Численно-экспериментальное исследование происхождения и динамической эволюции движущихся скоплений

• Автор: Чумак, Ярослав Олегович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 124 с. : ил.

Введение. Общая характеристика работы
Глава 1. Движущиеся и рассеянные и скопления
1.1. Исследование движущихся скоплений
1.2. Короны скоплений и движущиеся скопления
1.3. Основные подходы к численному моделированию звездных скоплений и общий ход их динамической эволюции
1.4. Программы ИВОБУб и ИВОБУбРго
1.5. Начальные условия и параметры моделирования
Глава 2. Структура и динамика звездных шлейфов рассеянных скоплений
2.1. Особенности моделирования шлейфов рассеянных скоплений
2.2. Диапазон возможных значений начальных условий
2.3. «Стандартная» модель шлейфа рассеянного скопления
2.4. Зависимость параметров шлейфа от начального числа звезд и вириального
радиуса
2.5. Параметры шлейфов реалистических галактических орбит скоплений
2.6. Эволюция малых скоплений
2.7. Время жизни звездных шлейфов
2.8. Обсуждение и выводы
Глава 3. Звездные шлейфы ближайших рассеянных скоплений
3.1. Основные параметры ближайших рассеянных скоплений
3.2. Методика задания начальных условий для реальных скоплений
3.3. Начальные условия для моделирования скопления Гиады
3.4. Шлейф скопления Гиады и ближайшая околосолнечная окрестность
3.5. Гиады и другие ближайшие рассеянные скопления, и их шлейфы

3.6. Шлейф Гиад. Данные наблюдений
Заключение

Приложение. Руководство по работе с программой ЦВСЮУб
1. Введение
2. Структура кода
3. Начало работы
4. Входные параметры
5. Начальные условия
6. Принятие решений
7. Управление данными
8. Регуляризация для двух тел
9. Иерархические системы
10. Цепная регуляризация
11. Звездная эволюция
12. Внешние поля
13. Приливные шлейфы
14. Вычислительные проблемы
15. Таблицы
Литература
Общая характеристика работы
Актуальность темы. Общепринято, что звезды возникают не по одиночке, а группами в больших газово-пылевых облаках или скоплениях небольших облаков, входящих в состав спиральных ветвей Галактики. Звезды, возникшие из одного протозвездного облака, имеют сходные кинематические характеристики: близкие значения начальных координат и относительно небольшую внутреннюю дисперсию скоростей и, таким образом, представляют собой одно гигантское движущееся скопление. Вулли (1965) высказал мысль о том, что группы Эггена или местные потоки представляют собой наблюдаемые в районе Солнца отдельные участки таких гигантских кинематических образований. Поскольку само протозвездное облако неоднородно, а процесс звездообразования связан с нелинейными процессами в газопылевой среде, протозвездное облако может частично или полностью распасться на звездные кластеры разной населенности. Вопрос о распределении таких кластеров по числу входящих в их состав звезд мало изучен. Можно, однако, предположить, что мало населенных кластеров существенно больше, чем групп с большим числом членов. Такие звездные кластеры после периода бурной динамической релаксации превращаются в молодые рассеянные звездные скопления, соответственно, разной населенности. Рассеянные скопления, далее, эволюционируют, и под действием диссипативных и приливных сил теряют значительное число своих членов, вплоть до полного распада. Время жизни рассеянного скопления напрямую зависит от первоначального числа входящих в него звезд. Возраст самых старых рассеянных скоплений обычно составляет миллиарды лет, что существенно меньше возраста Галактики, и не превышает Ю10 лет. Полный распад небольших рассеянных скоплений происходит за время порядка 108 лет. Это означает, что за время жизни Галактики значительное количество рассеянных скоплений уже распалось. Какова дальнейшая судьба популяций звезд, покинувших скопления во время их эволюции? Обычно, внимание исследователей привлекало изучение структуры самих рассеянных скоплений,
Рис. 2.3.8. Изменение со временем средней ширины шлейфа.
На рис. 2.3.8 представлено изменение со временем ширины шлейфа (Ьх), т.е. изменение среднего размера шлейфа вдоль оси X (направления центр - анти центр Галактики). Видно, что примерно до 400 млн. лет наблюдается быстрый рост средней ширины шлейфа. Этот этап соответствует началу массового истечения звезд за пределы приливного радиуса в направлениях центр - анти центр Галактики. После 400 млн. лет рост Ц заметно замедляется. Слабый дальнейший рост средней толщины шлейфа является следствием собственной дисперсии скоростей звезд шлейфа в радиальном направлении, «набранной» в период быстрого расширения. Максимальная ширина шлейфа составляет примерно 100-120 пк.
На рис. 2.3.9 показано изменение со временем средней толщины шлейфа Ьг по ъ-координате. Она имеет тенденцию к небольшому росту до 20 - 25 пк.