Комплексное исследование рассеянных звездных скоплений Галактики

• Автор: Глушкова, Елена Вячеславовна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 146 с. : 63 ил.

Оглавление
Введение

Глава 1. Собственные движения и лучевые скорости РЗС

1.1. Абсолютные собственные движения

1.1.1 Абсолютизация собственных движений звёзд в 21 рассеянном скоплении

1.1.2 Оценка ошибок каталога 4M

1.1.3 Оценка параметров кривой вращения по собственным движениям 21 РЗС

1.1.4 Абсолютные собственные движения 181 молодого скопления

1.1.5 Кривая вращения подсистемы молодых рассеянных скоплений

1.1.6 Каталог абсолютных собственных движений РЗС

1.1.7 Членство звёзд в скоплениях

1.2 Лучевые скорости
1.2.1 Каталог лучевых скоростей рассеянных скоплений
1.2.2 Лучевые скорости скоплений NGC 6494, NGC 6694, NGC 6755 и NGC 6819
1.2.3 Исследование рассеянного звёздного скопления NGC 6811
1.2.4 Красные гиганты в поле NGC 1817
1.2.5 Переменность лучевых скоростей ярких красных звёзд в РЗС
Глава 2. Рассеянные скопления и цефеиды
2.1 Исследование изменяемости периодов цефеид, входящих в состав рассеянных скоплений и ассоциаций
2.2 Распределение цефеид, рассеянных скоплений и ассоциаций в Галактике
Глава 3. Поиск и открытие новых скоплений
3.1 Появление больших обзоров неба и первые работы по поиску новых скоплений
3.2 Открытие новых звёздных скоплений в ГАИШ МГУ
3.2.1 Программа автоматического поиска звёздных скоплений
3.2.2 Приложение разработанного метода к данным обзора 2MASS
3.2.3 Результаты исследования области антицентра Галактики
3.2.4 Открытие и исследование РЗС в галактической плоскости
3.3 Интернет-каталог физических параметров РЗС
Глава 4. Изучение рассеянных скоплений по данным многоцветной фотометрии
4.1 Фотометрическое исследование РЗС в направлении рукава Персея
4.1.1 Скопления King 13, King 18, King 19, King 20, NGC 136 и NGC 7245
Наблюдения и обработка данных
Результаты исследования скоплений
4.1.2 Скопления Be 96, Be 97, King 12, NGC 7261, NGC 7296 и NGC 7788
Получение данных ПЗС фотометрии в поле скоплений
Физические параметры РЗС
Изучение функции масс скоплений
4.2 Оптическая фотометрия скоплений, открытых по обзору 2MASS
4.2.1 Скопления Koposov 12, Koposov 53 и Koposov
Наблюдения и обработка данных
Определение параметров скоплений
4.2.2 Скопления SAI63 и SAI
Глава 5. Исследование структуры и кинематики молодого населения галактического диска
5.1 Анализ кривой вращения Галактики и параметры солнечного апекса
5.1.1 Использованные данные
Расстояния до объектов
Лучевые скорости
Собственные движения
5.1.2 Модель галактического вращения
5.1.3 Определение расстояния до центра Галактики
5.1.4 Результаты анализа
5.2 Статистические параллаксы и кинематические параметры классических цефеид и молодых рассеянных скоплений
5.2.1 Метод анализа
5.2.2 Учет движения Солнца и дифференциального вращения выборки
5.2.3 Преобразование координат, скоростей и тензора ковариации
5.2.4 Распределение остаточных скоростей и функция правдоподобия
5.2.5 Наблюдательный материал и вычисления
Классические цефеиды
Молодые рассеянные скопления
5.2.6 Обсуждение результатов
5.3 Сравнение полученных нами результатов с современными
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА

Введение
Рассеянные звёздные скопления - это, пожалуй, самые подходящие и наиболее “информативные” объекты для исследования нашей Галактики. С точки зрения современных представлений о звездообразовании скопления - это “кирпичики”, из которых построена не только наша Галактика (или, как сё часто называют, Млечный Путь), но и другие звёздные системы. Почти все звёзды рождаются в группах, которые сначала наблюдаются как концентрации звезд, погружённые в туманности, т.е. в родительские газо-пылевые облака (embedded clusters). По мере эволюции такие объекты превращаются, в зависимости от начальных условий, либо в гравитационно-связанные скопления, либо в несвязанные ассоциации звёзд, которые распадаются через несколько миллионов лет. Звездные скопления принято делить на рассеянные (РЗС) и шаровые (ШЗС) в зависимости от массы и размера. К настоящему моменту подсистемы скоплений открыты и, в разной степени, изучены в нескольких сотнях галактик (Уитмор, 2003; Ларсен, 2006). Многие-исследователи внегалактических звёздных скоплений полагают, что разделение изучаемых объектов на рассеянные и шаровые утратило смысл, так как во множестве галактик обнаружены подсистемы скоплений, которые по внешнему виду и массе подобны ШЗС Млечного Пути, но по возрасту и химическому составу похожи на РЗС нашей Галактики.
Исследования, о которых пойдёт речь в настоящей работе, касаются только галактических объектов, где граница между РЗС и ШЗС хорошо заметна: две подсистемы различаются, прежде всего, своим пространственным распределением в Галактике, возрастом и содержанием тяжёлых элементов, а также массой, размерами, кинематическими параметрами. Связано это с тем, что в современную эпоху в Галактике практически не образуется скоплений звёзд с массами, превышающими 105 солнечных, хотя недавно было открыто несколько довольно массивных (около 10' масс Солнца) молодых объектов, которые сейчас активно изучаются с ИК-диапазоне (например, Галван-Мадрид, Лиу, 2014).
Актуальность темы. Подсистема рассеянных скоплений Млечного Пути отслеживает дисковую составляющую Галактики и является наиболее подходящим объектом для изучения её структуры, кинематики, химической и динамической эволюции. Это связано с тем, что все физические параметры: расстояние, возраст, избыток цвета, химический состав, лучевая скорость и собственное движение для скоплений определяются намного точнее, чем для одиночных звёзд. В первую очередь, это обусловлено большой статистикой, но, кроме того, такие характеристики, как возраст, расстояние и поглощение в направлении на

RUPRECHT 127 352.9 -2.5 1.39 -43 12
RUPRECHT 18 239.9 -5.0 1.02
RUPRECHT 44 245.8 0.5 3.89 -83 16
RUPRECHT 55 250.7 0.8 6.79 -50 12
RUPRECHT 79 277.1 -0.8 3.82 -105 23
SHER 1 289.6 -0.4 6.00
STOCK 13 290.5 1.6 2.04 -142 7
STOCK 14 295.2 -0.6 2.17 -68 10
STOCK 16 306.1 0.1 1.85 -54 12
STOCK 8 173.4 -0.2 2.15 -77 23
TRUMPLER 1 128.2 -1.1 2.69 1 О 23
TRUMPLER 10 262.8 0.6 0.36 -91 4
TRUMPLER 15 287.4 -0.4 2.19 -145 18
TRUMPLER 17 288.7 0.4 1.75* -141 6
TRUMPLER 18 291.0 -1.4 1.99 -98 9
TRUMPLER 21 307.6 -0.3 1.13 -123 10
TRUMPLER 22 314.7 -0.6 1.63* 9 16
TRUMPLER 24 344.4 1.7 1.41 -72 7
TRUMPLER 28 356.0 -0.2 1.23 13 4
TRUMPLER 35 28.3 0.0 1.58 -44 7
TRUMPLER 7 238.3 -3.9 1.35 -83 13
VAN DEN BERGH 1 208.6 -1.8 1.45 -235 6
VAN DEN BERGH-HAGEN 99 286.6 -0.6 0.43 -181 15
Приведём некоторые замечания, касающиеся определения собственных движений отдельных скоплений нашей выборки.
BOCHUM 4. На эту же область небесной сферы проектируется скопление Bochum 5 (Моффат, Фогт, 1975). Мы определили jUabs для Bochum 5 по шести звёздам: £/аЬ5(а) = 0.0104 ± 0.0031 "/год, /4ы(6) = -0.0070 ± 0.0022 "/год. Видно, что компоненты //abs для обоих скоплений в пределах ошибок совпадают.
COLLINDER 135. По мнению Клариа, Кеплера (1980) Collinder 135 не является скоплением. Авторы считают В-звёзды, лежащие в этой области,