaft at Bremen, September 18-23, 2000.

• Joint European and Natoinal Astronomy Meeting "JENAM-2000", Москва, 29 мая - 3 июня, 2000.

• Конференция "Ультрафиолетовая Вселенная II", Москва, 19-20 мая, 2008.

• Конференция "Космическая съемка - на пике высоких технологий", Москва, 15-17 апреля, 2009.

Личный вклад автора Автор принимала участие в постановке задач и интерпретации всех полученных результатов. Автором разработана большая часть необходимого программного обеспечения и выполнена большая часть расчетов.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка цитируемой литературы (105 наименований). Полный объем диссертации страниц машинописного текста, включая 47 рисунков, 30 таблиц.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обосновывается актуальность темы диссертации, формулируются цели работы, ее новизна, научная и практическая значимость.

Приводятся основные положения, выносимые на защиту.

В Первой главе дан краткий обзор работ по теме диссертации. Важным стимулирующим фактором в исследовании потоков всегда было повышение точности данных наблюдений, результатом которых является определение астрометрических параметров звезд. Данная работа основана на наблюдениях полученных с помощью ИСЗ Hipparcos. Дан краткий обзор будущих космических проектов, в которых планируются астрометрические наблюдения. На фоне общего описания различных объектов околосолнечных окрестностей показаны место и роль звездных потоков в системе звездных населений ближайшей к Солнцу части галактического диска. Рассказано об истории их открытия, их связи с рассеянными скоплениями и населением поля, сделан обзор современных взглядов на их природу и эволюцию.

Даны основные характеристики исследованных в диссертации потоков Большой Медведицы, Гиад, Эггена ( Геркулеса, Индейца, 61 Лебедя), Арктура.

Рассматриваемые в диссертации объекты не являются изолированными в пространстве. По этой причине немаловажен вопрос связи скоплений и потоков с окружающими звездным полем диска. В первой главе в качестве популяционной характеристики рассмотрен спектр масс звезд, который отражает звездный состав населения околосолнечных окрестностей, позволяя оценить влияние скоплений и потоков. Сходства или различия в деталях спектров масс звезд рассматриваемых объектов может говорить об их генетическом сходстве или различиях. Рассмотрены особенности спектра масс околосолнечных окрестностей, включая его немонотонность: дефицит звезд на интервале 1.5-2.5 M/M (спектральные классы A5-F5).

Во Второй главе рассмотрены методы, примененные в диссертации.

Это известный из кластерного анализа метод "расстояния до ближайшего соседа" а также наши разработки: модифицированный метод ван Альтены и метод AD-диаграмм.

Классический метод ван Альтены, разработанный для выделения членов Гиад, не работает в областях, превышающих по площади одну четверть небесной сферы (случай Большой Медведицы). Выведены формулы для обобщения этого метода и расширения его приложения на всю небесную сферу. На специальной модели показаны виды диаграмм для ансамблей звезд с различными по направлениям распределениями векторов собственных движений.

В методе ван Альтены используются только компоненты собственных движений. Для привлечения лучевой скорости нами был разработан метод звездных апексов (AD-метод). Теряя в численности звезд, AD-метод позволяет не только перейти от собственных движений к пространственным скоростям, но и увидеть детальную структуру их направленностей и, тем самым, выявить кинематические звездные субструктуры внутри скопления.

AD-метод использует понятие "индивидуальный апекс звезды". Этот термин был введен по аналогии с апексом Солнца или апексом скопления.

Индивидуальный апекс определяется путем перемещения начала вектора пространственной скорости звезды в точку наблюдений и продлением его до пересечения с поверхностью небесной сферы. Точка пересечения и будет искомым апексом. AD-диаграмма представляет собой графическое расположение идивидуальных апексов в экваториальных координатах. Близость расположения точек на AD-диаграмме говорит о параллельности соответствующих пространственных векторов скорости. По сгущениям точек на диаграмме можно выделять группы звезд, имеющих общее направление движения в пространстве. Этот метод удобен своей простотой и наглядностью. В отличие от диаграмм UVW, где нужно рассматривать эллипсоид скоростей, метод звездных апексов выделяет сонаправленные вектора на плоскости, при этом ограничения на модуль вектора скорости не накладываются.

Подробно изложен метод "расстояния до ближайшего соседа", который применен для изучения пространственной морфологии короны скопления M 67 и области Меча Ориона.

Кинематические и пространственные субструктуры внутри потоков могут оказаться флуктуациями плотности, а не реальными образованиями или в альтернативном варианте: разные группы со схожим движением могут мимикрировать под одну, а значит, к каждому скоплению или потоку нужен индивидуальный подход с применением статистических методов оценки надежности результатов. Для получения надежных результатов в достаточном объеме было изучено и учтено влияние ошибок собственных движений, параллаксов и лучевых скоростей на результаты. Отдельно изучено влияние этих же ошибок на вид AD-диаграмм для скопления Гиады.

Показано, что ошибки могут приводить к изменению формы диаграммы.

Третья глава включает результаты диссертации по морфологии скопления M 67 и группы молодых скоплений в области Меча Ориона (NGC 1981;

NGC 1977; OMC-2; NGC 1976; NGC 1980; группа D из работы [4]; группа 189, выделенная в данной работе).

Обнаружено несколько звездных сгущений внутри протяженной разреженной короны скопления M 67. Обнаруженные группы содержат 5 - звезд и имеют средние размеры от 0.5 до 1.2 пк. Статистический анализ этих групп дал следующие результаты:

1. На уровне доверия 95% показано, что группы 44 и 49 не являются случайными флуктуациями плотности в картинной плоскости.

2. Среднеквадратичная остаточная скорость группы 44 на уровне доверия 95% отличается от таковой для звезд короны.

3. Группы 44 и 60 на уровне значимости 10% имеют среднеквадратичные остаточные скорости сопоставимые с ошибками измерений.

4. Группы 32, 44 и 60 имеют значительно меньшее процентное содержание гигантов и субгигантов, чем корона и другие группы.

Можно сделать вывод, что, по крайней мере, одна группа (No.44) является реальной звездной субструктурой.

Выделенные группы вошли в "Каталог оптически видимых рассеянных скоплений и кандидатов", Диас и др., [5]. В работе [2] было высказано предположение, что эти группы могут быть "осколками", после прохождения скопления через диск, как это описано в [1].

Pages:     || 2 |






© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»