Эволюция звездного населения галактического диска

• Автор: Пискунов, Анатолий Эдуардович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1998
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 145 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ
Введение
Глава 1. Калибровка диаграммы Герцшпрунга - Рессела по массе
и возрасту
1.1 Эволюционные треки: принципы разбиения
1.2 Обратная задача: определение массы и возраста звезды
по ее положению на диаграмме Герцшпрунга-Рессела
1.3 Прямая задача: определение положения звезды на диаграмме Герцшпрунга - Рессела по возрасту и массе
1.4 Сравнение с наблюдениями и независимыми шкалами
1.5 Выводы
Глава 2. Образование звезд и эволюция рассеянных скоплений
2.1 Функции светимости звезд молодых скоплений. Калибровка возраста молодых рассеянных скоплений
2.2 Спектры масс звезд молодых скоплений
2.3 Интегральные цвета звездных комплексов: калибровка фотометрических диаграмм в терминах параметров начальной функции масс
2.4 Выводы
Глава 3. Начальная функция масс звезд галактического диска
3.1 Монотонна ли начальная функция масс?
3.2 Неразрешенные двойные и функция светимости звезд
3.3 Начальная функция масс слабых звезд
3.4 Универсальна ли начальная функция масс?
3.5 Выводы

Глава 4. Эволюция звездного населения диска Галактики
4.1 Основные уравнения и их решения
4.2 Наблюдения
4.3 Обсуждение полученных результатов
4.4 Выводы
Заключение
Литература
Введение
Актуальность темы. Актуальность данной работы состоит в том, что текущий состав звездного населения и его эволюция со временем определяется тремя основными факторами:
• относительной частотой образующихся звезд данной массы (так называемая начальная функция масс);
• предыдущей историей звездообразования (изменением темпа звездообразования со временем);
• продолжительностью жизни звезд разных масс.
Третий фактор достаточно хорошо известен из теории эволюции звезд. Исследованию первых двух факторов в последние 40 лет посвящена обширная литература.
Фундаментальное значение начальной функции масс (НФМ) для изучения образования звезд и эволюции галактик было осознано еще в 50-е годы. Впервые это понятие введено в классической работе Солпитера (1955), который, исправив локальную функцию светимости за эволюцию ярких звезд, построил распределение звезд главной последовательности по массе. В предположении постоянства скорости звездообразования за время существования диска Галактики это распределение описывает частоту рождаемости звезд разных масс и, поэтому, было названо начальной функцией масс. Солпитер нашел, что начальная функция масс на интервале масс 0.5 А Ют® может быть представлена степенной зависимостью
с?А/(Иот ос т-1'35.
Шмидт (1959), отказавшись от предположения о постоянстве скорости звездообразования и задавшись параметрической зависимостью интенсивности звездообразования от гг-ой степени плотности газа нашел, что при сильно падающей со временем скорости звездообразования начальная функция масс, сохраняя солпитеровскую форму будет иметь заметный скачок

пространственную сегрегацию звезд разной массы (Скало 1986, Сагар и др. 1988), наблюдательную селекцию слабых звезд, отметим, что даже их решение не гарантирует правильной интерпретации полученных с большим трудом данных. Молодые звездные группировки содержат значительное количество звезд, еще не достигших ГП. Для таких звезд неприменимо стандартное соотношение масса-светимость, полученное для нормальных звезд. Обычно это не принимается в расчет и, в результате, на основе адекватного наблюдательного материала делаются некорректные выводы о НФМ по данным о звездных скоплениях. Поэтому крайне необходим эффективный инструментарий, позволяющий правильно интерпретировать наблюдения (диаграммы Г-Р и функции светимости) являющиеся основой для построения НФМ.
Таким инструментарием является метод анализа диаграммы Г-Р на основе теоретических моделей звезд, изложенный в главе 1. Он связывает в единое целое астрономические приложения, рассмотренные ниже: особенности функций светимости звезд молодых скоплений (п. 2.1), спектры масс скоплений, являющиеся наблюдаемой реализацией НФМ (п. 2.2) и сетки модельных интегральных цветов комплексов звездообразования, которые должны служить исследованию НФМ во внешних галактиках (п. 2.3).
2.1 Функции светимости звезд молодых скоплений. Калибровка возраста молодых рассеянных скоплений
Функция светимости звезд (ФС) является одним из основных инструментов исследования НФМ. Молодые звездные скопления (с возрастом меньше 108 лет) считаются наиболее удобными объектами для изучения этих функций, так как в силу своего возраста и генетической общности звезд не требуют различных коррекций, которые должны быть сделаны при построении НФМ по ФС звезд поля или старых скоплений (Скало 1986, 1997). Многочисленные исследования функций масс звезд рассеян-