Специальность 01.03.02 – астрофизика и звёздная астрономия Диссертация на соискание ученой степени доктора физикоматематических наук Москва – 2014 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 4М
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
1.2.2 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 Интернеткаталог 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 77
Наблюдения и обработка данных
Определение параметров скоплений
4.2.2 Скопления SAI 63 и SAI 75
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
ЛИТЕРАТУРA
Введение Рассеянные звёздные скопления – это, пожалуй, самые подходящие и наиболее “информативные” объекты для исследования нашей Галактики. С точки зрения современных представлений о звёздообразовании скопления – это “кирпичики”, из которых построена не только наша Галактика (или, как её 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 газопылевые облака (embedded clusters). По мере эволюции такие объекты превращаются, в зависимости от начальных условий, либо в гравитационносвязанные 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 104 масс Солнца) молодых объектов, которые сейчас активно изучаются с ИКдиапазоне (например, ГалванМадрид, 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 скопление, определяются методом совмещения главных последовательностей (ГП) скоплений с теоретическими изохронами и/или эмпирической начальной главной последовательностью (НГП) на диаграммах “цветвеличина” и двухцветных диаграммах, которые имеют характерные для скоплений особенности (например, “red clump” – сгущение звёзд у основания ветви красных гигантов). Такие особенности облегчают процесс совмещения изохрон с ГП скоплений и увеличивают точность измерения их физических характеристик. Поэтому подсистему РЗС используют для определения расстояния до центра Галактики, положения Солнца над галактической плоскостью и шкалы высот в диске, для изучения распределения газопылевой материи в Млечном Пути, расположения спиральных рукавов и определения скорости вращения спирального узора, для построения кривой вращения и т.д. Рассеянные скопления – это хороший инструмент для изучения процессов звёздообразования в диске Галактики, исследования начальной функции масс, уточнения эволюционных моделей звёзд. Во многих работах, как отмечалось выше, авторы определяют параметры скоплений с помощью теоретических изохрон разной металличности. Но в некоторых исследованиях, наоборот, по фотометрическим данным высокой точности строят диаграммы “цветвеличина” и получают эмпирические изохроны, с помощью которых затем уточняют модели эволюции звёзд на различных стадиях, включая стадию протозвезды.
Шкала расстояний в Галактике опирается на РЗС, так как зависимость “периодсветимость” для цефеид в ряде работ выводится по цефеидам – членам рассеянных скоплений и ассоциаций, расстояния до которых определяются независимым методом. Цефеид – надёжно подтверждённых членов скоплений и ассоциаций в Галактике всего несколько десятков, поэтому их физические характеристики определяются с особой тщательностью. В частности, при измерении периодов пульсации этих звёзд, особое внимание уделяют изменению периодов с течением времени.
Именно в силу изложенных выше причин интерес к исследованию РЗС и определению их физических характеристик не угасает на протяжении почти целого столетия, с тех пор как Х. Шепли (1916) ввёл понятие “open cluster” (открытое, или рассеянное, скопление). Однако, изучение рассеянных скоплений с помощью фотографической и фотоэлектрической фотометрии продвигалось довольно медленно, так как наблюдателям требовалось много времени на исследование одного объекта, состоящего из большого числа звёзд, каждая из которых фотометрировалась отдельно. Качественный скачок произошёл с появлением ПЗС приёмников и развитием вычислительной техники. На первый взгляд, теперь, если мы имеем качественные ПЗСснимки, то весь процесс нахождения параметров скопления (включая обработку изображений, определение величин индивидуальных звёзд в нескольких полосах пропускания, построение диаграмм “цветвеличина” и двухцветных диаграмм скопления и наложения на них НГП и теоретических изохрон) может занимать всего несколько часов. Однако, для изучения свойств галактического диска необходим однородный каталог физических параметров РЗС. Точность ПЗСфотометрии звёзд в скоплениях может на порядок превышать точность фотоэлектрических измерений, но систематические ошибки, возникающие при обработке данных, особенно при автоматическом нахождении величин звёзд, как это часто делается в больших обзорах неба, могут на порядок превосходить внутренние ошибки ПЗС фотометрии. Поэтому, когда мы наносим на одну и ту же диаграмму величины и показатели цвета из работ разных авторов, то отличие в положении ГП скопления по разным данным может достигать 0.5m, что приводит к ошибке в расстоянии порядка 20%. Эта проблема широко известна, поэтому, например, при исследовании скоплений по данным обзора SDSS (Sloan Digital Sky Survey) часть авторов сначала заново обрабатывает исходные изображения и самостоятельно определяет величины звёзд в разных фильтрах. Таким образом, до сих пор остаётся актуальной задача получения однородных высокоточных данных для отдельных рассеянных скоплений: измерение собственных движений и лучевых скоростей звёзд в скоплениях, определение химического состава, нахождение возраста, расстояния, избытка цвета. Исследование Галактики с помощью подсистемы РЗС, кроме преимуществ, имеет и ряд трудностей. Рассеянные скопления, особенно молодые, с возрастом менее 107 лет, концентрируются к галактической плоскости вместе с поглощающим излучение газопылевым веществом. Это не только затрудняет исследование известных скоплений, но и искажает наши общие представления о подсистеме РЗС изза эффекта селекции. Ведь в первую очередь были открыты и изучены молодые массивные объекты, а небольшие слабоконцентрированные скопления остались незамеченными либо изза плотного фона звёзд поля, либо изза сильного поглощения. Посмотрим, что известно о РЗС к настоящему времени. Наиболее полным и самым цитируемым сводным каталогом параметров рассеянных скоплений является регулярно обновляющийся каталог Диаса и др. (2002), где из разных публикаций собраны воедино физические параметры РЗС, такие, как расстояние до скопления, избыток цвета E(BV), возраст, среднее собственное движение членов скопления, лучевая скорость и металличность. В каталоге содержится около 2000 скоплений, а всего, по оценкам разных авторов (например, Сурдин, 1997; Пискунов и др., 2006 ), в нашей Галактике должно быть порядка 100 000 РЗС. Поэтому ещё одной актуальной задачей является поиск, открытие и исследование новых скоплений в Галактике. Появление больших обзоров неба, особенно выполненных в инфракрасном диапазоне, где степень поглощения излучения меньше, вызвало всплеск интереса к решению этой задачи, в том числе и у нашей научной группы. Цель работы. Настоящая работа посвящена всестороннему изучению популяции рассеянных звёздных скоплений, представляющих собой характерное население галактического диска. Исследуются как кинематические и физические характеристики отдельных рассеянных скоплений (собственные движения, лучевые скорости, размеры, возрасты, расстояния, избытки цвета в направлении на скопления), так и подсистема РЗС в целом (определяются параметры движения Солнца и кривой вращения Галактики по данным о молодых скоплениях). Проводится поиск и верификация новых звёздных скоплений в Галактике с помощью инфракрасного обзора неба. Изучаются характеристики цефеид, являющихся членами РЗС.
Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения; включает в себя 40 таблиц и 80 рисунков. Список цитируемой литературы содержит 241 публикацию. Результаты, представленные в диссертации, получены на протяжении последних 20 лет и отражены в 50 публикациях. Каждая глава представляет собой отдельное независимое исследование и включает в себя небольшой обзор поставленной задачи. Общий объем диссертации составляет 209 страниц.
В первой главе исследованы кинематические характеристики большой выборки рассеянных скоплений. Получены средние собственные движения и лучевые скорости скоплений, как по опубликованным данным, так и по выполненным нами высокоточным измерениям отдельных звёзд. На основе кинематического и фотометрического критериев выделены звёзды, принадлежащие к скоплениям, уточнены размеры некоторых скоплений. Создан каталог собственных движений и лучевых скоростей РЗС и список звёзд – членов скоплений.
Вторая глава посвящена изучению РЗС, содержащих цефеиды. По фотометрическим данным, опубликованным за последние 150 лет, изучена изменяемость периодов цефеид и уточнена их стадия эволюции. Изучено пространственное распределение комплексов цефеид по отношению к группировкам рассеянных скоплений и OBассоциаций. В третьей главе описывается новый автоматический метод поиска скоплений звёзд по данным из больших фотометрических обзоров неба. Результатом применения этого метода к каталогу 2MASS (Скрутски и др., 2006) стало открытие более полутора сотен новых рассеянных скоплений. Для подтверждения реальности скоплений как физически связанных группировок звёзд был разработан новый метод, учитывающий концентрацию звёзд к центру скопления и вид диаграммы Хесса, которая представляет собой разность нормированных и сглаженных диаграмм “цветвеличина” звёзд скопления и звёзд фона вокруг скопления. Для большинства новых скоплений были определены их физические характеристики, как по данным каталога 2MASS (Скрутски и др., 2006), так и по собственным фотометрическим измерениям.
В четвертой главе изложены результаты исследования большой выборки РЗС на основе их многоцветной фотометрии, полученной из собственных наблюдений. По диаграммам “цветвеличина” и двухцветным диаграммам определены основные физические параметры скоплений: расстояние, возраст, избыток цвета в направлении на скопление. Для ряда скоплений построена функция масс.
В пятой главе описываются результаты исследования строения, кинематики и динамики галактического диска по данным о молодых скоплениях, цефеидах и красных сверхгигантах. Были найдены параметры солнечного апекса и кривой вращения Галактики, а также сделана оценка расстояния от Солнца до центра Галактики. Применение метода статистических параллаксов, основанного на методе максимального правдоподобия, к выборке молодых РЗС и цефеид позволило уточнить светимости этих объектов и найти согласованное решение для всех кинематических характеристик выборки, а также форму и размеры эллипсоида остаточных скоростей.
Научная новизна работы. Впервые абсолютизация собственных движений в полях 21 РЗС была проведена по большому числу звёзд (от 70 до 300 в каждом), причем члены скоплений выделялись с помощью высокоточных относительных собственных движений. Впервые был создан большой однородный каталог абсолютных собственных движений 331 РЗС на основе данных 4миллионного каталога, с последующей редукцией результатов в систему каталогов HIPPARCOS и TYCHO. Измерены относительные собственные движения звёзд в поле скопления NGC 7063 и выделены члены скопления. Впервые созданы списки звёзд, принадлежащих к каждому из 331 РЗС, путем тщательного анализа всех имеющихся данных.
Впервые выведены средние лучевые скорости четырех РЗС на основе высокоточных измерений индивидуальных скоростей красных гигантов – членов этих скоплений. Впервые найдены размеры корональных областей NGC 1817 и NGC 6811 на основе фотометрических и спектральных исследований этих скоплений.
Изменяемость периодов пульсаций 40 цефеид, расположенных в полях рассеянных скоплений и ассоциаций, впервые исследована по более чем 100летним временным интервалам. Создана и апробирована оригинальная методика поиска и верификации звёздных скоплений по большим обзорам всего неба. Разработан новый эффективный алгоритм нахождения основных физических параметров РЗС, таких как размер, возраст, расстояние и избыток цвета в направлении на скопление. Открыто 168 новых звёздных скоплений нашей Галактики. Подтверждена природа 13 РЗС, которые числились в каталогах как сомнительные объекты. Создана электронная версия каталога рассеянных скоплений, открытых и/или изученных в ГАИШ МГУ.
Впервые получены однородные, свободные от систематических ошибок и массовые фотометрические данные для звёзд в полях 17 малоизученных или ранее не исследованных скоплений. Их физические характеристики впервые определены с использованием оригинальной методики и однородных данных. Впервые найден разрыв функции масс на главных последовательностях трех рассеянных скоплений.
При анализе поля скоростей молодых объектов галактического диска впервые были использованы собственные движения рассеянных скоплений. Метод статистических параллаксов впервые был применен к совместной выборке молодых РЗС и цефеид для согласования и уточнения их шкал расстояний.
Научная и практическая значимость результатов работы.
Каталог собственных движений и каталог лучевых скоростей рассеянных скоплений можно использовать для дальнейшего изучения кинематики галактического диска. Индивидуальные лучевые скорости звёзд и информация о принадлежности звёзд к скоплению будут полезны при исследовании отдельных объектов.
Результаты исследования изменяемости периодов цефеид будут востребованы при изучении эволюции этих звёзд.
Метод поиска и верификации звёздных скоплений может быть применен к различным всенебесным обзорам, как уже имеющимся, так и будущим. Метод нахождения основных физических характеристик РЗС можно использовать для анализа фотометрических данных, полученных различными методами и на разных инструментах для звёзд в полях рассеянных скоплений.
Открытие более полутора сотен новых звездных скоплений по сравнительно неглубокому каталогу 2MASS подтверждает вывод о наличии большого числа неизвестных скоплений в Галактике и стимулирует поиск новых РЗС по более глубоким обзорам неба. Созданный нами интернеткаталог рассеянных скоплений с интегрированными в него инструментами виртуальной обсерватории используется для проведения практических занятий со студентами астрономического отделения физического факультета МГУ.
Найденные нами физические характеристики 19 рассеянных скоплений (размеры, возрасты, расстояния и избытки цвета) могут быть использованы при изучении структуры и эволюции диска Галактики.
«