Рассеянные звездные скопления M35 и NGC 2158 Марсаков В.А., Гожа М.Л. ЮФУ Ростов-на-Дону

Непонятности, которые старались не замечать Marsakov, Shevelev, Suchkov (1990)Friel (1995)Twarog et.al (1997) «…избыток малометалличных скоплений скорее всего результат падения на диск бедного металлами газа и следующей за этим вспышкой звездообразования (например, в результате взаимодействия с Магеллановым потоком)…» «…уменьшение металличности с увеличением галактоцентрического радиуса происходит со скачкообразным переходом на [Fe/H] -0.3 в окрестности 10 кпк…»

Vande Putte et al. (2010)

Цель работы Обоснование многокомпонентности населения рассеянных звёздных скоплений в нашей Галактике на основе комплексных статистических исследований и сравнительного анализа химических, физических и пространственно-кинематических свойств скоплений и близких звёзд поля.

Исходные данные для рассеянных скоплений Параметр Общее количество Средние ошибкиИсточники Полные скорости 500 ε U 7.0 км/с, ε V 4.0 км/с ε W 6.3 км/с версия 3.1 каталога Диаса и др. (2002) – ноябрь 2010 Элементы галактических орбит 500 ε(R а ) 0.35 кпк ε(Z max ) = 0.09 кпк ε(e) 0.02 Ву и др. (2009), Вэнд Путте и др. (2010), Магрини и др. (2010) Физические параметры 650 ε lg(M ) 11% ε lg(r cl /r co ) 35% ε (ellipt) 65% Пискунов и др. (2007, 2008) Харченко и др., (2005а; 2005б) Металличности263ε[Fe/H] 0.10 Диас и др. (2002) Паунзен и др. (2010) Содержания магния 31ε[Mg/Fe] 0,07 27 источников Возрасты1270ε(t) 35%версия 3.1 каталога Диаса и др. (2002) – ноябрь 2010

Сравнение свойств скоплений и звезд поля тонкого диска |Z набл | (пк) (км/с) (Z 2 max +4e 2 ) 1/2 < 0.35

Зависимость «возраст – металличность» для звёзд поля и рассеянных скоплений Синим – кинематически холодные скопления Выборка звезд поля тонкого диска из фотометрического каталога Холмберга и др. (2009)

Зависимость «возраст – металличность» для звёзд поля и рассеянных скоплений Синим – кинематически холодные скопления Выборка звезд поля тонкого диска из фотометрического каталога Холмберга и др. (2009)

Зависимость «возраст – относительное содержание магния» для звёзд поля и рассеянных скоплений Выборка звезд поля тонкого диска из сводного спктроскопического каталога Борковой и Марсакова (2005)

Зависимость «металличность - относительное содержание магния» для звёзд поля и рассеянных скоплений Выборка звезд поля тонкого диска из спктроскопического сводного каталога Борковой и Марсакова (2005)

Радиальный градиент металличности Выборка цефеид поля из работ Андриевского и др. ( )

Вертикальный градиент металличности Выборка цефеид поля из работ Андриевского и др. ( )

Критерии стратификации рассеянных скоплений по населениям Галактические скопления: Тонкий диск - (Z 2 max +4e 2 ) 1/ Пекулярные скопления: Толстый диск < (Z 2 max +4e 2 ) 1/2 < 2.30, плюс z obs > 350 пк, плюс [Fe/H] < -0.2 ( точнее, ниже нижней огибающей ) Гало - (Z 2 max +4e 2 ) 1/2 > 2.30

параметры скоплений галактическиепекулярные скопления «тонкий диск»«толстый диск»«гало» 0,02 ±0,01 (99)-0,33 ±0,02 (126)-0,50±0,09 (6) σ[Fe/H] 0,12 ±0,010,26 ±0,020,22 ±0,06 -0,02 ±0,03 (9)0,12 ±0,03 (13)0,10 ±0,09 (5) σ[MgFe] 0,09 ±0,020,12 ±0,020,20 ±0,06 t, млрд, лет 0,39 ±0,10 (98)0,92 ±0,11 (170)2,55 ±0,78 (6) σ(t), млрд, лет 0,94 ±0,071,41 ±0,081,90 ±0,55 2,56 ±0,07 (85)3,03 ±0,10 (80) - σ(lgM/M ) 0,63 ±0,050,85 ±0,07 - 0,27 ±0,02 (85)0,35 ±0,02 (80) - σ(ellipticity) 0,18 ±0,010,19 ±0,01 - 0,48 ±0,02 (85)0,38 ±0,01 (80) - σ { lg(r cl /r co )} 0,15 ±0,010,13 ±0,01 - 0,07 ±0,01 (99)0,17 ±0,01 (112)0,46 ±0,09 (6) σ(e) 0,032 ±0,0020,11 ±0,010,22 ±0,06, кпк 0,11 ±0,01 (99)0,39 ±0,04 (112)7,71 ±2,72 (6) σ(Z max ), кпк 0,07 ±0,010,42 ±0,036,65 ±1,92, кпк 7,86 ±0,07(99)10,01 ±0,19 (173)15,14 ±1,65 (6) σ(R GC ), кпк 0,73 ±0,052,45 ±0,134,03 ±1,16 Z o, кпк0,07 ±0,01 (99)0,27 ±0,03 (173)- Характерные параметры трех населений рассеянных скоплений

Связь между относительным содержанием магния и металличностью скопления «тонкого диска» скопления «толстого диска» скопления «гало»

Связь между относительным содержанием магния и металличностью звезды поля толстый диск тонкий диск

параметры скоплений галактическиепекулярные скопления «тонкий диск»«толстый диск»«гало» 0,02 ±0,01 (99)-0,33 ±0,02 (126)-0,50±0,09 (6) σ[Fe/H] 0,12 ±0,010,26 ±0,020,22 ±0,06 -0,02 ±0,03 (9)0,12 ±0,03 (13)0,10 ±0,09 (5) σ[MgFe] 0,09 ±0,020,12 ±0,020,20 ±0,06 t, млрд, лет 0,39 ±0,10 (98)0,92 ±0,11 (170)2,55 ±0,78 (6) σ(t), млрд, лет 0,94 ±0,071,41 ±0,081,90 ±0,55 2,56 ±0,07 (85)3,03 ±0,10 (80) - σ(lgM/M ) 0,63 ±0,050,85 ±0,07 - 0,27 ±0,02 (85)0,35 ±0,02 (80) - σ(ellipticity) 0,18 ±0,010,19 ±0,01 - 0,48 ±0,02 (85)0,38 ±0,01 (80) - σ { lg(r cl /r co )} 0,15 ±0,010,13 ±0,01 - 0,07 ±0,01 (99)0,17 ±0,01 (112)0,46 ±0,09 (6) σ(e) 0,032 ±0,0020,11 ±0,010,22 ±0,06, кпк 0,11 ±0,01 (99)0,39 ±0,04 (112)7,71 ±2,72 (6) σ(Z max ), кпк 0,07 ±0,010,42 ±0,036,65 ±1,92, кпк 7,86 ±0,07(99)10,01 ±0,19 (173)15,14 ±1,65 (6) σ(R GC ), кпк 0,73 ±0,052,45 ±0,134,03 ±1,16 Z o, кпк0,07 ±0,01 (99)0,27 ±0,03 (173)- Характерные параметры трех населений рассеянных скоплений

Связь между массой и галактоцентрическим расстоянием скоплений скопления «тонкого диска» скопления «толстого диска» скопления «гало»

Связь между эллиптичностью и центральной концентрацией скоплений скопления «тонкого диска» скопления «толстого диска» скопления «гало»

Радиальные градиенты металличности галактических и пекулярных скоплений скопления «тонкого диска» скопления «толстого диска» скопления «гало»

Вертикальные градиенты металличности галактических и пекулярных скоплений скопления «тонкого диска» скопления «толстого диска» скопления «гало»

параметры скоплений галактическиепекулярные скопления «тонкий диск»«толстый диск»«гало» 0,02 ±0,01 (99)-0,33 ±0,02 (126)-0,50±0,09 (6) σ[Fe/H] 0,12 ±0,010,26 ±0,020,22 ±0,06 -0,02 ±0,03 (9)0,12 ±0,03 (13)0,10 ±0,09 (5) σ[MgFe] 0,09 ±0,020,12 ±0,020,20 ±0,06 t, млрд, лет 0,39 ±0,10 (98)0,92 ±0,11 (170)2,55 ±0,78 (6) σ(t), млрд, лет 0,94 ±0,071,41 ±0,081,90 ±0,55 2,56 ±0,07 (85)3,03 ±0,10 (80) - σ(lgM/M ) 0,63 ±0,050,85 ±0,07 - 0,27 ±0,02 (85)0,35 ±0,02 (80) - σ(ellipticity) 0,18 ±0,010,19 ±0,01 - 0,48 ±0,02 (85)0,38 ±0,01 (80) - σ { lg(r cl /r co )} 0,15 ±0,010,13 ±0,01 - 0,07 ±0,01 (99)0,17 ±0,01 (112)0,46 ±0,09 (6) σ(e) 0,032 ±0,0020,11 ±0,010,22 ±0,06, кпк 0,11 ±0,01 (99)0,39 ±0,04 (112)7,71 ±2,72 (6) σ(Z max ), кпк 0,07 ±0,010,42 ±0,036,65 ±1,92, кпк 7,86 ±0,07(99)10,01 ±0,19 (173)15,14 ±1,65 (6) σ(R GC ), кпк 0,73 ±0,052,45 ±0,134,03 ±1,16 Z o, кпк0,07 ±0,01 (99)0,27 ±0,03 (173)- Характерные параметры трех населений рассеянных скоплений

Сравнение зависимостей от возраста нынешних галактоцентрических положений и апогалактических радиусов орбит скоплений Свидетельства в пользу гипотезы о том, что пекулярные скопления образуются в результате воздействия на межзвездную среду быстро движущихся внегалактических фрагментов.

Сравнение зависимостей от возраста нынешних высот и максимальных удалений точек орбит скоплений над галактической плоскостью Вывод: основная масса скоплений образовалась внутри галактоцентрического радиуса 10 кпк и ближе 200 пк от галактической плоскости и только потом часть из них удалилась на значительные расстояния.

Выводы Значительная часть рассеянных скоплений в Галактике образовалась в результате взаимодействия внегалактических фрагментов (таких как высокоскоростные облака, шаровые скопления или карликовые галактики) с межзвездным веществом тонкого диска, получив в результате аномально низкие для звезд поля тонкого диска металличности и/или галактические орбиты, характерные для объектов более старых подсистем Галактики. Более 80% скоплений старше одного миллиарда лет образовалось именно в таких процессах, что свидетельствует о более медленном разрушении скоплений с некруговыми высокими орбитами. Относительные содержания магния свидетельствуют: а) скопления с кинематикой толстого диска вполне могут быть источниками звезд поля т.н. «металличного крыла» толстого диска; б) скопления с кинематикой гало образовались в основном из вещества, испытавшего отличную от галактической историю химической эволюции. В настоящее время большая часть рассеянных скоплений с кинематикой тонкого диска также образуется из вещества внегалактической природы.

Заключение: моделировать химическую и динамическую эволюцию тонкого диска Галактики на основе исследования интегральных свойств рассеянных скоплений без учета конкретных условий их образования и разрушения некорректно!!!

В следующий раз ещё о чём-нибудь расскажу. Спасибо за внимание!

Сравнение свойств скоплений и звезд поля тонкого диска Zmax (пк) (км/с) (Z 2 max +4e 2 ) 1/2 < 0.35

параметры скоплений галактическиепекулярные скопленияблизкие скопления (d < 1 кпк) «тонкий диск»«толстый диск»«гало»«тонкий диск»«толстый диск» 0,02 ±0,01 (99)-0,33 ±0,02 (126)-0,50±0,09 (6)0,02 ±0,02 (56)-0,40 ±0,12 (6) σ[Fe/H] 0,12 ±0,010,26 ±0,020,22 ±0,060,12 ±0,010,28 ±0,08 -0,02 ±0,03 (9)0,12 ±0,03 (13)0,10 ±0,09 (5)-0,03 ±0,04 (5) 0,04 (1) σ[MgFe] 0,09 ±0,020,12 ±0,020,20 ±0,060,10 ±0,03 - t, млрд, лет 0,39 ±0,10 (98)0,92 ±0,11 (170)2,55 ±0,78 (6)0,33 ±0,05 (55)0,78 ±0,41 (10) σ(t), млрд, лет 0,94 ±0,071,41 ±0,081,90 ±0,550,38 ±0,041,30 ±0,29 2,56 ±0,07 (85)3,03 ±0,10 (80) - 2,45 ±0,09 (55)2,60 ± 0,23 (9) σ(lgM/M ) 0,63 ±0,050,85 ±0,07 - 0,64 ±0,060,69 ±0,16 0,27 ±0,02 (85)0,35 ±0,02 (80) - 0,22 ±0,02 (55)0,23 ±0,05 (9) σ(ellipticity) 0,18 ±0,010,19 ±0,01 - 0,13 ±0,010,16 ±0,04 0,48 ±0,02 (85)0,38 ±0,01 (80) - 0,52 ±0,02 (55)0,47 ±0,05 (9) σ { lg(r cl /r co )} 0,15 ±0,010,13 ±0,01 - 0,14 ±0,010,16 ±0,04 0,07 ±0,01 (99)0,17 ±0,01 (112)0,46 ±0,09 (6)0,06±0,01(56)0,15 ±0,03 (9) σ(e) 0,032 ±0,0020,11 ±0,010,22 ±0,060,03 ±0,010,10 ±0,02, кпк 0,11 ±0,01 (99)0,39 ±0,04 (112)7,71 ±2,72 (6)0,09 ±0,01 (56)0,16 ±0,05 (9) σ(Z max ), кпк 0,07 ±0,010,42 ±0,036,65 ±1,920,06 ±0,010,14 ±0,04, кпк 7,86 ±0,07(99)10,01 ±0,19 (173)15,14 ±1,65 (6)7,98 ±0,06 (56)8,01 ±0,19 (11) σ(R GC ), кпк 0,73 ±0,052,45 ±0,134,03 ±1,160,44 ±0,040,63 ±0,13 Z o, кпк0,07 ±0,01 (99)0,27 ±0,03 (173)--- Характерные параметры трех населений рассеянных скоплений