Статистическое исследование распределения молодых объектов в Большом Магеланновом облаке тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РГБ ОА

) Гд CF.11 19ГМ0СК0ВСШ госудйрственныи нниверситет

им. К. В. Ломоносова

Государственный Астрономический институт им. П.К. Втернберга

На правах рукописи УДК 524.7 524.45

КАРИМОВА Галия Ирековна

СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ РАСПРЕДЕЛЕНИИ МОЛОДЫХ ОБЪЕКТОВ В БОЛЫОМ МАГЕЛЛАНОВОМ ОБЛАКЕ

Специальность 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва - 1994

Работа выполнена в Государственной Астрономическом институте им. П.К. Втернберга.

Научный руководитель - доктор физ.-ыат. наук Ефремов Ю.Н.

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук - Тутуков A.B. кандидат физико-математических наук - Цветков Д.Ю.

Ведущая организация - ИКИ РАН

Зацита состоится " Jf 1994 года в^час. на заседании Специализированного Совета Московского Государственного Университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д.053.05.51.

Адрес: 119899 Москва В-234, Университетский проспект. 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного Астрономического института им. П.К. Втернберга (Москва, Университетский проспект. 13).

-s

Автореферат разослан ^ 1994 года.

Ученый секретарь Специализированного Совета кандидат физико-математических наук

Бондаренко Л.Н.

- 3 -

Общая характеристика работы.

Актуальность работы.

Концентрация звезд высокой светимости в скопления и ассоциации размерами в десятки парсек и в сверхассоциации размерами в сотни и более парсек известна с середины 60-х годов.

Согласно концепции Ш. звездообразование в спиральных и иррегулярных галактиках сконцентрировано в огромных ячейках -звездных комплексах, представляющих собой обширную группировку зв|зд высокой светимости размером в сотни парсек и возрастом от 10 до 10 лет. Он объединяет звезды, родившиеся в одном и том же газовом комплексе - фундаментальной ячейке звездообразования. Звездный комплекс обладает сложной структурой. Наблюдается иерархическая вложенность структур меньшего размера в более крупные. В большинстве случаев звездный комплекс является последним уровнем объединения молодых звездных группировок.

В качестве основных критериев при выделении комплексов ис- I пользуются, как правило, близость лучевых скоростей и пространственных координат объектов, образующих комплекс. Таким образом. к примеру, были выделены звездные комплексы в 1131. МЗЗ, нашей Галактике и некоторых других [21.

Наиболее предпочтительны для выделения звездных комплексов цефеиды, расстояния до которых известны с точностью до 10%. Помимо этого, зависимость период-возраст цефеид позволяет исследовать положение звезд в зависимости от их возраста. Сверхгиганты менее пригодны для этой цели из-за большей неточности в определении их расстояний. Важным является и то. что звезды высокой светимости наблюдаются не далее нескольких минут дуги от места своего рождения.

Тенденция к группированию звезд высокой светимости, ОВ-ассо-циаций, молодых скоплений наблюдается и в Большом Магеллановом Облаке (БМО). При выделении звездных комплексов БМО имеет ряд преимуществ перед другими галактиками. Это одна из ближайших к нам иррегулярных галактик, плоскость которой почти перпендикулярна лучу зрения, поэтому видимое соседство входящих в нее объектов, как правило, означает и их пространственную близость.

Вследствие значительного превышения расстояния до БМО над протяженностью по лучу зрения различие видимых звездных величин объектов практически совпадает с различием их абсолютных звездных величин. Поскольку БМО расположена на высоких галактических широтах, поглоцение света межзвездной средой навей Галактики, а также примесь ее звезд мало искажают картину распределения объектов. Существование богатых каталогов звезд высокой светимости, ОВ-ассоциаций, скоплений также облегчает решение поставленной задачи - выделения звездных комплексов статистическими методами.

Распределение молодых объектов БНО явно неоднородно. Так, цефеиды, которых относительно много в баре, концентрируются в несколько сгущений размером в 300-400 пк [3]. Сверхгиганты объединены в восемь регионов со средним поперечником в 1200 пк [41. Тенденция к образованию группировок в 500-1000 пк наблюдается и у ОВ-ассоциаций [5]. Практически все ассоциации попадают в регионы сверхгигантов. Изолированные группировки размером порядка 1500 пк образуют также молодые скопления [61. Таким образом, исследование распределений поверхностной плотности молодых объектов позволяет сделать некоторые выводы о характере и истории звездообразования в БМО, что представляется актуальным.

Новизна работы.

В навей работе, в отличие от больвинства суцествуюцих работ, в которых выделение звездных комплексов проводилось субъективно, для этой цели одновременно были привлечены несколько статистических методов - корреляционной функции, Мида и некоторые методы кластерного анализа.

Все названные методы навли вирокое применение во внегалактической астрономии.

Данные методы позволили нам всесторонне исследовать распределения поверхностной плотности молодых объектов БМО. Так, с привлечением одного из методов кластерного анализа установлен неоднородный, неслучайный характер распределения объектов. При анализе некоторых из полученных результатов проводилось моделирование различных ситуаций в поле случайных чисел. В результате

моделирования, в частности, сделаны некоторые выводы о возможностях метода корреляционных функций применительно к объектам БМО. Этот метод позволил определить масштабы неоднородностей в распределениях. Впервые для этой же цели к БМО применен метод Мида. Полученные оценки размеров далее использовались в методе иерархического скучивания при выделении областей группирования как отдельных групп объектов, так и звездных комплексов.

Основные положения, выносимые на защиту.

1. Методом численных экспериментов показана возможность применения корреляционной функции для оценки характерных размеров неоднородностей поверхностной плотности и рассстояния между ними.

2. Разнообразными статистическими методами доказан неслучайный характер неоднородностей поверхностного распределения молодых объектов БМО. Методами корреляционной функции и Мида во многих случаях выделены характерные маситабы в 200. 700 и 1400 пк, наблюдающиеся и в других галактиках, и соответствующие агрегатам, комплексам и регионам.

3. Показано, что больвинство выделяемых в БМО группировок молодых объектов не могут быть случайными образованиями. Звездообразование в БМО в течение последних ста миллионов лет происходило, в целом, не испытывая перерывов, в основном, в областях с размерами порядка 700 пк и в разное время.

Публикации.

По теме диссертации опубликовано четыре работы. Ссылки на них приведены в конце автореферата.

Апробация работы.

Все выполненные нами работы докладывались на семинарах по звездной астрономии ГАИ1.

Содержание диссертации.

Диссертация состоит из введения, трех глав и заключения.

Во введении представлено обоснование актуальности темы диссертации, отмечена новизна работы и сформулированы основные положения, выносимые на защиту.

В первой главе приведен краткий обзор литературы по исследованию распределений звезд высокой светимости, ОВ-ассоциаций и скоплений БМО. а также описание использованных в работе каталогов.

Анализ распределения поверхностной плотности цефеид, сверхгигантов, ОВ-ассоциаций и скоплений с возрастом меньже 10 лет позволяет сделать вывод о неоднородном характере распределения и о наличии крупных областей группирования молодых объектов БМО.

Так. цефеиды, в основном, концентрируются к бару. При это*, заметен четко выраженный градиент возрастов. В распределении цефеид особо следует отметить плотную группировку звезд промежуточных возрастов, расположенную в средней части бара. В этой же области бара довольно многочисленны скопления. Наиболее крупные сгущения сверхгигантов и ассоциаций наблюдаются вне бара, - в районах звездообразования 30 Dor и SHTTT. Цефеиды, как менее молодые объекты, избегают этих областей.

При рассмотрении масштабов порядка 700 пк отмечена антикорреляция в поверхностных плотностях ассоциаций и самых молодых скоплений. На масштабах порядка 1400 пк антикорреляция не наблюдается.

Во второй главе описаны использованные статистические методы изучения распределений объектов БМО: корреляционных функций, Мида и кластерного анализа. Здесь же приведены результаты исследования возможностей метода корреляционных функций.

Метод корреляционных функций позволяет обнаружить неоднородный характер распределения объектов. С его помощью были выявлены масштабы неоднородностей в пространственном распределении галактик, скоплений галактик и других объектов Вселенной [71. Для выяснения возможностей этого метода мы использовали метод численного моделирования. Так, наблюдаемый на корреляционных функциях K(R) молодых объектов излом вблизи начала координат.

позволяет оценить некоторый характерный диаметр областей группирования. Это мо«ет быть как преобладающий размер, так и размер сгущения с наибольаей плотностью. На корреляционных функциях в случае существования четко выраженных крупных областей группирования объектов может наблюдаться некоторая особенность. Оказалось, что значение абсциссы центра этой особенности вполне соответствует преобладающему расстоянию между центрами сгущений, а ее иирина близка к размеру, определенному по излому функции. Если задавать различные расстояния между центрами, особенность становится менее четкой и размытой. Функция КС Я 5 позволяет также определить максимальный размер области неоднородного распределения объектов.

В астрономии метод Мида ранее применялся только при изучении распределения галактик из каталога Цвикки [8]. Метод проводится внутри квадратной сетки с заданной наименьшей стороной квадрата и состоящей из И'Н таких квадратов, где N должно быть степенью дзойки. Для каждого 1-го квадрата с заданной стороной (масита-бом) где п - номер масштаба, подсчитывается сумма всевозможных разностей числа объектов в каждой его четверти. Затем образуется сумма этих сумм для всей исходной сетки, Т^ . Далее анализируются квадраты с удвоенной наименьшей стороной и снова вычисляются аналогичные суммы. И так до тех пор, пока сторона квадрата не будет равна половине длины стороны всей исследуемой квадратной области.

Для определения масятаба неоднородности в распределении реальных объектов моделируются случайные выборки с равномерным распределением точек в них. Для уменьшения случайных флуктуа-ций, как правило, приходится моделировать достаточно большое число случайных выборок. При этом число точек в каждой выборке, размер квадратной сетки и минимальная сторона квадрата должны быть как в выборке реальных объектов. Все случайные выборки обрабатываются аналогично реальной. Затем для каждого масштаба Вк подсчитываются среднее значение и его стандартная ошибка. В итоге образуется искомая функция, характеризующая различие между функциями Т^ для реальной выборки и случайных выборок Т^ . Так, при наличии некоторого предпочтительного масштаба неоднородности данная функция будет иметь максимум на этом масштабе.

Метод, однако, не позволяет указать конкретные объекты образующие неоднородность в распределении. Для этого используются различные методы кластерного анализа [9].

Методы кластерного анализа позволяют классифицировать изучаемые объекты. Существуют различные типы классификаций. Для выделения областей группирования объектов мы использовали метод иерархического скучивания. Данный хетод широки используется в различных областях астрономии. Заметим лишь, что в качестве значений диаметров скучивания 2-SCK в этом методе мы предлагаем использовать размеры сгуцений в распределении объектов, определенные как по корреляционной функции, так и с использованием метода Мида. В этом случае процесс объединения объектов будет продолшаться до тех пор, пока не будут образованы все возможные при данном значении RCK кластеры.

С помощью другого алгоритма кластерного анализа может быть показан неоднородный и неслучайный характер изучаемых распределений 110]. В основе использования этого метода лежит идея о тон, что значение радиуса скучивания, при котором промежуточные системы сливаются в большие зависит от того, как распределены объекты,

В третьей главе показан неоднородный, неслучайный характер распределения поверхностной плотности молодых объектов.

Выявлена иерархическая структура в распределении. Получены оценки различных масштабов группирования объектов.

Так, с использованием метода корреляционных функций установлено, что наиболее неоднородно на относительно малых взаимных расстояниях распределены цефеиды промежуточных возрастов. Об •отсутствии зависимости степени скучивания цефеид от их возраста и, следовательно, об относительной устойчивости группировок этих звезд, свидетельствует также и сходство корреляционных функций наиболее и наименее молодых цефеид.

Размеры областей группирования цефеид, определенные по корреляционным функциям K(R). достигают 300, 400, 600 и 700 пк. По цефеидам промежуточных возрастов выявлен меньший размер порядка 200 пк. Полученные оценки хорошо согласуются с размерами группировок цефеид в нашей Галактике 1111. Эти размеры соответствуют размерам агрегатов и звездных комплексов,"изученных и в дру-

гих галактиках [1]. Размера областей группирования сверхгигантов ранних спектральных классов достигают 1000 пк. Распределения поверхностных плотностей ассоциаций и сверхгигантов, особенно наиболее молодых, довольно сходны. Вполне согласуются друг с другом и размеры сгущений, определенные по функции KCR). Отметим также, что модельные расчеты хорошо объясняют особенность корреляционной функции ассоциаций. К сожалении, функция K(R) скоплений не позволяет оценить размеры неоднородностей. Можно лимь отметить неоднородный характер распределения как на малых, так и на больаих взаимных расстояниях.

Другой метод, - метод . Иида позволил оценить размер крупномасштабной неоднородности в распределении. Для всех групп объектов этот размер оказался близок к 1400 пк. При исследовании распределения цефеид по методу Иида в трех квадратных площадках бара обнаружен насатаб порядка 180 пк, вполне согласующийся с оценками характерных размеров, полученными по корреляционным Функциям этих звезд. Выявленные размеры соответствуют размерам звездных сверхкомплексов и агрегатов [П.

Значения размеров, определенные по методам корреляционной функции и Мида, далее использовались при выделении областей группирования по методу иерархического скучивания.

Показано, что большинство выделяемых в БМ0 группировок молодых объектов не могут быть случайными образованиями.

Так. распределения цефеид по периодам в наиболее крупных кластерах бара отличаются как друг от друга, так и от общего распределения во всей рассматриваемой области галактики.

Показано, что звездные комплексы EM0 находятся на различных этапах эволюции. Среди них встречаются как наиболее прозволюци-онировавжие системы, в которых очень мало сверхгигантов и отсутствуют ассоциации, и/или молодые скопления, так и области текущего звездообразования. Исходя из представленных в работе результатов, можно сделать вывод, в целом, об отсутствии перерывов в звездообразовании за последние сто миллионов лет. Звездообразование в БМ0 происходило в дискретных областях с размерами от 300 до 1400 пк и в разное время.

Статистический анализ не подтвердил наличия признаков спиральной структуры в БМ0.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Каримова Г.И., Применение корреляционного анализа к изучению распределения цефеид БЫО // Письма Астрон. Еурн. - 1989. - Т. 15. - С. 777-784.

2. Каримова Г.И.. Изучение распределения цефеид БНО методом Мида // Письма Астрон. 1урн. - 1990. - Т. 16. - С. 109-113.

3. Каримова Г.И., Изучение распределения цефеид БНО методом кластерного анализа // Письма Астрон. 1урн. - 1990. - Т. 16. - С. 611-618.

4. Каримова Г.И.. Распределение звездных скоплений в БМО // Письма Астрон. 1урн. - 1990. - Т. 16. - С. 993-1000.

Литература

1. Ефремов D.H., Очаги звездообразования в галактиках. - М: Нау-

ка. - 1989. - 246 С.

2. Ефремов D.H., Исследование звездных группировок в галактике

Андромеды // Письма Астрон. 1урн. - 1982. - Т. 8. - С. 585-592.

3. Ефремов D.H., Павловская Е.Д., Особенности распределения це-

феид в Большом Магеллановом Облаке // Письма Астрон. 1урн. - 1982. - Т. 8. - С. 9-16.

4. Martin N.. Prevot L., Refeirat E., , Rousseau 3., Recherches

dans le Grand Huage de Magellan. Д. Repartion des Supergeantes, Correlations avec le Gaz, et Structure Stellaire generale // Astron. and Astrophys. - 1976. - ü. 51. - P. 31-50.

5. Hodge P.H., Lücke P.B., The syste« of stellar associations of

the Large Magellanic Cloud // Astron. 3. -1970. - U. 75. - P. 933-937.

6. Hodge P.H., The recent evolutionary history of the cluster

systei of the Large Magellanic Cloud // Astron.

- 11 -

J. - 1973. - и. 78. - P. 807-810. 7.Soneira R.H., Peebles P.J.E., Coiputer Model Universe: Sieulation of the nature of the galaxy distribution in the Lick catalog // Astron. J.

- 1978. - V. 83. - P. 845 -861. Discriainating between aodels of galaxy clustering by statistical aeasures // Hon. Notic. Roy. flstron. Soc. - 1979. - U. 186. - P. 583-602.

A survey of Recent Advances Hierarchical Clustering Algorithns // The Conputer Journal.

- 1983. - U. 26. - P. 354-359.

10. Dekel A.. Hest H.J., A percolation as cosaological test //

Astron. J. - 1985. - U. 288. - P. 411-417.

11. Бердников Л.Н.. Ефремов Ю.Н.. Группировки цефеид в Галактике

// Астрон. 1урн. - 1989. - Т. 66. - С. 537' -547.

8. Shanks Т..

9. Hurtagh F..