Структура и динамика молодых рассеянных звездных скоплений в галактике тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕН»Щ УНИВЕРСИТЕТ !<м. М.В.ЛОМОНОСОВА

На правах рукашсн

ДАНИЛОВ Владгс.тр Михайлович

УД!С Б24.4! 524.3/4 - 32.

СТРУКТУРА И ДИНАМИКА МОЛОДЫХ РАССЕЯМСЯ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ В ГАЛАКТИКЕ

01.03.02 - Астрофизика, радиоастронсгая

Автореферат диссертации на соистио ^чоной степЬни . доктора физнко - математических наук

Н сква - 1992

о

Работа выполнена в астрономической обсерватории Уральского государственного университета имени А.М.Горького

Официальные оппоненты:

Ведущая'организация:

доктор физико-математических наук А.В.Тутуков

доктор физико-математических наук А. Д. Чернил

доктор физико-математических наук С.Л.Кутузов

Раавнап цстронакччиипаи и^иирвазерия Акадш.ш Ниук Укирнны

(в

Заащита диссертации состоится " """ 1995" года

в М часов- на 'заседании Специализированного -совета

Московского государственного университета 1Ш. М.В.Ломоносова, шифр Д.053.05.51. п

Адрес: 119899, Москва, Университетский проспект, 13.

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

Автореферат разослан

„

199^ года

Ученый секретарь Специализировашюго совета, кандидат'физико-математических наук

Л.Н.Бондаренко

.. 5 т ; -

ГД-Л'ДЯ* ощ<ш :сар/-ки;р:;:;тика раеоти

Актуальность проблем. Рг.ссэ¡¡чп;¿а овоздние скопления (ГСО) тра-дшшонно раск'атрйлхлчч ипсдо домл«лгкок пробшй тест пр;» проверке рсзшнсж-дх -.оориЛ, гипотез, прГ|,;поло1.в1глЯ о фкспчрской п дгашгячоскс:! эволюции авоад н зеоздшх скаШтй

До нгпг..:.:, 8!?*г годгг РЗО б оспсгпсм рг.сокг^ги^злл.сь как сбьадли, падодя дюоя в состоят, Слизко;.» к ктрпольпсч/ рчиглл-сио. Л.пн т5ор8т;г;пс;;ог:. сотпсшшя структуры ГСО пспольппь^ квазпс'гык'.ощ.анэ (н да;-э стшшышриио) мололи, ш упкшйгую вог:!.:о:.аюсгь значите иного отклонения Р5С от сг-'томг.риости в рогу-"ярг.'У. полз, Огш.ко, оОпорумтвш т.) п 50-С0 -х годах структуршю СОбекНОСТИ ио/.одпх 1! старых гзс |!!ск№.ьы10 лд-.р скоплении, ра '¡дпл-дгпс- ндор, изеоБпеляте центров р&спрело-ДЭНГЛ ПЛОТНОСТИ У ШДСКСТб-П ЗБОЗД р?!5|.ах Г.'ЗСС И К;'.ОШ'&Н!!ЯХ, иа-лхчг.э ступенчатых структур а профилях плотности. скоплошЯ и др.) но могут Сить ооъясн-нц баз прдзлачоннл пэтотеэн о ностаипокар-По.;ти скон.пйнй^ и р;ч уларнсм по.»«»Ынолп-.шшу (аьторсм) в по-сладыо год; чясд^шшо окг.перлмоити по плелировтпю днмшипш кзпполпрг.в&шшх с?)стоп II -грчг>»тиру№кх точочнпх масс показал::, что в сгашипии с мзлоЛ плотность» виздегва (близкой :с краги-ЧоспоЛ и поло ьк.эдпдх сил дзПотвио еОлитеннП звоз.-т -чдзпоп <л:оп-Л'ЗНН-'! г,"''"". г.} ::го.тить к рпзшгош эн.. ,шллыю.1 паотмтонарностп в регулярной полэ и док-ч к рпепо-чу спсп.*01пф за г*ро?«1 И"СКОЛЬКИХ п&р~>оочс-;шЗ яюг.доП скопления. В 80-о го ад я лпюратуро Снлл онублнхи'нш ка:зт>п! харпкторксткк ГДО, ттгг.птс!".1Х ».•од<зкули[-¡шх О0ЛГ.К0Г' (П.'О) г. г.чоо-зъуздипх ист'ддакссв (ГЗН), что позволило 01'г'п:-1ть плчап;!'- на ИЗО сшюы«л нолэЛ Г31С и ГШ). В присутствии П.!0 а столон:. н^отатюнзрпостп ГЗС возрастает, а сроки рас-

пада скоплен. .Л сокращаются в несколько ргз.

Таким образом, в настоящее время становятся актуальными задачи по изучению динамики не стационарах в регулярном поле скоплений, формирующихся б составе массивных и протяженных ГЗК в присутствии силовых полей ГМО и Галактики.

Отметим, что малые оначет!я средней плотности вещества в наОлпд&омих ГЗС, близкие к критической плотности скоплений в поле внешних сил, слабая концентрация звезд к центру скопления указывают на возможность развития значительной нестационарности в таких скоплениях. Средние значения плотности вещества в РЗС обычно определяются неточно и в большой степени зависят от оценки наблюдателем величины радиуса скопления. Для анализа наблюдаемых проявлений не стационарности РЗС требуется существенжю уточнение данных о размерах, средних и критических плотностях скоплений в поле Енешних сил. Поэтому в настоящее время актуальны разработка статистических критериев выявления РЗС среди случайных флуктуаций звездного фона, определение размеров РЗС и числа звезд в скоплениях, разработка критериев для выявления значимых ступенчатых структур в распределениях' плотности числа звезд в РЗС. Необходимы также массовые определения структурно -динамических характеристик большого числа ГЗС с использованием указанных статистических критериев. Для последующего анализа наблюдаемых проявлений настационарности F3C необходимы разработка методов оценки степени нестационарности скоплений с учетом действия в скоплениях наиболее ваамых механизмов (сближения звезд-членов скопления, наличие внешних силовых полей).

Изучение структуры РЗС в последние годы показало, что звезды в молодых скоплениях расположены в среднем глубже под приливной поверхностью в поле Галактики, чем звезды в старых РЗС. При

анализе данного явления необходимо учитывать совместное влиянио на молодое гас силовых полой Галактики и ГЗК, з составе которого эти скопления сформированы. Вакнсе место в таком анализе заним»-от иеследовагшо устойчивости РЗО во внешних силовых полях. Подобные исследования лают информация о приливных размерах F2C и о

некоторых характеристиках ГЗК, в составе которых сформирован!) а

эти скопления.

В связи с обнаруженном важных внешних факторов в динамической эволюции РЕС в настоящее время представляет интерес изучение вопроса о той, в какой мере строение (профили плотности и др.) РЗО определяется внутренними релаксационными процессами в скоплениях или внешними причинами, обусловленными действием силовых полей 1110, ГОК и Галактики на скопления. Ванную роль в таком исследовании играю1; наблюдательные данные о характеристиках гало и ядер F3C. Получению и анализ данных о гало-ядро структура скоплений является одной из актуальных задач изучения РЗС в настоящее время. 0

Шли_£п5_отн_.

1. Изучение динамики нестационарных в регулярном поле РЗС. Моделирование динамики нестационарных ГЭС с малой плотностью вещество и быстротекущими процессами распада (за время нескольких пересечений звездой скопления) в ирис. гствии внешних силовых полей Галактики, ГЗК и ГМО. Определение динамических характеристик гравитационно-связанных ГЗС, Формирующихся в ядрах 1140. Z. Разработка и массовое применение метода статистической оценки размеров lTiO и числа звезд в скоплениях на фоне флуктуация плотности числа звезд поля, а тякь.ч разработка способа оценки реальности существования некоторых структурных особеностей ГЗС.

3. Разработь 1 методов оцешш степени нестационарности РЗС с учетом действия в скоплениях наиболее вазашх механизмов (звезднло сближения, наличие внеишлх силорвых полей). Анализ наблюдаемых проявлений нестационарности РЗС в структуре скоплений.

4. Определение характеристик гчло и ядер РЗС из окрестностей Солнца. Модолирсвашю динамики "гало-ядро" структур в РЗС. Анализ строения "гало-ядро" структур РЗС из окрестностей Солнца (но дошшм наблюдений).

Б. Теоретические) и численно вкснэримонтильнке оценки приливных радиусов РЗС в поло Галактики и Г8!С. Анализ влияния силовых полой ГЗК на размеры скоплений, формирующихся в составе комплексов (по данным наблюдений).

Научная новизна работы. Наиболее важные новые результаты, оценки и выводи, полученные в работе, могут бнть резюмирован;; следу-ада! образом.

1. Продлохон поьыл метод изучения структуры и определения характеристик РЗС! но даннн;-! звездных подсчетов при наличии флуктуации плотности числ.' звезд (¿она в окрестностях скоплений. Метод позволяет оценить размеры скоплений и число звезд в скоплениях с погрешностью менее позволяет оценить реальность наблюдаемых ступенек, на профшмх плотности числа звозд в скоплениях.

2. С помощью данного метода обнаружено влияние силовых полой ГЗК на размеры Р31. что привело к постановке и проведению ряда часлеино-аксперш-л • 1 алышх и теоретических исследований приливных размеров РЗС во внешних силовых полях ГЗК и Галактики. Такие оценки выполнены вие^^е.

3. С помощью моте;,л и.1 обя.чру;»на зависимость мезду характеристиками гало и РЗО, анализ которой позволит обнаружить

ираблашисе рг.хзксчзо темюп перз;-:одов звезд мегду гало н ядрен в РЗС вслэдстенэ оБзздтл/. сблкшш:.?, а таккз указол на дишнп-ругау» роль у поздних саликоиий в -{эрзгрошшии "гало-ядро" (Г-Я) структура ГСО. г-шшнях сидошк полой на ф&рсфошшэ Г-Я

структури РЗС М5»К;0 значительно.

-!. в рамка:; гросе-даимтского спистшя пр&длогон метод модо-»т.фозгкшя гзэ\->чглп нэатощк-пцлшх я регулярном пода заездил:-;

СКЭЯЛОПИЯ, СЬСЧОРДШ: йй Л'Л»с.*Г.ЧОСК!1-ССОССбЛ'ЯПП1Х ГруГС! "ВЗЗД с ПОСТОЯННОЙ (И ПОР'Я.'ЭШЮ;;) !;Г,?г-о:1. ■ С покс-дьа донного г?э?ода обип-ругвиа "плато" « "ступаньки", иоярлпрдесл п рздпалышх профилях плотности нестапснтпшх п^опг.сшгЛ. Такла "плато" к "ступешш" исбладоотся п ряда РЗС (п том число 'о старых Г2С Ь'СО 1ЕЗ, и 67), ЧТО укаЗ!!ВЕ0Т на ирстоцкспприость в рэгулярноч П0Л-3 ОТ'ЛХ СКОПГгЭ-ьиЛ. Д';л систем, < из двух групп заззд (голо и ядра),

катод п.4 обобщен с уюте;: юзагашх корэгодов зпозд с-зад группами; проводокн респети озолкцнонанл ''".рокоп" КОДО.%а ГЗС, кото-рн>э использспались при Ннузрпрвтпц:;-,: № дтотвлышх данннх п.З.

5. Впзрпко рпсраСотоп !'.отод оцэн:а столкли: насюимснарлоотп ГЭС п регулярном полз по даннгм о структуре сксплзнпл, о характеристиках гногних силоки* полой. Прнлоланао матола ;; раапьинм ГЗС позголнло оценить степень ¡¡остаянонарнзсти ГОЗ "з акраатноа-■гап Оолчпа, указало на га«.;:аЛ механизм разтилл (п педдэрланмя5 знпчптс.льясЯ ачетбшюли].иоуа а Т?Г- с прот.г^юш' л гало ала Лоранами - ЗНСЗДКН9 СбЛИГ'аНЛЯ п скоплениях 0 Мало:'! плотностью, бшзкой к криптскоЯ в пола кноиппх сил.

с

0. Обнарумзно гчкт:.ят& стенчии настпинснарностп (н узолплзало сроков распяла) ГЗС с нратяа^н'илл гало пли корона?« на накруго-гч:с орбитах; п ноли Гплпктнки (при зксионтраситотах орбит скоплениЯ, м.5шмих ''.п. ПоПдсн!! кэх01шы'.п, обеспочившкшп указогошЛ

эффект.

7. Впервые проведен учет влияния силовых полей ГЗК в оценках сроков распада Р8С в присутствии ГЫО в поле Галактики.

Практическая ценность работы. Предложенный метод оценки характеристик РЗО с помощью звездных подсчетов был использован для оценки структурно динамических параметров 103 РЗО из окрестностей Солнца, для обнаружения ряда новых свойств РЗО (см. выше). В настоящее время этот метод используется в АО УрГУ при выявлении реальности "ступенек" в структура РЗС, при обнаружении наблюдаемых проявлений нестационарности скоплений в регулярном поле, для изучения профилей плотности РЗС на больших расстояниях от центров скоплений для звезд разных звездных величин (негомологичность строения подсистем звезд разных масс в скоплениях).

Применение метода оценок степени нестационарности ' РЗС по данным о структуре скоплений указало на необходимость построения моделей нестационарных РЗС во внешних силовых полях Галактики, ГЗК, ГМО; позволило выделить ряд важных новых механизмов в эволюции РЗО, обеспечило возможность интерпретации данных численных экспериментов и теоретических оценок, интерпретации данных наблюдений по структуре РЗС.

• Разработанный метод динамически-обособленных групп звезд вместе с исследованным в данной работе методом численно - экспериментальной оценки приливных размеров РЗС может быть использован при оценках приливных размеров РЗС в нестационарных ГЗК. Развитые в работе представления о воздействии силовых полей ГЗК на РЗС могут быть использованы при постановке новых теоретических задач по изучению устойчивости моделей РЗС в поле неста-

тюнарного ГЗК и Галактики, а такке при постановке наблюдательных задач по определению характеристик пвездшх скоплений в областях активного звездообразования в нашей и в соседних галакт i-ках.

Апробапип роботы. Основные полоакншя работа докладывались и обсуждались на сойзсшниях подкомиссии л 6 "Скопления и ассоциа-Ц1ш" комиссии многостороннего сотрудничества АН соцстран "Физика и эволюция звезд" (ст. Зелончукская, CAO АН СССР, 1931} Венгрия, Вашеград, 1989), па совещаниях рабочих групп "Д'.шамика звездных систем" (Лотшград, Пулксзо, 1287; Тайней?, 193Г), "Галактика* (Свердловск, 1987), "Звездио скопления м агрегаты" <Ленннграл, Пулково, 1CS7J 1988; Тарту, Тиранерэ, 1937; 1989} Свердловск, 1981; 1926) | "Шаговые скопления" (Леизград, Пулково, 1986; 1937), на Всесопзных совещаниях ''Динамика граштирующих систем и методы аналитической небесной механики" (Алма-Ата, 1937), "Проблемы физики и динаг-тки звездных систем" (Свердловск, 1990), па

о

семинаре отдела звездной астрономии ГАГ.Ш МГУ (Москва, 1991), на городском семинаро по звездной данажса в .ЧТУ (Ленинград, 1CS2), на объединенном семинаре по небесной механике и звездной астрономии в СПбУ (Санкт-Петербург, 1991), на семинарах отдала флпшсн

звезд и галактик ГАО All Урракна (Киев, Голосоово, 1939; 1В91),

о

на семинарах ка$едры йстронсяии и геодезии и АО УрГУ (Свердловск, 1978-1992 г.г.). По теме диссертации опубликована 61

статья; список основных 2ft работ приведен нино? из шк 12 статей о

написаны п соавторстве. s

Вклад автора в совместных работах. Разработка метода оценки характеристик РЗС и подсчеты звезд в пяти скоплениях в работе [6] выполнены автором; подсчеты звезд и сравнение результатов с

данными других авторов в работе [6] вш.олнеш ПульскоЛ О.П. и Маткшшы Н.В. остальные совместные работы выполнены по инициативе и под руководством автора. Процент участия автора в расчетах характеристик РЗС в работах [10,11,17,18,21] составляет 30-50%. В указанных работах постановка задач, разработка методов оценок и алгоритмов расчета характеристик РЗО, составлегаю части программ расчета параметров скоплений и частично счет по программам выполнены автором. В работах [12] автором выведена основные уравнения; часть выкладок, а такие составление и отладка программы счета для ЭВМ, счет на ЭВМ, обработка результатов и их обсуждение выполнены совместно с Бешеновым Г.В.

В работах [7,16,22] вклад обоих соавторов в оценке характеристик РЗО примерно одинаков; интерпретация результатов в -работе [16] выполнена в основном автором, й работах [14,25] автором выполнена постановка задачи, оаписаш необходимо (формулы и уравнения, а так;йе уравнения, позволяхлиэ контролировать точность вычислен^! ; составлена программа численного интегрирования уравнений двшюнил звезд скопления, состоящего из 50 звезд; составлены и отлажиш часть блоков прогрешв, обработавшим! результата численного интегрирования уравнений деипення збйзд. ШретрсЗка программы для изучения скоплений о большая числом ввезд II, составление блоков программы, учитывающих действие силового шля ГЗК но скопление, расчеты на ЭВМ выполнены в основном Ееиеновкм Г.В. Методика оценки и анализа изменений характе-рпстшс "30 при сблишниях с ШО, оценки степени нестационарности ГЗО в присутствил Ш) в [14] предложена автором. Обсуждение результатов вычислений в [14,25] выполнены автором совместно с Бешеновым Г.В.

- li -

Структура н объем диссертации. Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, содергит 318 страниц машинописного текста, 44 рисунка, 13 таблиц. Список литерачуры включает 359 наименований. Общий объем днусвртищт 363 страницы.

Краткое содержание работы

Ьр.вводвшм o6odñoi.ijB6ST'*.f Бкчуальнг-гчи работы, перечисляются основные направлении исследований и формулируются основные результаты работы.

В первой главе приводил обзор литературы по тоне диссертации, обсукдаптся условия формировании PRC и ассоциаций. Приводятся евелиния о динамика этих объектов, результаты численных экспериментов и теоретических оценок по динакико нестационарных РЗС. Излагаются основны-« наблюдателышо данные о строении ЮС, перечисляются возможные наблюдаемые проявления нестацпонпрности ГЭС в регулярном поле.

состоит из четырех разделов (параграфов). В разделе 2.1 излагается новый метод оценки р&г-м ¡pon PSC и чисел звезд в скоплениях. Метод использует функции tu, ) число звезд в пределах круга радиуса г в проекции на картинную плоскость, основан ,на сравнении чисел звезд в площадке скопления с «целом звезд в

нескольких соседних ноп>•{>• - hiыьаганхея лхозд^ах звездного фона.

о

'.'люд позволяет с точное?! ю до 10% *лгридалить размеры ЮС и число звезд в ск.оз'кеги.гх. 13 ромках ¡метода анализируются флуктуации звездной плотности с,'сна в окрестностях скоплений и предусмотрена

о

ьос.могшоеть wjikh рнлльности некоторых структурных особенностей РЗС. Показаны проимуа^отьа нового метода в сравнении с методом, «c[k.jn чу, '.щм распределение видимой плотности Р(г) числа звезд в скоил-шш, при ирии.' j.:i:>,v-ípor< РЗС. Возможности нового метода

ограничены наличием крупномасштабных флуктуация числа звезд в фоновых площадках поля. В последующих разделах 2,2-2.4 рассмотрены различные применения данного метода при определении характеристик 103 РЗС из окрестностей Солнца.

В основу оценок параметров РЗС положены результаты звездных подсчетов, выполненных рядом сотрудников АО УрГУ (в том числе и автором) по астронегативам, полученным сотрудниками АО УрГУ (Селезневым А.Ф., Маткиным Н.В, Кожевниковым Н.В. и др.) на камере Шмидта (SBG) в цвете В до ~16ш звездной величины. Использовались таюкэ денные фотометрии для скоплений выборки, взятые из литературы (диаграммы цвет-звездная величина, расстояния от Солнца, возрасты, избытки цвета). Для скоплений выборки получены оценки средних масс звезд до предельной величины В = 16т с учетом эволюционных троков звезд (выполнено Селезневым А.Ф.) и солпитеров-ской функции масс звезд (выполнено автором совместно с Селезневым А.Ф.), получены нинние оценки приливах радиусов скоплений Rt в поле Галактики, нижние оценки времени релаксации вследствие Евездных сближений и оценки степени нестационарности скоплений (т.е. амплитуда колебаний значений вириалыюго коэффициента а, равного отношению удвоенной полной энергии скопления к его потенциальной энергии). В'среднем по выборке 103 РЗС значение приливного радиуса Rt РЗО в 1.G6 раза превосходит величину R радиуса скопления, что указывает на существование дополнительного к галактическому приливного о^аничения на размеры РЗС.

В работе показано, что наибольшие значения величин R/Rt для F3C зависят от возраста, т.е. звезда в молодых скоплениях в среднем расположены глубже под приливной поверхностью радиуса R^ в поле Галактики, чем в старых скоплениях. Поскольку практически все молодые РЗС расположены в областях активного звездообразова-

ния б Галактике, т.е. в массивных и протяженных ГЗК, а старца РЗО в подавляющем большинстве случаев не находятся в ГЗК, предлагается следующее объяснение данным наблюдений. Совместное действие силовых полей ГЗК и Галактики на молодое РЗС монет приводить к наблюдаемому уменьшению приливных размеров молодых скоплений в 1.5-2.5 раза и обеспечить наблюдаемую зависимость nanti

больших значений R/Ht от возраста (см. главу 5).

H разделе 2.3 обнаружена зависимость наибольших размеров молодых РЗС (с возрастом t ^ 5«10у лет) от расстояний до центров ближайших к ним ГЕК. Использовались опубликованные дашше о размерах и гомоцентрических расстояниях ГЗК, а также данные о размерах и массах G5 молодых РЗС (из числа 103 РЗС, исследованных методом, предложенным в разделе 2.1 донной работы). Для приведения размеров РЗС к значениям, характерным для скоплений равной массы, в работе использовались приведенные радиусы R -П» (<!1>/М)1,/3, где <îl> -среднее по выборке 65 РЗС значение массы скопления. С увеличением расстояшо> г т центра ГЗК наибольшие значения приведенных размеров убывают в пределах комплекса и возрастают за ого пределами. Наличие минимума в размерах РЗС вблизи границ комплекса монет бить обусловлено деЯстШг-м силового поля ГЗК но скопления и является одним из аргументов » пользу того, что ГЗК представляют собой пбласои почтенной плотности вещества в Галактике.

D разделе 2.4 выполнены оценки параметров гало и ядер 103 F3C. В качестве оценок размера гпло Ro и числа зьэзд ,t ц скоплении использовались данные метода 2.1. Для оценок размеров ядра R^ и число звезд в ядре ^пользовались гистограммы видалой плотности F(г) числа звезд в РЗС. Видимая плотность числа звезд гало в ялре скопления принималась постоянной (не зависящей от

расстояния г до центра скопления). В е-том случав число звезд гало определяется с помощью соотношения = N - и гистограммы Р = F(r). Показано, что в пространстве параметров £ = Щ/К^ и

р, = !l| /llg все скопления выборки располагаются вблизи некоторой

n

последовательности £ ~ р . Сравнение наблюдателг.шх оценок значений £ и Ц с результатами расчетов динамики изолированных скоплений показывает, что данная зависимость обусловлена приблизительным равенством между собой темпов неро/одор гаозд из ядра в гало и обратно вследствие звездных сближений, е строение "гало-ядро" структуры определяется ъ основном ир'/л1 ляртшми силами в скоплениях (т.е. влияние внешних силовых поде'г на Г-Я структуру менее существенно).

В третьей главе рассмотрен ряд вопросов динамики нестационарных изолированных звездных скоплений. В •раздела/ 3.1-3,2 излагается новый метод моделирования г динамики сферических нестационарных звездных систем, состоящих из динамически обособленных групп звезд с постоянной и переменной массой (т.е. переходы звезд метлу группами не учитываются, что справедливо для нестационарных систем с достаточно большим числом звезд на промежутках времени нескольких пересечений звездой скопления). В рамках предложенного метода прослеживаются изменения со временем полных эноргий и моментов инерции групп звезд в нестационарном скоплении. Получен интеграл энергии системы, связывающий между собой полные и потенциальные энергии всех.групп звезд. Интограл энергии системы исполь"уэтся для контроля вычислений при моделировании динамики нестационарных скоплений. Основные формулы и уравнения метода записаны в общем виде и могут быть использованы для изучения систем с любой симметрией (или без всякой симметрии) в распределении вещества. В случае сферических систем с двумя группами

звезд уравнения метода упрощаются, что позволяет провести ряд аналитических оценок (см. разделы 3.4 и 3.6). В разделах 3.1, 3.2, 3.4 рассмотрены модели групп звезд, представляющие сос^й однородные грвышфущи'» шорц с собподомкши центрами масс. В ходе эволюции радиусы и энерпш этих шаров изменяются вследствие взаимодействии! груш с меняющимся силовым полем системы. В разделе 3.4 учитываются изменения параметров групп звезд в результате переходов звезд между группами вследствие звездных сближений.

Предложенный метод использует обычные дифференциальные уравнения (в полных производных по времени), требует небольших затрат вычислительного времени но ОБМ. Метод позволяет исследовать массовые радиальные двипьния вецестса, выделить дормирумци--есп в ходе эволюции нестационарной системы центральное плато и ступончатне структуры (и рассмотренных, вариантах эволюции енотом, состоящих из 25 групп звезд, каждая такая "ступенька" на профилях плотности формируется из ¿ 8 ; _;.уггп звезд). Позднее такие но структуры в нестационарных сферических системах 'были получены рядом авторов в рамках численных экспериментов по интегрированию уравнений задачи Н -тел и путем численного интегрирования уравнения Власова.

В разделе 3.3 ив простой модели исследована роль тесных ' парных сближений звезд в динамике нестационарных в регулярном поло систем с орбитами звезд, первоначально близкими к радиальным. Иррегулярнее действие скопления и его централы. Я части на пробную звезду массы гп0 определяется его ближайшим соседом -звоздой массы . Интегрированием плотности скопления вдоль орбиты звезды показано, что пробная звезда за период колебания системы р с.реднчм ипштивает менее двух тесных сближений с дру-

гимн звездам- скопления. Влияние остальнгх N - 1 звозд скопления приближенно задано силовым полем однородного гравитирующего шара массы mg , радиус которого R испытызает затухающие колебания со Бременем. Начальные положения и скорости звезд т0 и т^ в шаре заданы с помощью датчика случайных чисел так, чтобы плотность числа таких звезд во всех частях шара- скопления была одинаковой.

На промежутке времени "бурной" релаксации ту г выполнено

совместное интегрирование уравнений движения взаимно притягиваю-

1

щихся звезд mQ и т^ в поле шара, уравнения для знергии Ес втой пары звезд в поле шара, уравнения Лагранжа-Якоби (для шара), дакхцего зависш.юсть R = R(t). Использовалась регуляризация уравнений движения звезд по Вундмону. Рассмотрены три модели дкопле-}шя с массой т2 = 200 mô , 500 тф , 2000 Для трех выделенных моментов (первого наибольшего сжатия, последующего расширения шара и момента t = ty г ) на основании численных экспериментов построены распределения звезд по модулю скоростей cp(v) с учетом ((pQt(v)) и без учета (ф0(v) ) взаимного притяжения звезд т0 и га^. Сравнение между собой распределений <pgt(v) и ф0(у) показало, что наличие регулярного поля скопления приводит к тому, что парше сближения звезд вблизи центра масс системы становятся менее тесными и роль тесных сближений в системе снижается. При оценке

о

величин средних квадратов скоростей <v > и дисперсий скоростей ? ? ?

звезд о , а также-их отношения о /<\> в нестационарных скопле-Ш1ях с массаж п2 > 200 mQ на промежутках времени At ^ ту г ' может Сыть использовано бесстолкновительное приближение. В случае т^ }s 600 ш0 роль тесных паршх сближений в формировании распределения скоростей звезд <р(у) невелика, и основную роль в изменении енергкй звезд играет их взаимодействие с меняющимся

средним силовим полем скопления на промежутках времени М. -< ту1Г . Подучешше в разделе 3.3 результаты позволяют упростить постановку задач по моделированию ранних стадий эволюции звезч-1шх скопления.

В раздела 3.4 рассмотрен частный случай уравнений, подученных в разделах ЗЛ, 3.2, пля сферических систем, состоящих из двух групп звезд гало и ядра . с переходами звезд мезду ними вследствие различных механизмов. Записаны уравнения Лагранкп-Якоби, уравнения, задающие изменение полных масс М^ и энергий К^ ядра (1=1) и гало (1=3) квазкетагчонарних и не стационарах в регулярном поле систем. В применении к кЕазистоциопарным системам рассматривались перехода звезд между гало иядром вследствие звездных сближений. С учетом ряда предположении и результатов численных экспериментов в работа приближенно оценены темпы переходов звезд (и переноса анергии) между*гало и ядром вследствие звездшх сближений. Для ряда начальных условий выполнено численное интегрирование получоншх грос.гДП1.:'мичвских уравнений; дано численное решение уравнения баланса темпов переходов звезд между гало и ядром вследствие звездных сближений. Получена сотка эволюционных "треков'4 квазистащюнарных моделей Г'ЗС в пространстве параметров ( и ц = Ы^/К^, где Я^ и М^ -радиусы и массы

подсистем; массы звезд в расчетах принят.» равгшми Отмвчону и проанализированы три возможных типа эволюции "гало-ядро" структуры скоплений! (а) ускоренное сжатие ядра с уменьшением его масг«у и расширение гало - известий и хорошо оти энный ранее тал эволюции; (0) временное сжатие ядра с увеличением ого Массы; (в) временное расаирешю ядра о уменьшением его массы (этот тип эволюции лишь однажды приближенно обсуждался в литературе ранее в применении к возможной динамической эволюции ядра Галактики).

Согласно данным расчетов, все РЗС оволюпюнируют в пространстве гросс-параметров (£,ц) вдоль основной последовательности £ =

(см. тип (а)) и па порядок меньшее время проводят вдали от этой последовательности. Следовательно, РЗС должны группироваться вблизи этой последовательности, что и наблюдается в действительности (см. главу 2).- Согласно расчетам &то указывает на приближенное равенство темпов переходов звезд между гало и ядром в большинстве наблюдаемых РЗС. В моделях, соответствующие типу (в) эволюции Г-Я структур, достигаются большие скорости изменения массы ядра (1,^1 ~ М^Лу г , Такие модели могут значительно уклоняться от стационарности в регулярном поле, что подтверждается результатами численных экспериментов в задаче N =100 точечных гравитируших тел с начальными условиям;!, соответствующими моделям типа (в).

Стремление рассмотрешшх нестационарных моделей систем с гало и ядром к стационарности в регулярном поло оказывается возможным лишь при одновремегоюм сжатии ядра и расширении гало. Такое стремление системы к стационарности и развитие Г-Я структуры в указанном направлении происходит лишь при появлении встречных потоков звезд и энегий между гало и ядром. Если доминирует какой-то один из-потоков (1-2 либо 2-»1), в системе развивается нестационарность в регулярном поле.

В разделе 3.6 выполнены эксперименты по изучению динамики гало и ядра в звездных скоплениях. В работе проведено интегрирование уравнений движения И =100 звезд равных масс в моделях изолированных скоплений. Используется сглаживание силовых функций в правых частях уравнений движения за счет внесения малой постоянной добавки к квадрату расстояний между звездами в выражении для потенциала система. Начальные положения и скорости звезд в под-

системах скопления заданы датчиком случайных чисел так, чтобы плотности вещества голо и ядра были постоянными во всех точках отих подсистем. Б начальный момент система г. ее подсистемы находятся в состояшш вириального равновесия. Переходы звезд мекду ядром и гало вследствие звездннх сближений определяются как и в раздела 3.4 при оцегосе частот таких переходов. Радиусы подсистем определяются как сроднее расстояние от центра масс скопления трех (и пяти) наиболее удаленных от центра звезд каидой из подсистем. Оценки величин Сии для разных моментов времени подтверждают внводн раздела 3.4 о наличии типов (0) и (в) эволюции Г-Я структуры в РЗС, а также уточняют положение области "скучп-вания" точек, изображают« модели РЗС на диаграмме и па~

■ правление хода эволюционных "треков" вблизи основной носледова-п яг,

телыюсти | ~ ц (тип (а) эволюции Г-Я структуры) при | # 0.4 ■в сравнении с теоретической моделью раздела 3.4. В модели с начальными условиями £(0) =0.4 и ц(0) = 4 развивается нестационар-пость в регулярном поло с максимальной амплитудой колебаний значений вириального коэффициента Оа, равной что в -3 раза превосходит амплитуду Са в модели с £(0) = р(0) =1 и согласуется по величине с оценками раздела 3.4. Значительная ностационарность поддерживается в' данной модели' вно стадии коллапса ядра в течение времени М £ 3.7 %7 г и , возможно, является одним из проявлений гравитермической неустойчивости звездных систем такого типа.

В разделе 3.6 использоваш формулы и уравнения разделов 3.1, 3.4 для определения динамических характеристик молекулярных облаков (МО), порождаших гравитационно -связанные ГЗС, а также для определения характеристик форкиругацихся в МО гравитационно -связаншх скоплений. Для вириализованвого перед потерей газа

скопления записано ураЬплша Лагранка-Якоби, учитывающее силовое воздействие МО на скопление. Это уравнение используется для опенки кинетической она огни пекулярных движений звезд в РЗО до потери газа, полной стерши скопления после "импульсивной" потери., газа из системы, а такие для сцошш максимального радиуса расширяющегося нестационарного РЗС после потери газа. Получены формулы, связывающие меэд собой характеристики вприализовавше-гося после потери газа скопления и начальные характеристики РЗС. Найдена одна из возмогаюстий формирования гравитационно -связан-них ГЗС в центр >лоНЫх >.,астях МО (если радиусы РЗС в -5 раз меньше радиусои МО при характерных значениях массы облака, общей эффективности звездообразования е «0.01 и локальной с^ « 0.550.6). Внешние по отношению к связанному РЗС значительные массы газа облака перед их потерей из системы не участвуют в притяжении звезд ГЗС к общему центру масс системы. "¡Дмпульсивная*' потеря таких газовых масс слабо изменяет силовое поле скопления. Получбшше в работе соотношения могут быть использованы для анализа наблюдательных данных о структуре РЗО, а также для задания начальных условий в задаче по моделированию динамики экстремально ранниг стадий эволюции ГЗС.

В главе 4 рассмотрены вопросы моделирования динамики РЗС в поле сил Галактики. В разделе 4.1 выполнен гросс -динамический анализ

о

ранних стадий эволюции РЗС. Рассмотрен процесс интенсивной потери части высоко' чергичных звезд нестационарным скоплением в поле сил Галактики. На примере скопления с распределением шюйюсти р'.г) ~ г"2, движущегося по круговой орбите относительно центра Галактики, даны оценки величины "нагрева" РЗС внешним полем Галактики, оценки радиуса вириально равновесного скопления в поле внешних сил. Численно решены системы уравнений, описывающих ди-

намическую эволюцию нестационарного скопления в поле Галактики при постоянной и переменной массе скопления (уравнение Лаграгскп-Якоби и уравнение для изменения полной энергии РЗО при интенсивной потере массы скоплением). Для определения начальных условий в задаче о ранней динамической эволюции РЗО проведено численное интегрирование уравнений движения звезд с энергиям! выше критической в окрестностях скопления, рассмотрена модель скопления, формируемого из звезд, часть которых расположена вне приливной поверхности РЗС и имеет начальные нулевые скорости движения относительно центра скопления, а также модель РЗО, расширявшегося из под приливной поверхности з результате "импульсивной" потери газа из системы "скопление-облако".. В большинстве рассмотренных ■случаев РЗО в процессе образования не разрушаются полностью (в смысле уменьшения числа звезд с энергиями кике критической, под 'приливной поверхностью скопления). Наибольшая потеря звезд из системы (до 91-99% массы РЗС) достигается лзи;ъ в случаях, когда скорость потока звезд из скопления невелика (в 1.5-2 раза превосходит среднюю квадратичэскую в системе). В этом случае после потери основной массы вксокоэнергачнчх звезд, уходящго из. скопления звезды начинают уносить с собой отрицательные полные энергии (критическое значение полной энергии звезды отрицательно), что приводит к увеличению полной энергии оставшейся части скопления. Конечным продуктом распада такого скопления монет быть связанная система из нескольких звезд.

В разделе 4.2 в рамках численных экспериментов по интегрь^-роветга уравнений задачи N гравитируидих тел (Н =50) рассмотрены процессы распада нестг-.'тонарного РЗО с малой средней плотностью в поле Галактики. Использовалась модель силового поля системы со сглаживанием потенциала взаимодействия звёзд (как и в раздело

3.5). Рассмотрены плоские и ящичные орбиты скоплений в поле Га-лактшеп. Мзссы звезд примяты равными 1 Методика задания начальных положений и скоростей звезд описана в раздела 3.5. Модули скоростей звезд v полагались удовлетворяющими соотношению ?

v ,,0.01«U(r), U(r) -регулярный потенциал скопления. Рассматривались варианты эволюции скоплений с учетом и Сез учета действия на скопление силового поля Галактики.

В изолированных моделях во всех случаях скопление эволюционирует в сторону установления стационарного в регулярном поле à

состояния. Амплитуда колебаний Аа значений вириалыюго коэффициента за время "бурной" релаксации i г. убывает в 10-12 раз по сравнению с начальной. Выбросы одиночных звезд из скопления (вследствие звездных сближений) поддерга в а ют систему в нестационарном состоянии.

Чем ы-ше плотность неизолированных моделей скоплений, тем меньше соответствующей значение Ас в моделях, тем в большей степени такие скопления.в процессе эволюции приближаются к состоянию вириалыюго равновесия. В моделях РЗС с наименьшей плот-

О

ностью Аа на круговых орбитах превышает величину Аа на ящичных орбитах. Причинами являются: возрастание относительной скорости РЗС и центра ГалаКтшш при прохождении скопления через перицентр своей орбиты, сжатие скопления под его приливной поверхностью

о

силовым полем Галактики вблизи перицентра орбиты РЗС, увеличение требуемой "рабо и выхода" для теряемых в этот период звезд скопления. Указанный механизм может быть одно!', из причин "вшшйшня" протяженных корон у некоторых старых РЗС (таких как H G7 и NG0 188) с некруговыми орбитами в .Галактике. Отмоченный механизм приводит к снижению скорости динамической, эволюции ¡и распада таких скоплений.

В разделе 4.3 выполнены опенки степени нестационарное! и !?к: в поло Галактики. При проведении оценок учитываются результата чнелошшх экспериментов раздела 4.2 по данной проблеме. Рассматриваются уклонения РЗС от вирипльного равновесия вследствие действия иррегулярных сил в скоплениях (тепловые 'Гшуктуации). Рна-чёния кинетической Т и потенциальной анергии П скопления, при этом испнигаоэт колебания иблизи сеот&втстауюцик км виривльнт; значений Т0 и 00. Сравнение между собой полученных теоретических и численно-экспериментальных сценок амплитуд топловых колебашн"! значений внриалыюго козфГ."лшдаша 5аг для систем с числом звезд К0=БО, 100 п г00, яспроляс-т провести нормировку зависимости 6ат от величин II и структурных параметров рассмотренных модилий. Указанный подход позволяет оценить степень пестационарностн наблюдаемых гас вследствие действия звез.шшх сближений в скоплнни-лк с известными числом заезд, величиной К =<\а"'/с->/<т>"- ' и где т -масса звезды, ТЦ и П^ -радиус и прилитлгй радиус скопления. Скобки < > обозпачЕит усредпв^е по всему скоплении. О цализ чпелогаго-зкепорнментал'-чой проверки полученной тпорэти-чески линейной зависимости Оа -от К в работе (совместно с Вэше-новым Г.В.) выполнены расчеты &полюции моделей РЗС с числом звезд Н =100 и двумя разными распределениями звезд по массам. Показано, что в диапазоне значений К =Г-2.6 зависимость 6а от К-имеет линейный характер. Формула для 8ат легко может быть обобщена на случай моделей с кинговским распределение!/. плотности числа звезд в скоплении. Соответствующее выражение для 5ат было использовано для оценки степени нестационарности 103 РЗС . В среднем по выборке величина Сат составляет 0.12, что приближенно соответствует амплитуде колебаний значений радиусов П РЗС, равной ОН « 0.12«П. Величина да., достигает значений 0.8-1.2 для

к'

старых ЮС с протяженными гало или коронами, что объясняет наблюдаемые проявления нестационарности в структура таких скоплений (действием звездных сближений в системах с малой плотностью вош,ества, сравнимой с критической в поле внешних сил).

и В разделе 4.4 рассмотрен ряд вопросов динамики РЗО вблизи [МО в поло Галактики. В рамках 'численного интегрирования уравнений задачи N гравитирущих тел моделируется динамика двойных ГЗО, в каждом из которых содержится по &0 звезд с массами 1т0.

Моделируется также эволюция системы из двух ГЗО, сопровождающих 0

ГМО при двшшш:»! и подо ■ Галактики. ГМО с массой -10 и моделируется материальной точкой, расположенной в центре масс системы. Сопутствующее движение ЮС в поле Галактики на расстояниях (3-6)1^ от ГМО но приводит к распаду скоплений на промежутках времени дг « (1-2) «10® дот (при отсутствии тесных сближений РЗС и ГМО до расстояний где Е^ -приливный радиус системы с мас-

сой, равной сумме масс дьух ГЭС и ГМО, Амплитуда тепловых колебаний значений вириепыюго коэффициента в таких скоплениях возрастает до значений ~1.5 0ат (здесь ба^,-вычислено для РЗО в ото

сутствие ГМО), что указывает на увеличение нестационарности и умоныионп приливных радиусов скоплений в совместных с ГШ) кинематических группах, движущихся в поле Галактики.

■ Для получения оценок степени нестоцнонарности РЗС в присут-

о

стьии ГМО выполнены расчеты сближений скоплений и ГМО1с прицельными расстояния, .и р^ 15-270 пс и относительной скоростью движения 10 км/с, что согласуется со значением дисперсии скоростей движения ГМО в диске Галактики. Рассмотрены модели РЗС с числом звезд N =50, 100, находящиеся в состоянии вириального равновесия (для изолированных систем) в начальный момент. Использовались

I

два разных вида распределений звезд по массам. Расчеши проводи-

-2S~

лисъ с учетом (и без учета) влияния на скопление приливного поля Галактики, На основании вычислений, получены поправки к формулам "импульсивного" приближения Сшцера, учитывающие "вытягивание" PSG в направлешш на ГШ в период сближения и даны оценки приращений кинетической энергии движений звезд в скоплении ОТ, амплитуды Sa колебаний значений вириального коэффициента и максимального прицельного расстояния р0 сближения скопления и МО, приводящего к распаду скопления. Полученные (формулы для ОТ, ôa и р0 в применении к рассмотренным здесь моделям F3C дают оценки перечисленных величин, близкие к полученным в чиоленшх экспериментах. Среднее значение р0 для скоплений рассмотренной выборки' (103 РЗС) получено равным р0=21.8 пс; приращение вириального коэф£и-■циентп Ôatnax скоплешш вследствие его сближения с ГМО, приводящего к распаду F30, в среднем равно 0(^^=0.57. Добавочйая к ■тепловой Оа^, средняя равновесная амплитуда колебашШ Ooip в присутствии иррегулярных воздействий от ГМО устанавливается в F30 за время "столгагавитолыюй" релаксации скопления и составляет 5ctp=0.013 0аиах и 0a.p=0.062 SOj. Таким образом, наблюдаемые РЗО в присутствия ГМО в среднем достаточно далеки от распада. Непосредствэшшй вклад сближений с ГМО в не стационарность скоплений в среднем Невелик в сравнении о. действием иррегулярных сил в скоплениях. Однако, сближения F3C и ГМО определяют сроки распада скоплений и, следовательно, сроки увеличения энергии, размеров и амплитуды тепловых колебаний F3C до критических значений, т.е. посредством звездных сближений в скоплениях определяют и степень нестациснарности скоплений. •

В данной части работы переопределены времена распада скоплений вследствие сближений с ГМО. Использовались уточненные данные наблюдений о спектре масс и других характеристиках ГМО, дан-

шо о структуре 103 РйО п о характеристиках ГЗК в диске Галактики. Учитывалось влияние на РЗО приливного поля ГЗК и Галактики, а такие совместное действие различного типа прохождений ШО на скопление. С учетом дойстьия всех перечисленных механизмов время раслада типичного РОС составляет 2.3«108 лет. Силовое поле ГЗК, сопутствующего скоплению, в ~ 2. раза уменьшает приливный радиус скопления Нг, и в ~3 раза уменьшает время жизни ГЗО (ь сравнении о оценками указанных характеристик скоплений без учета силового

поля ГЗК). Численные эксперименты раздела 4.4 выполнен!! совмест-о

по с Бешеповым Г».В., оСьнки характеристик скоплений в применении к выборке 1-03 РЗС в разделах 4.3, 4.4 выполнены совместно с Селезневым А.Ф.

В пятой главе работы рассмотрены вопросы устойчивости молодых РЗС в суммарном поле Галактики и сопутствующих скоплениям ГЗК.

В разделе 5.1 рассмотрено РЗС, двигающееся по ¡фуговой орбите радиуса г0 с угловой скоростью со вокруг центра массивного

7

ГЗК (масса ГЗК принята равной Мр к - 10 ш0). Энергия движения центра масс РЗО в суммарном поле ГЗК и Галактики принята

о

меньшей, чем критическая, т.е. РЗС гравитационно связано с комплексом. чептр масс ГЗК полагается движущимся по круговой орбите радиуса 8200 пс с угловой скоростью ы вокруг галактического центра. Орбиты ГЗО и ГЗК считаются плоскими, расположенными в

о

плоскости Галактики. Круговая скорость РЗС для данного растояиш. га от центра Г Ч задается потенциалом комплекса. Рассмотрены две модели комплекса: однородный и неоднородный по ало сфероиды. В рамках принятых предположений а линейном прпбликеглп рассмотрена задача об устойчивости однородного по плоское'.!« сферического скоплении в гюле внешних сил. Ь неподьл^гно'Л относительно скопления системе координат записаны линеаризованные

уравнения двикенпя звездц скопления в суммарном силовом ткз РЗО, ГЗК и Галактики. В частном случае w = toc, w 11 wc (сксшгс-mto неподвигаю относительно ГЗК) матрица коэффициентов при неизвестных в правил; частях уравнений движения не зависит'от времени и попет быть получена формула для приливного радиуса Rt. Величина ¡Ц зависит от угла ср мекду направлениями от центра масс ГЗК на центр масс РЗО н на антнцентр Галактики: Н^(ф=1'!Г/2) > ГЦ(ф=тс) > R-J.(ср=0). Бользке значения И+(ф -tz/Z) обеспечиваются действием сила Коряолиса на звезду скопления при ее движении вдоль направления "центр-антинентр" Галактики вблизи "перицентра" своей орбиты в ГЗК. . *

В случае ofy > w0 потрчца коэффициентов. при тюлзгостгмх в ' правых частях уравнений движения звезды скопления в поле вноипшк плл является шрпода'тосксй с периодом 'Г. Длп литой ситуации в работе 'П10..':'.:;П:0 получена матрица Х(Т) ФугавкэтггелчюЯ снстеми З'ош-эмirt ::с::од1гцх д^пвШ-их одкородтт уравнений лги^тогп, ворми-г.опаниоя на вдютчиув матрицу при t -0. Гач'.'.слепа соствет^твую-г.'лл X(t) ¡'а"р'*цг. :тт:о,*трс":п Z(T) и wnnib-

"Упри онплпзо устой'глгс'П''1. ГЭС!. ¡3 cpgrwi по cCfîrty ?сг.~ Tiv"5':co прпхи.гтс'Л pw/c li-w г?»1:к:одтся в огл^родгчх Г5К в 1.5 раза, а з тодаорэдшх в п-2.6 газа го ертнешг-з по таэттшями

П, , О 0 V С ? В Л ? IП U77 V.Î .-"ЙСТРЧеМ ТСЛ'УО Г.Г,"Ч ПЛЗКГПСЧ 1П СК0ПХ"ПП9, ЧТО "С'"ЧТ ТТГ'ЛТОПТЬ К УВ0Л'"Г'>:"П стеЛг,!гП пестг.цп^чар-

гсоти PEG :-!з окрестностей Солща. Соглзсло ецпжьп 4.-Î

укозеинсэ yî!OI!bS?IKI9 щяшшпяя раяиусов скоплений приводит в cco:r"Tov';!'3 сроки распада ГЗО а ,гп;ттг::.:л пгбг.эд-нглй о гсзр'.-стох и времен:! упопи тенях скоплений, активно разру^-птос при сближениях о ШО в диско Галактики. Показано, что ГЗО на "обратных" орбитах (ф <0) в ГЗК более устойчигн (т.е. жигя большие прилив-

щь радиусы), чем на "прямых" орбитах при (¡р >0).

В разделе 6.2 получены оценки приливных радиусов РЗС в поле сил Галактики и трехосного эллипсоидального комплекса. Рассмотрены два случая: (1) РЗС гравитационно связано с ГЗК. Орбита РЗС полностью лежит внутри ГЗК. Комплекс моделируется в виде трехосного эллипсоида, плотность которого убывает от центра по определенному закону. Наибольшая полуось ГЗК направлена вдоль его орбиты а Галактике; (2) РЗО гравитационно несвязано с ГЗК и движется в Галактике на орбитах, уходящих от комплекса (т.е. имэю-Q

тих точку остановки вблизи ГЗК за пределами его приливной поверхности радиуса Ht гзк, что характерно для FOC, связанных с ГЗК общим происхождением), либо на орбитах, проходящих мимо ГЗК на расстояниях больших Rt Г5К со скоростями, ровными круговой для данной точки Галактики. В этом случае потенциал ГЗК моделируется в в;г;е точечного ньютоновского. Во всех случаях начальные скорости Р'ЗС задаются на момент t =0, когда центры Масс РЗС, ГЗК а Галактики находятся на одной прямой линии. Центр масс ГЗК считается движущимся по круговой орбите радиуса Ra=8200 пс с постоянной угловой скоростью относительно "центра Галактики. Орбиты РЗС и ГЗК плоскио и расположены в плоскости Галактики. Скопление моделируется в виде однородного гравитирующего шара.

'(ля обоих случаев в работе записаны уравнения движения

с

звезды в поле РЗС, ГЗК и Галактики. Выполнена линеаризация уравнений движения "вээды в скоплении. Получены интегралы энергии дь-кенин центра масс РЗС в поле внешних си д. Численно нвйдий ряд периодических орбит РЗО в поле внешних сил. Интегралы энергии движения центра масс РЗС использовались для контроля точности расчета орбит РЗС. Совместное численное интегрирование линеаризованных уравнений движения звезды в поле внешних сил и уравне-

о

Ш1Й движения РЗС в поле ГЗК и Галактики в случав периодических орбит СК0ПЛЭ1ШЯ позволяет исследовать устойчивость F3C в линейном приближении по методике, описанной в разделе 4.1, см. выше. Результаты вычислений приливных радиусов Rt скопления с массой 500 И0 в поле внешни сил на почти круговых проходяимх мимо ГЗК орбитах, на уходящих от ГЗК орбитах, а также на орбитах, расположенных внутри эллипсоидального ГЗК приведены на графике и в

7

таблицах. Масса комплекса принималась равной 2»10 М0, полуоси ГЗК приняты равными! Bj=350 ne, а2=262 пс, а3=35 пс. Определены несколько семейств решений Rt= R^(RQ), где HQ- начальное расстояние РЗО от центра Галактики. *

Приливные радиусы РЗО с удалением от центра ГЗК вдоль линия • "центр-антицентр" Галактики убывают в пределах ГЗК и возрастают

с

за его пределами до значений, характерных для РЗС в полэ Галак-' тики. Подобный характер имеет обнаруженная в разделе 2.3 зависимость размеров РЗС от расстояний до центров ГЗК. Учет влияния силового поля ГЗК на скопление, орбита ко'хЪрого полностью лежит внутри ГЗК, приводит к уменьшению приливных размеров РЗО в 1.5-2.Б раза , если параметры комплекса близки к рассмотренным -в данной работе. Приливные радиусы РЗС на "обратных" орбитах на 3-5% больше, чем на "прямых" орбитах, что указывает на-большую устойчивость РЗО на "обратных" орбитах в ГЗК, см. раздел 6.1. РЗС на уходящих от ГЗК орбитах, сформированные в составе комплекса, тлеют приливные радиусы на 15-20% меньшие, чем у РЗС на проходящих мимо ГЗК почти круговых орбитах, а такие на близких'к уходящим орбитах в отсутствие комплекса.

В разделе 5.3 выполнены численные эксперименты по оценке приливных размеров РЗС в поле Галактики и трехосного эллипсоидального комплекса. Рассмотрены скопления из Б00 звезд, движу-

миса по "иряьигм" и "об^атннм" орбитам в пол:; ГЗК и Галистшпт. В галактоцентрическоГ; счстйме координат записаны ураьнення дышэ-нкя звозд 160 в поле- ы-ьщлих сил, а также уравнения для изменения со временем опэргли дктаеиия центра масс ГЗС в в поле ГЗК и .¡Галактики и уравнение для изменения енерпш Ес скопления в поло внешних сил (с учетом энергии пекулярных движений звезд в скоплении). Для контроля• правильности вычислений используются три критерия: (1) постоянство интеграла энергий движения Центра

масс РЗО Се в система координат, связанно!! с центром ГЗК| (2) и о

(3) -ершшш* ¡значений е и Ес, получошшх при совместном численном интегрировании уравнений движения звозд и уравнений для е и Ес, со значениями с и Ес,' полученными с помощью соответствую--щих потенциальной и кинетической энергий движения центра масс РОС и энергии пекулярннх движешь! звезд. В началышй мся&шт модели скоплений удовлетворяют теореме вираала для изолированных систем. Рссмотреш 6 моделей РЗО с рознима начальными радиуса;.:-'., движущиеся по раздпчшм орбитам в ГЗК (три модели соответствую?

РЗС на "прямш:" орбитах в ГЗК, три модели - сшшшавм на "обо

ратных" орбитах ь кемллоксе). Расчетами охватывались проыек;уткп времени, ваыше (й.б-б)т: Г ^у.г.- ВР°"Я "бурной" релаксации скопления). Для оценки приливных радиусов РЗС использовались зависимости средних квадратов радиальной, тангенциальной я пол-

сз

ной скорости, о тыжэ дисперсий средних квадратов указанных ско-рооюй цокулярг х лишений звезд от расстошшя этих звезд до Ц'-лтрз скопления. Полученные чнелешю-эк'утри,ментальные (.оц-нкн прхшгашх размеров споплокгй дают значения Н^, с точностью 3-5* согласующиеся с тьорэтичзскимя оценками раздела 6.3. Оцеш:и пришив?, размеров ГЗС, даигокершм во виеышк частях ГЗК, покази-ва:от зависимость размеров РЗС от угла <р (см. раздел 6.1): ГЦ (9

=u) > nt <(p=0>, что обусловлено "ючягатои" прилиппшс r.."iw ü.-t-г-ий ГсК и Гплзктгаси но FCC в "пруигалактач" (ff ••к) и "сукчирог'! идем" при (fp--0) в "еиогалшстш". Т.к. время % длч гЗО в та -кнл случаях сревикк1 с величиной полуперлода oOp^mbi ! '-V ту. ■ руг центра ГЗК, то вн<?шия.1 струкчура скопления уапога-"- i "пор** -строиться" в соответствии с изменением t невнях сил за ррс-мя "r'i-мания F3C по орПлте между ея "анс-" и "перигалактием". Периодические изменения размароп и структур» c:conj;r;ii;íi солровоздалтся "разогревом" и ускороншч j а'лтал.ам РЗС га внешних частях Г31С в срзвнешш со скоплениями на орбитах вблизи центра комплекса.

еВ Заключении 1сратко сумшфиваны осногнао результат, полулегла-":

в диссертации. ' ~

1. Предложен новый метод метод изучения структуры и рцонок параметров F'BG. оиюаашглй на звэзд!шх подсчетам:.

2. С iioMCW.» данного метода обнаружены обусловлешше действием сил~л1х полей ГЗК па скопления зависимость наибольших размеров F3G (взятых в долах приллтлщх радиусов этих скоплений в пола ftiiwi) от возраста скоплять и зависимость наибольших размеров молодых ГСО от расстояний до центров бл;г;аГ:'):гх ч ним ГЗК.

3. СбнарУ'Л'а спал: -."«ость ».'wiy параметрами гало и ядер РЗЛ, обусловленная прчблизеташм равенством лотов пароходов -;аазд пв»лу гало и ядром вследствие звездных сближений.

-1, Разработан матод лнла'лтчрски-сбосс^лаизглх груш 31гг»д для мадалтфованлл динамики пчегпт'лпяржа "'газдалл скгчтлонлй. •5. Випотоп оягытз длчамиги "г-^ло-ядро" структур п. ГЗС (гросс--;:нн1."пюскнй и чрсл^п^-^кспоркмяптпяит:! подхода). >3. Пшолпои спилил ролл raar.ix napir.-x сблл-лчтаа ■■*■<•<?:■.'. сроит л: "i, блтзшпа! к , п нелталлал' ала "

сферическпх звездных систем.

7. Прсшедош оцешш условий формирования гравитациошю связанных РЗС в ядрах ГМО.

8. Гросс-динамическое описанло процесса шп'инсивиой потери звезд нестационарным скоплением в поле Галактики.

0. Предложен метод оценки степени нестационарности в регулярном поло РЗС по дашшм о структуре скоплений и данным о характеристиках внешних силовых полей.

10.. Выполнен анализ условий развитии нестационарности скоплений и анализ наблюдательных проявлений ностационарност» в РЗС с ' разными структурой, возрастом и орбитам! в Галактике. И. Проведены оцешш времени разрушения РЗС в присутствии ГМО в поло сил ГЗК п Галактики. Выполнен сравнительный анализ эффективности различных механизмов развития ностационарности в РЗС. 12. Теоретические и числешю экспериментальные оцешш приливных размеров РЗО в суммарном поле сил ГЗК и Галактики.

Основные1''публикации по теме диссертации.

о

1. Дашков В.М. О динамике ранних стадий эволюции рассеганшх ■ звезд их скоплений I. //Астрой, ж.- 1982.- Том 59, л 2.- С.

253-262.

0 2. Данилов В.М. О динамике ранних стадий эволюции рассеянных зшвдаах скоплений II. //Астрон. к,- 1982.-Том 59, м 3.- С. 490-493.

3. Данилов В.М. О динамике, нестационарны-*, звездных скоплений. // Сообщ. Спец. астрофизич. обсерватории АН СССР,- 1983.-Том 37.- С. 58-65.

4. Данилов В.М. Динамически обособленные группы звезд в нестационарных звездных скоплениях // Методы астрономо-геод. ис-

след.- Свердловск; Изд-во Урал, ун-та, 1984.- С.94-1)7.

5 Данилов В.М. О динамике распада нестационарных рассеянных эвездшх скоплешй // Астрон. журн.- Î985.- Том 62, ,'i 4,- С, 704-710.

Б. Данилов В.Н., Матюш Н.В.,Пыльскал О.П. Метод оценки рэпме-ров и реальности рассеянных евеэдных скоплений. // Астрон. я. - 1935.- Том 62, й б.- С.1065-1072.

7. Дашков В.М., Боэенов Г.В. ■ Об оценке динамических харзктериспш кратшлх РЗС. // Астрон. циркуляр.- 1935.--J6 1397.-С. 1-3.

8. Данилов В.М. О динамике формирующихся --рассеянных звездных скоплений // Астрон. иурн.- 1987,- Тем 64-, С.656-659.

'9. Данилов В.М. О нестационарности звездных скоплений в Галактике. // Астрон. циркуляр.-1987,- а 1522.- С. 2-4, "

10. Данилов В.М., Селезнев А.Ф., Гурто Е.Ю., Лапина Е.А. Изучение структурных и динамических характеристик рассеянных звездных скоплений (РЗС). I. Результат-, подсчетов звезд в 50 РЗС // Кинематика и физика небес, тел.- 1937.- Том 3, л 6,- С.77-83. ' '

11. Данилов D.M., Селезнев А.Ф. Изучите структурных и динамических характеристик рассеянных звездных скоплений (РЗС). II. Проявление н9стпционарности // Кинематика и фясика пэбес. тел.- î?;j3.- Том J, № !0.51-58.

12. Данилов U.M., Lzmev.oB Г.В. Об оценке рели звездны.: сближений в дип.мпко нестационарных звездных скоплений. // Астрон,

1987.- Том 64, № 1.- С. 52-59.

13. Данилов В.М. О динамике структур "гало-ядро" в сферических зьездных скоплениях. // Астрон. ж.- 1988.- Том 65, Л 4.~ -С. 716-729.

i-;. Данилов D.M., Bc,:;íó>ío*i Г.Е. O ктвмахв paseotumuz зсоздш скоплоний вблизи гигантских молекулярных облаков // Астров.--Г00Д. исслад-я. Дии&л-.ч. и (¿«з. хариктеристшси небес. тол.- Свердловск: Изд-кэ ?¡.i,n. ун-та, 1938,- С. 8-27.

lb«. Данилов В.М. Члс&льшд зкснерлмйнты но изучению дашшшш гало и ядра в звездных скошкесни // ¿строи. циркуляр.- 1939. - Н 1536,- С.15-16.

16. Данилов D.M., Селезнев A.st. Оценки параметров гало и ядер рассеянных звездных скоплений // Астрой, циркуляр.-1S89.--№ 1&33. - С. <0-10.

17. Данилоь'В.М., СиДизнеь А.Ф., Бешенов Г.В. Каталог п цеслодо-ьанлб структурных и динамических характеристик ЮЗ рассеянных звездных скоплений / Урал, ун-т.- Свердловск, 1989.- 79 с.- Доп. в ВИНИТИ 24.10.09, N 6432-В09.

18. Данилов В.М., Селезнев А.Ф., Бешеное Г.В. Структурные и динамические характеристики 100 рассеянных звездных скоплоний // Астрой,- геодпз. исследования. Структурные особенности подсистем Галактики.- Свердловск; Изд-во Урал, ун-та, 1989.-С. 8-25. °

19. Данилов D.M., Селезнев Л.С'. Распад рассеянных звездных скоплений вблизи газо-пылевых облаков //Астрой, циркуляр.--

-я 1534. - С.9-10.

20. Данилов В.М. Об оценке приливных размеров рассеянных звездных скоплени! в суммарном поле Галактики и i изо-звездного комплекса // Астрон. 1990.- Том 67,0 а 2.- С. 24 5-256 .о

21. Danllcñ, V.M., Scleanev А.Р. The statistical roo thud oí open star cluster structure study mid investigation oí cluater dynamics.// Bull. Inf. Cent, donneea stellaire3.-1991Vol. 38.- p.109 - 113.

22. Данилов В.П., Селезнев А.Ф. Размеры рассеянных звердгссх скоШ19Ш1й вблизи газо-звездных комплексов Галактики.// Астрой, циркуляр.-1991. -Л 1550.- С. 13-14.

23. Дашшов В.М. Приливные размеры рассеяшшх _ зрездпых скоплений в суммарном поле Галактики и газо-звездного ксгатле-

. КСО. // Астрой. П.- 1991.-Том 68, }} 3.- С. 487-БОО,

24. Дашшов В.М. Об одном классе моделей сфэрических звезДдшх 'скоплений. // Кинематика и физика небес, тел. - 1991.- Тем. 7, .'5 Б. -С. 75-85.

25. Данилов В.М., Бешенов Г.В. ■ Числеиные эксперименты по оценке приливных размеров рассеяшшх звездных скоплений в поле Галазс-

о

тизеи и газо -звездного комплекса.// Астрон. и.-1992. - Тем.69, !Ь 2. -С.238-249.

Подписало в леч. язюог Формат 60x84 1/16.

Бумага Объем 2,0 Тир. 1СЮ Зак.

Екатеринбург, К-83, пр. Ленина, 51 Типолаборатория УрГУ.