Эволюция звездного населения галактического диска тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ имени М.В. ЛОМОНОСОВА '

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ л „ имени П.К. ШТЕРНБЕРГА

РГб ОД

2 7 ОКТ 1998 На правах рукописи

УДК 524.6

ПИСКУНОВ Анатолий Эдуардович

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗДНОГО НАСЕЛЕНИЯ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ДИСКА

Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 1998

Работа выполнена в Институте астрономии Российской Академии наук

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук,

профессор Ю.Н. Ефремов

доктор физико-математических наук И.М. Копылов

доктор физико-математических наук H.H. Чугай

Ведущая организация:

Уральский государственный университет, Екатеринбург

Защита состоится " И.ОМ'^ 199$ г. в 14 ч. на заседании диссертационного совета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д 053.05.51. Адрес: 119899, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект, 13)

Автореферат разослан " года.

Ученый секретарь специализированного совета кандидат физико-математических наук

Л.Н.Бондаренко <

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

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 [1], 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 -г-10тэ может быть представлена степенной зависимостью

¿И/йХо^т ос т~135.

Шмидт [2], отказавшись от предположения о постоянстве скорости звездообразования и задавшись параметрической зависимостью интенсивности звездообразования от п-ой степени плотности газа нашел, что

при сильно уменьшающейся со временем скорости звездообразования

г"

начальная функция масс, сохраняя солпитеровскую форму, будет иметь заметный скачок вблизи тп — 1т0. Таким образом, выводимая по звездам поля начальная функция масс, неразрывно связана с историей звездообразования в диске Галактики. Независимая от предположений о скорости звездообразования информация о начальной функции масс может быть получена по данным о звездах рассеянных скоплений. Ван ден Берг [3] исследовал несколько известных скоплений. Преобразовав функции светимости их звезд в распределения по массам он показал, что они согласуются с функцией Солпитера.

Отмеченные работы определили основные направления изучения начальной функции масс, актуальные до настоящего времени:

• исследование формы начальной функции масс (особенно для массивных и слабых звезд);

• влияние истории звездообразования на начальную функцию масс, получаемую по звездам поля;

• проблема универсальности начальной функции масс, т.е. вопрос о том, зависит ли начальная функция масс от типа звездного населения, конкретных галактики или звездной группировки, связана ли она с фундаментальными свойствами окружающей среды.

Дальнейший прогресс в исследовании начальной функции масс достигался за счет привлечения более обширного материала, новых объектов и методики. Естественно, пересматривались и первоначальные выводы.

Так, в отношении исследования формы начальной функции масс можно отметить следующие этапы. Миллер и Скало [4], проанализировав обширный материал о функции светимости звезд поля пришли к выводу, что на широком интервале масс она имеет логнормальную форму (т.е. для массивных звезд ее наклон больше солпитеровского, а

для звезд малых масс - значительно меньше). Однако, Д'Антона и Ма-цителли [5, 6], исследуя модели маломассивных карликов, нашли, что соотношение масса-светимость сильно уплощается для тп < 0.3т0, что приводит к падению функции светимости после Му = 13ш даже при растущей начальной функции масс. Дальнейшее исследования показали, что в области массивных звезд наклон НФМ имеет скорее солпитеров-ский характер (см. Скало [7]). Ситуация со звездами малых масс значительно сложнее. Здесь очень бедна статистика наблюдаемых звезд, низка точность данных, а также действуют многочисленные и сложные эффекты, затрудняющие интерпретацию не слишком обильных наблюдательных данных. Единственным достаточно надежно установленным в настоящее время фактом является является то, что наблюдения не противоречат ни показательной, ни логнормальной функции масс слабых звезд.

Основными источниками сведений о начальной функции масс служат распределения звезд по различным наблюдаемым параметрам (показателю цвета, блеску, спектру и др.). Важнейшим из этих источников — а в случае маломассивных звезд и единственным — остается функция светимости. Поэтому проблема адекватной трансформации наблюдаемых распределений в функцию масс черезвычайно важна для ее корректной интерпретации. Этот анализ усложняется необходимостью учитывать эффекты эволюции звезд разных масс, искажающих начальные распределения; рядом других эффектов, способных изменить вид начального или современного распределений звезд по различным параметрам.

Значительное внимание в последние годы уделяется проблеме немонотонности начальной функции масс. Разными авторами обнаружена немонотонность в распределениях звезд по светимости, спектральному классу или показателю цвета, которая, как правило, интерпретируется как-свидетельства флуктуаций НФМ, вспышек звездообразования в прошлом или наличия нескольких мод звездообразования. Такие флуктуации были обнаружены как для звезд поля [8], так и для рассе-

янных скоплений [9]. Однако, наличие немонотонности у "первичных" распределений (например, функции светимости) вовсе не требует наличия соответствующей немонотонности начальной функции масс. Прояснение этого вопроса весьма важно для теории образования звезд.

Исследования функций масс нескольких десятков рассеянных скоплений, проведенные в 70-е годы [10, 11] показали что индивидуальные спектры масс имеют близкие наклоны, что позволило построить комбинированные функции масс, наклоны которых оказались близки к солпи-теровским. Однако, более поздние работы Тарраб [12] и Штеклума [13], выполненные на более обширном, хотя и менее качественном материале, показали заметные вариации наклонов спектров масс от скопления к скоплению. Отметим, что вопрос о подобии спектров масс отдельных скоплений имеет прямое отношение к проблеме универсальности начальной функции масс и заслуживает пристального внимания (см.

[14]). Сложившаяся в настоящее время ситуация не дает однозначного ответа и поэтому исследование этой проблемы крайне актуально.

В более широком масштабе универсальность начальной функции масс может быть исследована по данным о внегалактических ассоциациях или комплексе« звездообразования. Однако, подавляющее большинство внегалактических скоплений настолько далеки от нас, что наблюдениям доступен только их интегральный блеск. Поэтому исследованию интегральных цветов внегалактических скоплений придается

большое значение и накоплен значительный наблюдательный мате-

I

риал. К настоящему времени в литературе опубликовано много исследований эволюции интегральных цветов скоплений звезд, к наиболее детальным из которых можно отнести публикации Шарло и Брузуала

[15], Жирарди и Бика [16], Жирарди и др. [17]. К сожалению, эти работы посвящены, в основном, проблемам калибровки интегральных цветов скоплений Магеллановых облаков по возрасту и поэтому непригодны для определения параметров НФМ удаленных скоплений.

Цель работы.

Основной целью данной работы является исследование особенностей звездообразования в локальном диске Галактики (звезды поля в непосредственных окрестностях Солнца и рассеянные скопления в пределах 2 кпс). В том числе поставлены задачи:

• оценить влияние на функцию светимости и, следовательно, на начальную функцию масс эффектов, до сих пор не принимавшихся во внимание и связанных со:

— звездами, находящимися на стадии гравитационного сжатия;

— неразрешенными двойными системами;

— звездами субзвездных масс (коричневые карлики).

• исследовать спектры масс звезд молодых рассеянных скоплений, изучить их вариации от скопления к скоплению и их отличие от начальной функции масс звезд поля;

• создать инструмент исследования начальной функции масс во внегалактических комплексах звездообразования по интегральным цветам комплексов;

• на основании данных о химическом составе звезд диска и локальном спектре масс оценить изменения темпа звездообразования в диске и выбрать адекватный сценарий химической эволюции диска.

Научная новизна.

В работе впервые:

1. Показано, что наблюдаемая тонкая структура функции светимости звезд молодых рассеянных скоплений связана не с начальной функцией масс, а с особенностями соотношения масса-светимость, обусловленными наличием в таких скоплениях звезд, выходящих в процессе гравитационного сжатия на главную последовательность. Предложена калибровка возрастов скоплений по положению этой структуры на шкале абсолютных звездных величин.

2. Метод калибровки масс звезд по их положению на диаграмме Герцшпрунга - Рессела применен к однородной выборке молодых рассеянных скоплений и построены наблюдаемые спектры масс их звезд. Их исследование дало возможность заключить, что по-крайней мере в локальном диске Галактики (на шкале несколько килопарсек) начальная функция масс является универсальной (наклоны спектров масс индивидуальных скоплений совпадают в пределах ошибок друг-с-другом и с начальной функцией масс звезд поля).

3. Исследовано влияние различных факторов на теоретические треки комплексов звездообразования на интегральных двухцветных диаграммах. Показано, что при адекватном учете ряда факторов (например, наличия звезд, находящихся на стадии кельвиновского сжатия) наблюдательные диаграммы и рассчитанные сетки моделей, могут быть использованы для определения параметров начальной функции масс в этих комплексах.

4. Исследовано влияние фотометрически неразрешенных двойных систем на функцию светимости звезд поля. Показано, что этот эффект наиболее существенен для слабых звезд и должен приниматься во внимание для правильной интерпретации начальной функции масс.

5. Изучено влияние эволюции объектов субзвездных масс (коричневых карликов) на слабый участок функции светимости звезд поля. Показано, что для самых слабых абсолютных величин этот эффект весьма значителен и должен учитываться при исследовании маломассивного участка начальной функции масс, локальной скрытой массы.

6. Предложен метод определения изменения темпа звездообразования в диске Галактики по наблюдаемому наклону спектра масс звезд поля. Этот метод в совокупности с данными о скорости обогащения локального диска тяжелыми элементами использован для анализа существующих моделей химической эволюции Галактики и выбора адекватного эволюционного сценария.

Практическая и научная значимость.

Значимость основных результатов, изложенных в диссертации определяется тем, что они опубликованы в авторитетных научных журналах и используются в научных и прикладных работах как в нашей стране, так и за рубежом. В мировой литературе результаты работы активно цитируются, получили широкую известность, независимое подтверждение и признание.

Результаты, изложенные в данной диссертации, позволяют сделать выводы о начальной функции масс, знание которой необходимо для решения целого ряда астрофизических задач. Среди них такие, как построение теории образования звезд, исследование эволюции Галактики, моделирование звездных скоплений и галактик. Большую практическую ценность представляет собой исследование физических эффектов, искажающих начальную функцию масс, получаемую из функции светимости, без учета которых можно получить неадекватное представление об основных свойствах рождающихся звезд.

Апробация результатов.

Основные результаты диссертации докладывались и обсуждались на семинарах Института астрономии РАН, Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ, Уральского ГУ, ГАО РАН, Абастуманской АО, Бюраканской АО, Потсдамского астрофизического института (Потсдам, Германия), Страсбургской астрономической обсерватории (Страсбург, Франция), Астрономического института ЧСАН (Прага, Чехия), Института астрономии университета Мехико (Мехико, Мексика). Результаты работы также докладывались на следующих российских и международных конференциях: "The Role of Star Clusters in Cosmogony and in Study of Galactic Structure" (Budapest, Hungary, 1977), "IAU Symposium No. 85 - Star Clusters" (Victoria* Canada, 1979), "Stellar catalogues: Data Compilation, Análisis, Sci-entifiac Results" (Тбилиси, 1984), "Звездные скопления" (Свердловск,

1986), "Evolution of Galaxies" (Prague, Czechoslovakia, 1987); "The Bot-torn of the Main Sequence - and Beyond" (Garching, Germany, 1994), "The 38th Herstmonceux Conference Stellar Initial Mass Function" (Cambridge, England, 1997), "Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs in Clusters and Associations " (La Palma, Spain, 1998).

Публикации.

Основные результаты работы опубликованы в двадцати девяти статьях, список которых приведен в конце автореферата. В ряде совместных работ роль автора является ведущей, в остальных работах участие соавторов в постановке задачи, проведении расчетов и анализе результатов равное. В список положений, выносимых на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых вклад автора диссертации в проведенные исследования был основным, или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.

Объем и структура диссертации.

Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Общий объем диссертации 145 стр., включал 33 рисунка, 6 таблиц и список литературы из 154 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обоснована актуальность темы, показана научная новизна и практическая значимость полученных результатов, а также сформулированы основные положения, выносимые на защиту.

Глава 1. Калибровка диаграммы Герцшпрунга - Рессела по массе и возрасту

В первой главе рассмотрен метод калибровки диаграммы Герцшпрунга - Рессела по возрастам и массам звезд. Он основан на принципе подобия структуры моделей звезд, имеющих близкие массы и одинаковый эволюционный статус, а также на геометрическом подобии теоретических эволюционных треков звезд не сильно различающихся масс. Метод предназначен для определения светимости и температуры звезды в любой области диаграммы Герцшпрунга - Рессела, покрытой эволюционными треками, если известны ее масса и возраст (прямая задача) или вычисления массы и возраста звезды, по известным координатам на диаграмме (обратная задача). В первом параграфе рассмотрены принципы, которым должны следовать сетки эволюционных треков для успешного применения метода. Во втором параграфе приводится решение обратной задачи, а в третьем - прямой, В четвертом параграфе теоретические значения масс и возрастов, даваемые решением обратной задачи, сравниваются с данными наблюдений двойных звезд (для масс) и независимыми шкалами возрастов на примере рассеянных скоплений. Как показало проведенное сравнение, теоретические значения масс и возрастов находятся в хорошем согласии с наблюдениями.

Глава 2. Образование звезд и эволюция рассеянных

скоплений

Вторая глава диссертации посвящена исследованию молодых звездных группировок. Здесь методика, развитая в первой главе применяется к исследованию функций светимости, спектров масс молодых скоплений и изучению эволюции комплексов звездообразования на двухцветных диаграммах интегральных цветов.

В первом параграфе рассмотрены функции светимости молодых звездных скоплений. В контексте этого параграфа к таким группировкам

относятся скопления, в которых наблюдаются звезды, приближающиеся к главной последовательности. Соотношение масса-светимость для таких звезд и для более ярких звезд, уже лежащих на главной последовательности, сильно отличаются. Это приводит к тому, что при переходе от ярких звезд к сжимающимся звездам, расположенным над главной последовательностью, производная соотношения масса-светимость будет испытывать скачок, который отразится и на функции светимости в виде структуры, состоящей из максимума и провала. Так как светимость точки выхода на главную последовательность зависит от возраста скопления, положение тонкой структуры функции светимости также эволюционирует к слабым абсолютным звездным величинам, что дает возможность оценить возраст скопления по его функции светимости. Теоретические функции светимости построены с помощью треков моделей, претерпевающих кельвиновское сжатие. В качестве начальной функции масс использована функция Солпитера, монотонно возрастающая к малым массам. Сравнение теоретических функций светимости с данными наблюдений, взятыми из литературы, показывает, что предложенный механизм адекватно отражает наблюдаемую в молодых скоплениях немонотонность функций светимости при монотонной начальной функции масс. Это доказывает, что обсуждаемая немонотонность функций светимости молодых рассеянных скоплений присуща не начальной функции масс, а обусловлена наличием в скоплении звезд, рыходящих на главную последовательность. В заключении параграфа ¡построена теоретическая калибровка функции светимости по возрасту, которая находится в хорошем согласии с независимыми оценками возрастов исследованных скоплений.

Во втором параграфе рассмотрены результаты исследования спектров масс звезд, построенных для избранных молодых скоплений, с надежными и однородными данными (отбор членов на основании собственных движений и, в основном, фотоэлектрическую иВУ фотометрию). С помощью алгоритмов обратной задачи для членов этих скоплений определены теоретические массы и построены их распределения.

Исследовано влияние эффекта потери массы звездами на наклон спектра масс. Как показал анализ, средний наклон спектров масс звезд молодых скоплений, которые можно считать наблюдаемой реализацией НФМ, составляет 1.4 в диапазоне (1.3 — 80т,.,). Возможно, что реальное значение наклона спектров масс молодых скоплений несколько (примерно на 15%) ниже, так как указанная величина не учитывает потери массы яркими звездами.

Б третьем параграфе исследуется эволюция интегральных цветов комплексов звездообразования - звездных группировок, наблюдаемых во внешних галактиках. Проведенные расчеты для моделей с одновременным и непрерывным звездообразованием, основанные на обширных системах эволюционных треков звезд Населения I, показали, что двухцветные диаграммы чувствительны к вариациям параметров модели. К наиболее существенным факторам следует отнести параметры звездообразования. Наклон НФМ может считаться важным фактором, ответственным за разброс комплексов на наблюдательных диаграммах. Эффекты металличности при вариациях в пределах, типичных для Населения I, а также эффекты потери массы звездами (особенно для очень молодых скоплений) незначительны по сравнению с влиянием параметров звездообразования. Учет звезд, находящихся на стадии гравитационного сжатия, может оказать существенное влияние на интегральные цвета комплексов звездообразования. Полученные в этом параграфе результаты показывают, что рассчитанная эволюционная сетка может быть использована для исследования начальной функции масс во внешних" галактиках.

Глава 3. Начальная функция масс звезд галактического

диска

Третья глава диссертации посвящена исследованию особенностей начальной функции масс звезд поля.

В первом параграфе рассмотрены вопросы о немонотонности на-

чальной функции масс, получаемой при анализе первичных распределений звезд поля: по спектральному классу или показателю цвета, а также свидетельства вытекающие из немонотонности локальной функции светимости (провалы Вилена и Кроупы). Показано, что за исключением данных о двойных звездах, убедительных свидетельств существования немонотонности НФМ пока не найдено. При более тщательном анализе оказывается, что локальные структуры на первичных распределениях чаще всего связаны с особенностями трансформирующей функции (соотношения масса-светимость и аналогичных ему). Выборки двойных звезд слишком селективны и малочисленны для того, чтобы их свойства переносить на НФМ. ^

Во втором параграфе обсуждается влияние неразрешенных двойных систем на наблюдаемую функцию светимости. Выведены аналитические соотношения, обеспечивающие 'оавнение функций светимости неразрешенных двойных и их компонентов, построенные для разных предположений о свойствах ансамбля неразрешенных двойных звезд. Проведен качественный анализ эффекта и выполнены необходимые расчеты. Показано, что для ярких звезд, ни функция светимости ни, следовательно, начальная функция масс для т > гпв не подвержены эффекту неразрешенных двойных. В области слабых абсолютных величин ситуация радикально меняется: чем больше систем с малыми отношениями масс компонентов, тем сильнее результирующая функция светимости отличается от исходной. Таким образом, влияние неразрешенных систем должно учитываться при анализе начальной функции масс звезд малых масс. Недооценка этого эффекта может существенно преуменьшить наклон начальной функции масс при пг < 0.2тп@.

Третий параграф посвящен исследованию функции светимости слабых звезд. Известно, что поведение функции светимости после ее максимума (Му = 13т) определяется соотношением масса-светимость. Как показал анализ наблюдательного соотношения масса-светимость, построенного по наилучшим современным данным о массах М-карли-ков входящих в двойные системы, эти данные все еще недостаточно

точны, чтобы специфицировать поведение начальной функции масс для этого диапазона. Показано, что современные данные не противоречат как степенной, так и логнормальной начальным функциям масс. Для диапазона звездных величин, характерных для объектов субзвездных масс (коричневых карликов) функция светимости зависит от истории звездообразования в диске. Этот эффект также рассмотрен в третьем параграфе, где исследована эволюция теоретической функции светимости слабых звезд поля со временем. Показано, что этому эффекту в наибольшей степени подвержен участок самых слабых звездных величин (Му > 20т), где доминируют коричневые карлики.

В четвертом параграфе на основании полученных в диссертации результатов, а также по литературным данным, обсуждается проблема универсальности начальной функции масс в галактическом диске. Рассмотрены вариации спектров масс от скопления к скоплению, различие в спектрах масс скоплений и начальной функции масс звезд поля, зависимость начальной функции масс от координат и времени. Показано, что гипотеза универсальности начальной функции масс при современном уровне наблюдательных данных, по-видимому, не может быть отвергнута, по-крайней мере, для локального галактического диска. Несмотря на то, что довольно часто говорят о заметных индивидуальных особенностях спектров масс отдельных скоплений, почти всегда оказывается, что они являются следствием неполноты данных или селекции.

Глава 4. Эволюция звездного населения диска Галактики

Четвертая глава посвящена исследованию эволюции звездного состава диска Галактики. В этой главе по наблюдаемому спектру масс звезд поля в совокупности с данными о скорости обогащения локального диска тяжелыми элементами сделана попытка выбора адекватного сценария химической эволюции диска. В первом параграфе рассмотрены уравнения химической эволюции галактики и их аппроксимация в приближении мгновенной циклической переработки, допус-

кающем аналитическое решение. Специфицированы основные модели химической эволюции, обсуждаемые в литературе. Выведена зависимость наклона современного спектра масс звезд поля от истории звездообразования в диске. Показано, что сопоставление данных о скорости обогащения диска Галактики тяжелыми элементами и изменении скорости звездообразования в диске полностью определяет сценарий, в соответствии с которым эволюционирует диск. Во втором параграфе исследованы соответствующие данные наблюдений. По данным о локальной функции светимости построена зависимость наклона современного спектра масс звезд поля от мг.ссы. По нескольким выборкам звезд поля и рассеянных скоплений сделаны оценки темпа обогащения галактического диска тяжелыми элементами в течении последних 7 млрд. лет. В третьем параграфе обсуждаются полученные результаты, на основании которых показано, что галактический диск может рассматриваться как открытая система, эволюционирующая во взаимодействии с гало. Приток свежего газа из гало компенсирует его потери вследствие образования звезд и замедляет падение скорости звездообразования со временем. Современная скорость звездообразования в диске меньше начальной не более чем в два раза.

В Заключении сформулированы результаты, представленные в диссертации и основные выводы работы. Приводится список статей, в которых опубликованы основные результаты. Показан вклад автора в проведенные исследования.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ДИССЕРТАЦИИ

На защиту выносятся следующие основные положения:

1) Метод калибровки диаграммы Герцшпрунга - Рессела по возрастам и массам звезд.

Метод может применяться во всех областях диаграммы, где имеются треки звезд. В настоящей работе этот метод использован для

исследования функций светимости и спектров масс звезд молодых рассеянных скоплений, а также интегральных цветов комплексов звездообразования.

2) Исследование эволюции функции светимости звезд молодых рассеянных скоплений.

Показано, что тонкая структура функций светимости наблюдаемая в молодых скоплениях обусловлена особенностями соотношения масса-светимость, справедливого для молодых скоплений и связана с наличием в скоплении звезд, выходящих на ГП. Положение обнаруженной структуры функции светимости на шкале абсолютных звездных величин зависит от времени, что может быть использовано для определения возраста скопления.

3) Индивидуальные спектры масс звезд двенадцати молодых рассеянных скоплений.

На основании исследования однородной выборки высококачественных наблюдательных данных можно заключить, что средний наклон спектров масс (наблюдаемой реализации НФМ) звезд молодых скоплений, составляет 1.4 в диапазоне (1.3 — 80т0). Не исключено, что реальное значение наклона несколько (примерно на 15%) ниже, так как указанная величина не учитывает потери массы яркими звездами.

4) Расчеты эволюции интегральных цветов комплексов звездообразования и исследование влияния различных факторов на теоретические треки комплексов на двухцветных диаграммах.

Показано, что при адекватном учете ряда факторов (например, включении звезд, претерпевающих гравитационное сжатие) наблюдательные диаграммы (II — В) - (В — V) и ^(Л^/Ьд) - (и — В) и рассчитанные сетки моделей, могут быть использованы для определения основных параметров внегалактических комплексов звездообразования: возраста, наклона НФМ и наибольшей массы образующихся звезд.

5) Исследование эффектов, систематически влияющих на наблюдаемую функцию светимости звезд поля.

Показано, что к наиболее действенным в области слабых звезд, от-

носятся эффекты неразрешенных двойных систем и эволюции коричневых карликов. Их недооценка может существенно преуменьшить наклон НФМ при m < 0.2 ш0.

6) Оценки изменения скорости звездообразования в диске Галактики по наблюдаемому спектру масс звезд поля и скорости обогащения локального диска тяжелыми элементами.

На основании этих оценок и с помощью ряда моделей химической эволюции Галактики показано, что галактический диск может рассматриваться как открытая система, эволюционирующая во взаимодействии с гало. Приток свежего газа из гало компенсирует его потери вследствие образования звезд и замедляет падение скорости звездообразования со временем. Современная скорость звездообразования в диске меньше начальной не более чем в два раза.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

Основные результаты работы опубликованы в следующих статьях:

1. Длужпевская О.Б., Пискунов А.Э. Некоторые результаты статистических исследований звезд в окрестностях Солнца.// В сб: Роль звездных скоплений в космогонии и изучении структуры Галактики. Ред. Б.А.Балаж. Будапешт. 1978. С.71.

2. Верещагин C.B., Пискунов А.Э. Интегральное распределение звезд диска по метал личности, определенной спектральным методом.// Астрон. цирк. 1979. N.1033. С.5.

3. Верещагин C.B., Пискунов А.Э. Новая оценка скорости обогащения галактического диска металлами по данным о рассеянных скоплениях.// Астрон. цирк. 1979. N.1084. С.1.

4. Пискунов А.Э., Тутуков A.B., Юнгелъсон П.Р. Монотонна ли начальная функция масс звезд?// Письма Астрон. журн. 1979. Т.5. С.81.

5. Dluzhnevskaya О.В., Piskunov А.Е., Vereschchagin S.V. Rate of enrichment of the galactic disk with metals from data on open clusters.// In: Star Clusters. IAU Symp. N 85. Ed. J.E.Hesser. 1980. P.113.

6. Пискунов А.Э. Наклон спектра масс звезд и скорость звездообразования в окрестностях Солнца.// Письма Астрон. журн. 1981. Т.7. С.14.

7. Верещагин С.В., Пискунов А.Э. Скорость звездообразования и темп обогащения металлами галактического диска.// Письма Астрой, журн. 1981. Т.7. С.90.

8. Верещагин С.В., Пискунов А.Э. Эволюция галактического диска в окрестностях Солнца. Т"мп звездообразования и обогащения металлами.// Научные информации Астрономического совета АН СССР. 1981. Вып.49. С.31.

9. Верещагин С.В., Длужневская О.В., Мякутин В.И., Пискунов А.Э. Спектр масс двойного скопления h и х Персея.// Сооб. Бю-раканской обе. 1984. Вып. LV. С.21.

10. Верещагин С.В., Пискунов А.Э. Провалы функции светимости для В- и А-звезд.// Научные информации Астрономического совета АН СССР. 1984. Вып.57. С.76.

11. Dluzhnevskaya О.В., Myakutin V.I., Vereschagin S.V., Piskunov А.Е. Investigation of Initial Mass Function from machine readable data on young open clusters.// Бюлл. Абастуманской астр. обе. 1985. Вып.59. С.155.

12. Харадзе Е.К., Вартая Р.А., Павловская Е.Д., Верещагин С.В., Длужневская О.В., Пискунов А.Э. Некоторые результаты статистической обработки данных Абастуманского каталога спектральных классов и классов светимостей звезд.// Бюлл. Абастуманской астр. обе. 1985. Вып.59. С.91.

13. Sagar Ram, Piskunov А.Е., Myakutin V.I., Joshi U.C. Mass and age distribution^ of stars in young open clusters.// Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 1986. V.220. P.383.

14. Харадзе E.K., Вартая P. А., Верещагин С.В., Длужневская О.В., Павловская Е.Д., Пискунов А.Э. Определение пространственных характеристик различных групп звезд диаграммы Герцшпрунга-Рессела.// Астрон. журн. 1987. Т.64. С.696.

15. Piskunov А.Е., Malkov O.Yu. What is the IMF of faint stars?// In: Evolution of Galaxies. Ed. J.Palous (Astronomical Institute: Prague). 1987. Prague. P.87.

16. Малков О.Ю., Пискунов А.Э. Эволюция функции светимости слабых звезд.// 1988. Астрофизика. Т.29. С.504.

17. Малков О.Ю., Пискунов А.Э. Влияние фотометрически неразрешенных двойных на функцию светимости.// 1988. Научные информации Астрономического совета АН СССР. Вып.65. С.155.

18. Sagar Ram, Myakutin V.I., Piskunov A.E., Dluzhnevskaya O.B. A study of the spatial mass distribution in some young open clusters.// Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 1988. V.234. P.831. •

19. Длужневская О.Б., Пискунов А.Э. От темных облаков до рассеянных скоплений.// Сб.: Современные проблемы физики и эволюции звезд. Ред. А.Г. Масевич. Наука. М. 1989. С.41.

20. Kharadze Е.К., Bartaya R.A., Dluzhnevskaya О.В., Pavlovskaya E.D., Piskunov А.Е. Population of the galactic disk in the solar neghbor-hood. I. Parameters of spatial distribution for stellar groups of A-K spectral and III-V luminosity classes.// Astrophys. Space Sci. 1989. V.151. P.319.

21. Piskunov A.E., Malkov O.Yu. Unresolved binaries and the stellar luminosity function.// Astron. Astrophys. 1991. V.247. P.87.

22. Верещагин С.В., Пискунов А.Э. Химическая эволюция Галактики: теория и наблюдения.// Сб: Химическая эволюция звезд и Галактики. Ред. А.Г.Масевич. М. Изд. Космоинформ. 1992. С.5.

23. Piskunov А.Е. Luminosity functions in extremely young star clusters.// Астрон. цирк. 1992. N.1552. С.З.

24. Malkov O.Yu., Piskunov A.E., Shpil'kina D.A. The mass-luminosity relation for M-dwarfs.// In: The Bottom of the Main Sequence and Beyond. Ed. C.G.Tinney. Springer-Verlag Berlin, Heidelberg. 1995. P. 155.

25. Мякутин В.И., Пискунов А.Э. Метод калибровки диаг раммы Герц-шпрунга-Рессела по возрастам и массам.// Астрон. журн. 1995. Т.72. С.358.

26. Пискунов А.Э., Беликов А.Н. Тонкая структура функций светимости звезд молодых рассеянных скоплений.// Письма в Астрон. журн. 1996. Т.22. С.522.

27. Пискунов А.Э., Мякутин В.И. Интегральные цвета звездных комплексов: калибровка фотометрических диаграмм в терминах параметров начальной функции масс.// Астрон. журн. 1996. Т.73. С.520.

28. Malkov O.Yu., Piskunov А.Е., Shpil'kina D.A. Mass-luminosity relation of low mass stars.// АЧгоп. Astrophys. 1997. V.320. P.79.

29. Беликов A.H., Пискунов А.Э. Тонкая структура функций светимости и возраст молодых рассеянных скоплений.// Астрон. журн. 1997. Т.74. С.34.

Список литературы

1. Salpeter Е.Е.// Astrophys. J. 1955. V.121. Р.161.

2. Schmidt M.// Astrophys. J. 1959. V.129. P.243.

3. van den Bergh S.// Astrophys. J. 1957. V.125. P.445.

4. Miller G.E., Scalo J.M.//Astrophys. J. Suppl. Ser. 1979. V.41. P.513.

5. D'AntonaF., Mazzitelli I.// Astron. Astrophys. 1982. V.113. P.303. C. D'Antona F., Mazzitelli I.// Astron. Astrophys. 1983. V.127. P.149.

7. Scalo J.M.//Fund. Cosmic. Phys. 1986. V.U. P.l.

8. Верещагин C.B., Киселева H.A.// Астрон.журн. 1987. T.64. C.980.

9. Phelps R.L., Janes К.A.// Astron. J. 1993. V.106. P.1870.

10. Taff L.G.// Astron. J. 1974. V.79. P.1280.

11. Пискунов А.Э.// Научные информации Астрономического совета АН СССР. 1977. Вып.37. С.47.

12. Tarrab I.// Astron. Astrophys. 1982. V.109. Р.285.

13. Stecklum В.// Astron. Nachr. 1985. Bd.306. S.45.

14. Длужневская О.Б., Пискунов А.Э.// сб.: Современные проблемы физики и эволюции звезд. Род. А.Г. Масепич. Наука. М. 1989. С.41.

15. Chariot, S., Bruzual A. G.// Astrophys. J. 1991. V.367. P.126.

16. Girardi L., Bicà E.// Astron. Astrophys. 1993. V.274. P.279.

17. Girardi L., Chiosi C., Bertelli G., Bressan A.// Astron. Astrophys. 1995. V.298. P.87.

Отпечатано в типографии АО "Радиофизика" 123363, Москва, ул. Героев Панфиловцев, 10 тел. 492-85-31,492-50-95,495-34-10

■V *

■ ¿Г ' /7 ,-т , /

п //?<'/

7 ' "'-'/М*?-/

ИНСТИТУТ АСТРОНОМИИ РАН

На правах рукописи

Ч- и

ПИСКУНОВ Анатолий Эдуардович

УДК 524.6

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗДНОГО НАСЕЛЕНИЯ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ДИСКА

(01.03.02, астрофизика, радиоастрономия)

Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 1998

ОГЛАВЛЕНИЕ

Введение ................................................................ 4

Глава 1. Калибровка диаграммы Герцшпрунга - Рессела по массе

и возрасту ................................................... 18

1.1 Эволюционные треки: принципы разбиения.................. 19

1.2 Обратная задача: определение массы и возраста звезды

по ее положению на диаграмме Герцшпрунга-Рессела........22

1.3 Прямая задача: определение положения звезды на диаграмме Герцшпрунга - Рессела по возрасту и массе.................. 27

1.4 Сравнение с наблюдениями и независимыми шкалами........29

1.5 Выводы ...................................................... 32

Глава 2. Образование звезд и эволюция рассеянных скоплений .... 34

2.1 Функции светимости звезд молодых скоплений. Калибровка возраста молодых рассеянных скоплений .................... 35

2.2 Спектры масс звезд молодых скоплений...................... 48

2.3 Интегральные цвета звездных комплексов: калибровка фотометрических диаграмм в терминах параметров начальной функции масс..................................... 55

2.4 Выводы ...................................................... 75

Глава 3. Начальная функция масс звезд галактического диска..... 77

3.1 Монотонна ли начальная функция масс?...................... 78

3.2 Неразрешенные двойные и функция светимости звезд........ 81

3.3 Начальная функция масс слабых звезд........................ 89

3.4 Универсальна ли начальная функция масс?................... 99

3.5 Выводы ..................................................... 106

Глава 4. Эволюция звездного населения диска Галактики......... 108

4.1 Основные уравнения и их решения.......................... 109

4.2 Наблюдения................................................. 119

4.3 Обсуждение полученных результатов........................ 124

4.4 Выводы ..................................................... 128

Заключение ....................................................... 129

Литература ....................................................... 135

- 4 -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-т- 1Ош0 может быть представлена степенной зависимостью

сШ/с1\о£т ос тттГ1'35.

Шмидт (1959), отказавшись от предположения о постоянстве скорости звездообразования и задавшись параметрической зависимостью интенсивности звездообразования от п-ой степени плотности газа нашел, что при сильно падающей со временем скорости звездообразования начальная функция масс, сохраняя солпитеровскую форму будет иметь заметный скачок

вблизи т — 17П0. Таким образом, начальная функция масс, выводимая 1 по звездам поля, неразрывно связана с историей звездообразования в диске Галактики. Независимая от предположений о скорости звездообразования информация о начальной функции масс может быть получена по данным о звездах рассеянных скоплений. Ван ден Берг (1957) исследовал несколько известных скоплений. Преобразовав функции светимости их звезд в распределения по массам он показал, что они согласуются с функцией Солпитера.

Отмеченные работы определили основные направления изучения начальной функции масс, актуальные до настоящего времени:

• исследование формы начальной функции масс (особенно для массивных и слабых звезд);

• влияние истории звездообразования на начальную функцию масс, получаемую по звездам поля;

• проблема универсальности начальной функции масс, т.е. вопрос о том, зависит ли начальная функция масс от типа звездного населения, галактики или звездной группировки, связана ли она с фундаментальными свойствами окружающей среды.

Дальнейший прогресс в исследовании начальной функции масс достигался за счет привлечения более обширного материала, новых объектов и методики. Естественно, пересматривались и первоначальные выводы.

Так, в отношении исследования формы начальной функции масс можно отметить следующие этапы. Миллер и Скало (1979), проанализировав обширный материал о функции светимости звезд поля пришли к выводу, что на широком интервале масс она имеет логнормальную форму (т.е. для массивных звезд ее наклон больше солпитеровского, а для звезд малых масс - значительно меньше). Однако, Д'Антона и Мацителли (1982, 1983), исследуя модели маломассивных карликов, нашли, что соотношение масса-светимость сильно уплощается для т < 0.3т0, что приводит к падению функции светимости после Му = 13т даже при растущей начальной функции масс. Дальнейшее исследования показали, что в области

массивных звезд наклон НФМ имеет скорее солпитеровский характер (см. Скало 1986). Ситуация с участком звезд малых масс значительно сложнее. Здесь очень бедна статистика наблюдаемых звезд, низка точность данных, а также действуют многочисленные и сложные эффекты, затрудняющие интерпретацию не слишком обильных наблюдательных данных. Единственным достаточно надежно установленным в настоящее время фактом является является то, что наблюдения не противоречат ни показательной ни логнормальной функции масс слабых звезд.

Основным источником сведений о начальной функции масс служит анализ наблюдаемых распределений звезд по различным наблюдаемым параметрам (блеску, спектру, показателю цвета и др.). Важнейшим из этих источников — а в случае маломассивных звезд и единственным — остается функция светимости. Поэтому проблема адекватной трансформации наблюдаемых распределений в функцию масс жизненно важна для ее корректной интерпретации. Этот анализ усложняется необходимостью учитывать эффекты эволюции звезд разных масс, искажающих начальные распределения; рядом других эффектов, способных изменить вид начального или современного распределений звезд по различным параметрам.

Значительное внимание в последние годы уделяется проблеме немонотонности начальной функции масс. Разными авторами обнаружена немонотонность в распределениях звезд по светимости, спектральному классу или показателю цвета, которая, как правило, интерпретируется как свидетельства флуктуаций НФМ, вспышек звездообразования в прошлом или наличия нескольких мод звездообразования. Такие флуктуации были обнаружены как для звезд поля (Верещагин и Киселева 1987), так и для рассеянных скоплений (Фелпс и Джейнс 1993). Однако, наличие немонотонности у "первичных" распределений (например, функции светимости) вовсе не требует наличия соответствующей немонотонности начальной функции масс. Прояснение этого вопроса весьма важно для теории образования звезд.

Исследования функций масс нескольких десятков рассеянных скоплений, проведенные в 70-е годы (Тэфф 1974, Пискунов 1977) показали что

индивидуальные спектры масс имеют близкие наклоны, что позволило построить комбинированные функции масс, наклоны которых оказались близки к солпитеровским. Однако, более поздние работы Тарраб (1982) и Штеклума (1985), выполненные на более обширном, хотя и менее качественном материале, показали заметные вариации наклонов спектров масс от скопления к скоплению. Отметим, что вопрос о подобии спектров масс отдельных скоплений имеет прямое отношение к проблеме универсально- ; сти начальной функции масс и заслуживает пристального внимания (см. Длужневская, Пискунов 1989). Сложившаяся в настоящее время ситуация не дает однозначного ответа (Скало 1997) и поэтому исследование этой проблемы крайне актуально.

В более широком масштабе универсальность начальной функции масс может быть исследована по данным о внегалактических ассоциациях или комплексах звездообразования. Однако, подавляющее большинство внегалактических скоплений настолько далеки от нас, что наблюдениям доступен только их интегральный блеск. Поэтому исследованию интегральных цветов внегалактических скоплений придается большое значение и накоплен значительный наблюдательный материал. К настоящему времени в литературе опубликовано много исследований эволюции интегральных цветов скоплений звезд, к наиболее детальным из которых можно отнести публикации Шарло и Брузуала (1991), Жирарди и Вика (1993), Жирарди

)

и др. (1995). К сожалению, эти работы посвящены, в основном, проблемам \

\

калибровки интегральных цветов скоплений Магеллановых облаков по возрасту и поэтому непригодны для определения параметров НФМ удаленных скоплений.

Цель диссертации. Основной целью данной работы является исследование особенностей звездообразования в локальном диске Галактики (звезды поля в непосредственных окрестностях Солнца и рассеянные скопления в пределах 2 кпс). В том числе поставлены задачи:

• оценить влияние на функцию светимости и, следовательно, на начальную функцию масс эффектов, до сих пор не принимавшихся во внимание:

— звезды, находящиеся на стадии гравитационного сжатия;

— неразрешенные двойные системы;

— звезды субзвездных масс (коричневые карлики).

• исследовать спектры масс звезд молодых рассеянных скоплений. Изучить их вариации от скопления к скоплению и их отличие от начальной функции звезд поля;

• создать инструмент исследования начальной функции масс во внегалактических комплексах звездообразования по интегральным цветам комплексов;

• на основании данных о химическом составе звезд диска и локальном спектре масс оценить изменения темпа звездообразования в диске и выбрать адекватный сценарий химической эволюции диска.

Краткое содержание диссертации. В первой главе рассмотрен метод калибровки диаграммы Герцшпрунга - Рессела по возрастам и массам звезд. Он основан на принципе подобия структуры моделей звезд, имеющих близкие массы и одинаковый эволюционный статус, а также на геометрическом подобии теоретических эволюционных треков звезд не сильно различающихся масс. Метод предназначен для определения светимости и температуры звезды в любой области диаграммы Герцшпрунга - Рессела, покрытой эволюционными треками, если известны ее масса и возраст (прямая задача) или вычисления массы и возраста звезды, по известным координатам на диаграмме (обратная задача). В первом параграфе рассмотрены принципы, которым должны следовать сетки эволюционных треков для успешного применения метода. Во втором параграфе приводится решение обратной задачи, а в третьем - прямой. В четвертом параграфе

теоретические значения масс и возрастов^даваемые решением обратной задачи сравниваются с данными наблюдений двойных звезд (для масс) и независимыми шкалами возрастов на примере рассеянных скоплений. Как показало проведенное сравнение, теоретические значения масс и возрастов находятся в хорошем согласии с наблюдениями.

Вторая глава диссертации посвящена исследованию молодых звездных группировок. Здесь методика, развитая в первой главе применяется к исследованию функций светимости, спектров масс молодых скоплений и изучению эволюции комплексов звездообразования на двухцветных диаграммах интегральных цветов.

В первом параграфе рассмотрены функции светимости молодых звездных скоплений. В контексте этого параграфа к таким группировкам относятся скопления^ которых наблюдаются звезды, приближающиеся к главной последовательности. Соотношение масса-светимость для таких звезд и для более ярких звезд, уже лежащих на главной последовательности сильно отличаются. Это приводит к тому, что при переходе от ярких звезд, к сжимающимся звездам, расположенным над главной последовательностью, производная соотношения масса-светимость будет испытывать скачок, который отразится и на функции светимости в виде структуры, состоящей из максимума и провала. Так как светимость точки выхода на главную последовательность зависит от возраста скопления, положение тонкой структуры функции светимости также эволюционирует к слабым

звездным величинам, что дает возможность оценить возраст скопления по |

1

его функции светимости. Теоретические функции светимости построены ? с помощью треков моделей претерпевающих кельвиновское сжатие. В качестве начальной функции масс использована функция Солпитера, монотонно возрастающая к малым массам. Сравнение теоретических функций светимости с данными наблюдений, взятыми из литературы показывает, что предложенный механизм адекватно отражает наблюдаемую в молодых скоплениях немонотонность функций светимости при монотонной начальной функции масс. Это доказывает, что обсуждаемая немонотонность

функций светимости молодых рассеянных скоплений присуща не начальной функции масс, а обусловлена наличием в скоплении звезд, выходящих на главную последовательность. В заключении параграфа построена теоретическая калибровка функции светимости по возрасту, которая находится в хорошем согласии с независимыми оценками возрастов исследованных скоплений.

Во втором параграфе рассмотрены результаты исследования спектров масс звезд, построенных для избранных молодых скоплений, с надежными и однородными данными (отбор членов на основании собственных движений и, в основном, фотоэлектрическую ИВУ фотометрию). С помощью алгоритмов обратной задачи для членов этих скоплений определены теоретические массы и построены их распределения. Исследовано влияние эффекта потери массы звездами на наклон спектра масс. Как показал анализ, средний наклон спектров масс звезд молодых скоплений, которые можно считать наблюдаемой реализацией НФМ, составляет 1.4 в диапазоне (1.3 — 80 га0). Возможно, что реальное значение наклона спектров масс молодых скоплений несколько (примерно на 15%) ниже, так как указанная величина не учитывает потери массы яркими звездами.

В третьем параграфе исследуется эволюция интегральных цветов комплексов звездообразования - звездных группировок, наблюдаемых во внешних галактиках. Проведенные массовые расчеты для моделей с одновременным и непрерывным звездообразованием, основанные на обширных системах эволюционных треков звезд Населения I, показали, что двухцветные диаграммы чувствительны к вариациям параметров модели. К наиболее существенным факторам следует отнести параметры звездообразования. Наклон НФМ может считаться важным фактором, ответственным за разброс комплексов на наблюдательных диаграммах. Эффекты металлично-сти при вариациях в пределах, типичных для Населения I, а также потери массы звездами (особенно для очень молодых скоплений) незначительны по сравнению с влиянием параметров звездообразования. Учет звезд, находящихся на стадии гравитационного сжатия, может оказать существен-

ное влияние на интегральные цвета комплексов звездообразования. Полученные в этом параграфе результаты показывают, что рассчитанная эволюционная сетка может быть использована для исследования начальной функции масс во внешних галактиках.

Третья глава диссертации посвящена исследованию особенностей начальной функции масс звезд поля.

В первом параграфе рассмотрены вопросы о немонотонности начальной функции масс, получаемой при анализе первичных распределений звезд поля: по спектральному классу или показателю цвета, а также свидетельства вытекающие из немонотонности локальной функции светимости (провалы Вилена и Кроупы). Показано, что за исключением данных о двойных ! звездах убедительных свидетельств существования немонотонности НФМ пока не найдено. При более тщательном анализе оказывается, что локальные структуры на первичных распределениях чаще всего связаны с особенностями трансформирующей функции (соотношения масса-светимость и аналогичных ему). Выборки двойных звезд слишком селективны и малочисленны для того, чтобы их свойства переносить на НФМ.

Во втором параграфе обсуждается влияние неразрешенных двойных систем на наблюдаемую функцию светимости. Выведены аналитические соотношения, обеспечивающие сравнение функций светимости неразр