Астронет > Звездные скопления

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Звездные скопления << 7.1 Пространственное распределение шаровых скоплений Галактики | Оглавление | 7.3 Подсистема рассеянных скоплений и спиральная структура Галактики >>

7.2 Кинематические характеристики и галактоцентрические орбиты шаровых скоплений Галактики

В 1920-х гг. Слайфер (1918; 1922; 1924) определил лучевые скорости 18 шаровых скоплений по их интегральным спектрам. Дисперсия этих скоростей оказалась огромной, значения скоростей заключались в пределах от -350 до +315 км/с. Движение Солнца относительно шаровых скоплений оказалось направленным под прямым углом к направлению на центр Галактики.

Лундмарк (1924) тогда же интерпретировал это как указание на вращение Местной системы в Галактике относительно системы шаровых скоплений, образующей как бы неподвижную систему отсчета для изучения этого вращения.

В 1946 г. Мейалл (194G) определил лучевые скорости 50 шаровых скоплений к северу от склонения δ = -40°; по их интегральным спектрам, полученным с обратной дисперсией 430 А/мм у H_γ. Мейалл нашел, что скорость центроида (центра масс) околосолнечной группы звезд относительно системы шаровых скоплений близка к 200 км/с. Анализируя движения внегалактических туманностей и значения постоянных Оорта в формулах галактического вращения, Мейалл заключил, что скорость движения центроида вокруг центра Галактики равна 280-300 км/с. Из сравнения этих чисел он пришел к выводу, что вся система шаровых скоплений в целом, должно быть, вращается вокруг центра Галактики со скоростью 80-100 км/с (на околосолнечном расстоянии от центра Галактики) и поэтому должна быть несколько сплюснута. Однако он не смог найти признаков дифференциального вращения в этой системе.

В 1959 г. Кинман (1959а) измерил лучевые скорости еще 20 (южных) скоплений и произвел новый анализ лучевых скоростей уже по всем практически доступным 70 представителям системы шаровых скоплений. Кинман (1959в) нашел, что центроид движется относительно них со скоростью 167 ± 30 км/с. Таким образом, вся система на расстоянии Солнца вращается со скоростью 100-130 км/с.

Шаров и Павловская (1961) пересмотрели данные Кинмана, обнаружив рост дисперсии скоростей шаровых скоплений с увеличением расстояния от центра Галактики. Этот результат противоречит теории стационарной Галактики. Объяснить его можно либо различием условий возникновения скоплений во внутренних и внешних областях Галактики, либо тем, что к периферийным шаровым скоплениям Галактики примешивается некоторое количество межгалактических систем, обладающих параболическими и гиперболическими скоростями относительно Галактики.

Новый пересмотр этих данных с точки зрения современных представлений о строении подсистемы шаровых скоплении (см. рис. 107) позволил Шарову (1976) заключить, что модуль дисперсии лучевых скоростей |σ (V_r)| 24 скоплений классов F8,5 - G, относящихся к дисковой составляющей Галактики, равен 82 ± 8 км/с, тогда как для 26 скоплений классов F2 - F8, входящих в сферическую составляющую Галактики, |σ (V_r)| = 122 ± 11 км/с.

Рассмотрим теперь вопрос о галактоцентрических орбитах шаровых скоплений. Заранее можно ожидать, что многие шаровые скопления имеют вытянутые, а не круговые орбиты, так как дисперсия их скоростей ( ± 120 км/с) порядка круговой скорости Солнца (250 км/с).

Пусть на рис. 108 О - центр Галактики, S - Солнце, С - скопление, s = OS, R = ОС, r = CS, u - лучевая скорость скопления, исправленная за движение Солнца относительно центроида и скорость движения центроида вокруг центра Галактики. О форме орбит скоплений можно судить по распределению величин и в зависимости от углов θ: в случае вытянутых (прямолинейных) орбит максимальные значения и должны встречаться при θ = 0 и 180°; , а при θ = 90°; u = 0. .Если орбиты близки к круговым, значения и будут максимальны при θ = 90°; , а при θ = 0 и 180°; u = 0. Этот метод анализа предложил Эдмондсон (1935). К сожалению, в его распоряжении в то время были лучевые скорости всего 26 шаровых скоплений, к тому же не очень точные. Их распределение, казалось, свидетельствовало о том, что орбиты скоплений являются круговыми. К совершенно иному выводу пришел Хёрнер (1955), использовавший лучевые скорости 50 скоплений, опубликованные Мейаллом (1946), и существенно детализировавший метод Эдмондсона. Расстояния скоплений от Солнца были приняты им согласно Ломану (1952). Хёрнер принял, что s = 9 кпс, а граница Галактики проходит при R = 14 кпс, причем распределение масс в ней таково, что при R > 6 кпс можно считать, что скопление движется под действием одной центральной массы, т. е. движение его является кеплеровым. В соответствии с этим, скопления были разбиты на три группы: а - с R < 6 кпс (17 скоплений), б - 6 < R < 14 кпс (18 скоплений) и в - с R > 14 кпс (13 скоплений). Введем обозначения: u_к(R) ≡ u_к - круговая скорость на расстоянии R от центра Галактики, с = $u_{\mbox{к}} (s) \sqrt s$ , u₀ = u/u_к - нормированные лучевые скорости (выраженные в единицах круговой скорости на данном R). Если вся масса М сосредоточена в центре Галактики, то

$u_K^2(R) = \frac{GM}{R}, \qquad u_K^2(s) = \frac{GM}{s},$ (7.2)

где G - постоянная тяготения. Тогда

$u_K = \frac{c}{\sqrt R}.$ (7.3)

Принимая u_к(s) = 250 км/с, s = 9 кпс, находим с = 750 км/с · кпс^½. Вычислив по формуле (7.3) значения u_к, можно построить зависимость между u₀ и θ (для 0 < θ < 90°;), представленную на рис. 109 (Хёрнер, 1955). Крестики соответствуют скоплениям группы (б), кружки скоплениям группы (в). Скопления группы (а) не рассматриваются, ибо для них допущение о кеплеровом характере орбит может быть неверным.

Рис. 109. Схема, позволяющая судить о характере орбит шаровых скоплений в Галактике (Хёрнер, 1955).

Вернемся к рис. 108. Для круговых орбит в плоскости чертежа

$u = u_K\sin\theta, \quad u_0 = \sin\theta.$ (7.4)

Нa рис. 109 этой зависимости соответствует сплошная кривая К, представляющая верхнюю границу значений u₀ для круговых орбит, ибо движение может быть не только в плоскости чертежа, но и в любой другой, проходящей через прямую ОС.

Если орбиты прямолинейны (скорости движения по ним на рис. 108 представляются вектором v), то

$u = v\cos\theta .$ (7.5)

Нo если скопление принадлежит Галактике, то v не может быть больше параболической скорости $V_P = \sqrt {2} u_K$ . Таким образом, для прямолинейных орбит

$u \le \sqrt{2} u_K\cos\theta, \quad u_0\le \sqrt{2}\cos\theta \approx 1,4\cos\theta.$ (7.6)

Следовательно, верхняя граница для прямолинейных орбит на рис. 109 изобразится кривой G.

Наконец, для эллиптических орбит верхней границей u₀ на рис. 109 при любом θ служит прямая Е(u₀ ≤ $\sqrt{2}$ ), так как для них

$0 \le u \le \sqrt{2} u_K.$ (7.7)

Вне прямой Е у Хёрнера лежало лишь одно скопление (NGC 5694), которое поэтому считалось им гравитационно не связанным с Галактикой. Недавно Харрис и Хессер (1976) также пришли к заключению, что NGC 5694 покидает Галактику.

Рис. 109 показывает, во-первых, что все орбиты шаровых скоплений могут быть эллиптическими; во-вторых, что не все они могут быть круговыми, ибо почти половина всех точек лежит выше кривой К. В то же время, поскольку почти все точки лежат ниже кривой G, почти все орбиты могут быть прямолинейными пли очень вытянутыми.

Последнюю возможность в свою очередь можно проверить, привлекая дополнительный критерий. Если движение скопления является кеплеровым по почти прямолинейной орбите, то скорость скопления должна быть меньше в апогалактии, чем в перигалактии.

Пусть а = АО на рис. 108 - максимальное удаление скопления от центра Галактики. В точке А скорость его равна нулю. Пусть теперь скопление начинает падать к центру Галактики, в котором сосредоточена масса М. Тогда на расстоянии R от центра скорость скопления v определяется выражением

$v^2 = \frac{2GM(a - R)}{aR}$ (7.8)

или, поскольку $GM = Ru_K^2$ ,

$v^2 = 2u_K^2 - 2\frac{R}{a} u_K^2.$ (7.9)

Отсюда находим, что

$\frac{R}{a} = 1 - \frac{1}{2}\left(\frac{u_0}{\cos\theta}\right)^2.$ (7.10)

Отношение R/a обозначим через Р и назовем фазой скопления. Если Р = 1, скопление в апогалактии, если Р = 0 оно находится в центре Галактики, фазы вычисляются по формуле (7.10).

Кеплерову движению по прямолинейным орбитам должна соответствовать совершенно определенная функция распределения фаз f(Р), которая определяется из условия, что вероятность нахождения скопления в интервале (Р, Р + dP) равна отношению времени пребывания скопления в этом интервале к периоду его орбитального движения. Можно показать, что при случайном распределении скоплений на их орбитах

$f(P)dP = N\frac{2}{\pi}\sqrt{\frac{P}{1-P}}dP,$ (7.11)

где N - число скоплений.

Рис. 110 (Хёрнер, 1955) показывает очень хорошее согласие между наблюдаемым распределением фаз и теоретическим распределением, вычисленным по формуле (7.11).

Рис. 110. Распределение фаз Р шаровых скоплений Галактики (Хёрнер, 1955).

Далее Хёрнер определил долю Q скоплений, движущихся по круговым орбитам. Для скоплений группы (б) Q = 0,28 ± 0,27, для скоплений группы (в) Q = 0,00 ± 0,22.

Все это позволяет считать, что орбиты шаровых скоплений с малым содержанием металлов, удаленных от центра Галактики, сильно вытянуты, и эти скопления в процессе своего орбитального движения могут проходить через более плотные центральные области Галактики, смешиваясь со скоплениями диска.

Скопления с большим содержанием металлов, расположенные в околоцентральных областях Галактики и в окружающем эти области диске, по-видимому, движутся по менее вытянутым или даже круговым орбитам, ибо все они наблюдаются только в этом районе и, очевидно, всегда остаются там; в противном случае они встречались бы и на больших расстояниях от центра Галактики.

Кинман (1959в) подтвердил выводы Хёрнера, повторив его работу на большем материале и несколько изменив исходные параметры (приняв s = 8,2 кпс и круговую скорость Солнца 216 км/с).

В заключение рассмотрения работ по кинематике шаровых скоплений следует упомянуть о работах, посвященных определению их собственных движений. Первые попытки такого рода сделали ван Маанен (1925; 1927) и Балановский (1928). Небольшая разность эпох сравниваемых пластинок и малость самих собственных движений этих далеких объектов не позволили в то время достичь определенных результатов.

Впервые реальные значения собственных движений восьми шаровых скоплений (от 0",003 до 0",010 в год при вероятных ошибках ± 0",001 - 0",002 в год) нашла Гамалей (1948) путем измерения снимков, полученных с Пулковским нормальным астрографом с разностью эпох Δ t ≥ 40 лет. Тангенциальные линейные скорости этих объектов оказались в среднем в 2-2,5 раза больше их лучевых скоростей. Но если вспомнить, что Гамалей пользовалась явно преувеличенными расстояниями шаровых скоплений, считая, что <M_V> переменных типа RR Лиры равна нулю, то можно думать, что исправление шкалы расстояний этих объектов привело бы к лучшему согласию упомянутых компонентов скоростей между собою.

За работой Гамалей последовали работы Брауна (1951; 1955), а на Пулковской обсерватории с тех пор было выполнено еще несколько работ, позволивших уже говорить не только о надежном определении собственных движений изученных шаровых скоплений, но и об отделении возможных членов этих систем от более близких звезд фона. Это работы Кадлы (1966а) и Жукова (1966; 1971). Тогда же аналогичные работы начали выполняться на Гринвичской обсерватории под руководством Вулли (1966). В настоящее время появляются исследования, авторы которых определяют уже по собственным движениям звезд в районах шаровых скоплений вероятности принадлежности отдельных звезд к этим системам (см., например, Кадворс, 1976а; 1976б; 1979; Кадворс, Моне, 1979).

<< 7.1 Пространственное распределение шаровых скоплений Галактики | Оглавление | 7.3 Подсистема рассеянных скоплений и спиральная структура Галактики >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление

См. также:

Звезды, пыль и туманность в NGC 6559

25 самых ярких звезд на ночном небе

Анимация: черная дыра разрушает звезду

Комета, скопления и туманности

Сравнение размеров звезд

Самая далекая из всех известных звезд?

Сбрасывающая массивную оболочку звезда G79.29+0.46

Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце