Звездная составляющая оболочечной структуры, связанной с радиопетлей I тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РГЯ (

1 1 и « • ■ Российская академия яаук

Главная астрономическая обсерватория

На правах рукописи УДК 524.6

АНИСИМОВА Галина Борнсоина

I

ЗВЕЗДНАЯ СОСТАВЛЯЮЩАЯ ОБОЛОЧЕЧНОЙ СТРУКТУРЫ, СВЯЗАННОЙ С РАДИОПЕТЛЕЙ ].

(01.03.02 - Астрофизика, радиоастрономия)

Автореферат диссертащш на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург 1993

Работа выполнена в Ростовском государственном университете

Научный руководитель: кандидат физико-математических наук

В.А. Марсаков

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

И.М. Копылов, ГАО РАН

кандидат физико-математических наук Л.П. Осипков, С-ПГУ

Ведущая организация: Астрономическая обсерватория Уральского государственного университета

о/. 19о/г.. /¿^а,

Зашита состоится . 199^ г. в ^часС^мин.

на заседании специализированного совета К 002.92.01 в Главной астрономической обсерватории Российской Академии Наук. Адрес: 196140, Россия, Санкт-Петербург М-140, Пулково. С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Главной астрономической обсерватории Росснйскйй Академии Наук

Автореферат разослан

а,,^/ &

1993 года.

Учены» секретарь специализированно! кандидат физико-мачстатических наук

.А. Наговицын

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы.

Непреходящую актуальность в астрономии имеют всестороннее изучение известных небесных объехтов и их систем разного ранга и тем более обнаружение новых структур. Столь же актуальны поиски в космическом хаосе элементов упорядоченности и поиски приводящих к ним причинно-следственных связей. В эти направления вписываются задачи, решавшиеся в диссертации.

Около четырех десятилетий не ослабевает интерес к радиопетлям или шпурам, очерчивающим большие площади неба. Одна за другой открываются составляющие оболочек, соответствующих петлям, ответственные за излучение на разных частотах непрерывного радиоспектра и в линии 21 см, затем в рентгеновских-и гамма-лучах. Очевидна актуальность поиска неизвестных еще составляющих. Четыре оболочки с радиусами порядка 100 пк, первые из числа открытых, находятся недалеко от Солнца, внутри Местной системы. Какую роль они играют в ней?

"Астрофизичность" оболочек и "звездно - астрономнчность" Местной системы, создали тот контакт, который при совместном изучении обещал новые результаты. И они получены.

Обнаружена- концентрация звезд к ралноистлям, мало уступающая' известным концентрациям к плоскости. Галактики, к поясу Гулда и др. Ее можно трактовать как звездную составляющую оболочек, считавшихся газовыми структурами. Попутно по поглощению рвета установлено повышенное содержание пыли вдоль петли. Так оболочки стали наблюдаемыми и в оптике. Более подробно изучалась Петля I. Независимо от того, какая составляющая превалирует по массе, можно говорить о новом виде звездных ансамблей или, точнее, о звездпо-газо-пылевых оболочечных структурах. Возможно к ним относятся все многочисленные уже открытые в Галактике оболочки HI.

Местная система изучается уже более столетия.. Но до сих íiop плохо известна ее 'внутренняя' структура, особенно внутри периферийного Кольца Линдблада. Из особенностей во взаимном расположении молекулярных облако», .звездных ассоциаций, рассеянных -звездных скоплений и крупных оболочек вырисовывается схема строения Местной системы.

• Это . система с тремя ядрами из доминирующих по массе гигантских молекулярных облаков и порожденных ими звездных ассоциаций. Каждое".ядро окружено звездно-глзо-пылег.гй оболочкой (ил.и их нарой), ограничивающей зону; - сильной гравитации и других влияний. . Радиус '.оболочки •' невидимому равен приливному

радиусу ядра (-ÍOO iik). Расположенные в вершинах треугольника ядра и доны их сильного влияния обхватывает Кольцо Лиидблада. Солнце оказалось вне этих зон, между ними.

Лишь в узких "коридорах" между зонами, а также между ними и j Кольцом Лиидблада могут находиться и двигаться звездные скотт-' ления, принадлежапше Местной системе. Скопление, перссеклее границу запретной для него зоны, будет разрушено приливным воз-т действием ядра. А освободившиеся звезды заполнят пограничную оболочку. Так возникла гипотеза о происхождении звездной составляющей шпуров, по крайней мере звезд с возрастом, характерным для скоплений. Ее молодые звезды возможно образовались в процессе фрагментации скопившегося в оболочке газа.

Так проблема звездной составляющей оболочек стала узловой, связывающей ряд актуальных проблем астрономии.

Цель диссертации.

В диссертации преследуются следующие основные цели:

1. Обосновать наличие у многокомпонентных оболочечных структур звездных составляющих, наряду с газовыми и пылевыми. ¡;

2. Изучить структуру и кинематику звездной составляющей Петли I. Сопоставить их, где возможно, с ранее известными составляющими из нейтрального, высокоиопизовашюго и электронного газов.

3. Определить место и роль оболочечных структур в Местной системе, начертить ее схему.

4. Наметить причинно-следственные связи между расположением в Местной системе объектов разных масс и возникновением оболочечных звездно-газо-пылевых структур.

5. Для достижения поставленных целей методами звездной астрономии потребовалось модернизировать некоторые из них и подвергнуть их предварительной проверке в традиционных задачах.

4

Научная новизна. ,

Впервые получены следующие результаты:

1. На базе известных радноиетель обнаружен, новый тип звездного ансамбля - звездно-газо-пылевых оболочек.

2. Б структуре Петли 1 впервые обращено внимание на бар сип1 ».тающий ао диаметру Северный нолкрпый шпур с противоположной областью Vela. В полос i и внутри оболочки, lio пне бара, звезд и пыли, как и газа, очень мало.

3. Моде'рннзовам устаревший метод анализа кинематических •¡»и ур Ковальского-Каптсйна - полярных дширамм позиционных углов собственных движений звезд. Метод проверен на получении

глобальных кинематических параметров Галактики в окрестностях Солнца, в большинстве своем ранее не определяемых этим методом. Выполнена проверка оллипсоидальности распределении скоростей звезд, анализируются систематические отклонения от него.

4. В неравномерном распределении рассеянных звездных скоплений, принадлежащих Местной системе, обнаружен четкий порядок: они полностью отсутствуют в больших объемах радиооболочек, по заполняют три узких "коридора" между ними, а также между оболочками и Кольцом Линдблада. Солнце находится в области, где сходятся три "коридора".

5. Выдвинута гипотеза о равенстве приливного радиуса гигантского молекулярного облака радиусу раднопетли. Эго привело к оценке массы облака, совпадающей с полученной другими методами.

6. Построена схема структуры Местной системы, учитывающая гегемонию гигантских молекулярных облаков с массами Шэ-1()°Му.

7. Развитие гипотезы (п.5) приводит к заключению, что большинство звезд оболочки в прошлом принадлежали звездным скоплениям, разрушенным при их приближении к гигантскому молекулярному облаку. Это объясняет в среднем больший возраст этих звезд по сравнению с возрастом газовой оболочки и центральной ассоциации. Объясняет оно и отсутствие скоплений внутри оболочки. Иллюстрирует теорию Спитцера-Вилена-Данилова.

Научная и практическая ценность.

Наблюдательные данные и их осмысление на эмпирическом уровне позволили обнаружить ряд крупных деталей и особенностей в их распределении в радиусе нескольких сотен парсеков от Солнца. Главные из них: Во-первых, звездная и пылевая составляющие в структурах петель I-IV; Во-вторых, отсутствие рассеянных звездны-х скоплений внутри объемов оболочек, соответствующих этим петлям; В-третьих, установлено место оболочек относительно молекулярных и темных облаков, а также звездных ассоциаций; В-четвертых, высказано естественное предположение, что взаиморасположение всех этих объектов - проявление могучей активности близких к нам гигантских молекулярных комплексов. Обладая массой в Ю^-Ю'^М^, каждый создает jî контролирует обстановку вокруг себя и радиусе не меньше 100 пк. Они породили звездные ассоциации и через них газовые оЬолочки со многими астрофизическими эффектами (которых мы мало касались). С другой стороны, они упорядочили движения звездных скоплении,' разрушили некоторые из них, а освободившиеси 3i<e'.Yiiu "захватили и разместили на тех же оболочках. 15 этой причинно-следственной цепи оболочки представляют промежуiочное звено.

í

- 4 -

Большие размеры этих образований, зримых как в оптическом, так и во всех других диапазонах, очерчивают зоны эффективного влияния (гравитационного и астрофизического) гигантских комплексов.

Разрушение скоплений согласуется с теорией Спитцера-Вилена--Данилова. Другие стороны картины еще предстоит осмыслить на теоретическом уровне.

Обработка каталогов звезд, звездных скоплений, темных и молекулярных облаков велась как традиционными, так и оригинальными приемами и методами. К последним отнесем дифференциальные подсчеты звезд, модифицированный анализ фигур Коваль-ского-Кантейна, детальные сопоставления распределений звезд и незпездной материи. Полученные новым методом параметры движения Солнца, галактического вращения и эллипсоида скоростей звезд согласуются с получаемыми во многих прежних исследованиях. Результативность применения этих методов говорит об их практической ценности.

Машинная обработка Смитсонианского каталога (SAO) позволила получить подсчеты звезд по всему небу и позиционные углы собственных движений звезд для 1/4 неба. Эти данные, представленные таблицами и рисунками, содержат не только использованную информацию, но и много другой невостребованной, что придает им потенциальную практическую ценность.

В банк данных ГАИШ об особо точных собственных движениях звезд включены уточненные нами данные по 41 звезде.

В работе выделен ряд компактных структур (звездные кластеры, бар Петли I и др.), расстояния до которых определены по некоторым их членам. Это, в свою очередь, определяет расстояния остальных членов данных структур.

Обнаруженные в работе корреляции подсказывают необходимость учета оболочечпых структур во многих исследованиях по звездной статистике, но звездным скоплениям, по молекулярным облакам.

Предложенная схема строения Местной системы может найти применение в работах по ее динамике и космогонии.

Наконец, сформулирован ряд задач, вытекающих из проделанной работы. По' кинематике: расширить ббласть кинематических исследований на остальные 3/4 неба, и проверить результаты на основании лучевых -скоростей звезд. По . структуре: выйти за пределы Местной системы, где также возможны оболочечные • звездные структуры; дальнейшие уточнения характеристик этих новых обьектоь и ряд других задач.

Апробация результатов.

Тематика диссертации вписывается в перечень проблем "Координационного плана" АН СССР по направлению 1.8 "Исследование космоса на 1986-90 гг. Это пункты:

1.8.23.4. Исследование кинематики звездных систем и Галактики. 1.8.5.3.2. Исследование эволюции кратных звездных ассоциаций, звездных скоплений, звездных населений нашей и других галактик (изучение происхождения и генетической связи объектов различного типа со звездными группами; взаимодействие звезд с окружающей межзвездной средой). 1.8.6.1.1. Структурные детали и подсистемы Галактики (определение и анализ пространственно - кинематических характеристик звездных комплексов).

За почти полтора десятилетия, в течение которых велась настоящая работа, все ее этапы докладывались я обсуждались на семинарах кафедры астрофизики РГУ, кафедры звездной астрономии м астрометрии МГУ (ГАИШ), на зимних астрономических школах в Свердловске. Выступала докладчиком на совещаниях Рабочих групп по звездным скоплениям и по структуре и кинематике Галактики (в Свердловске, п Киеве, в Тарту-Тыравсре, в Пово-российсхс-Лиманчнке). Была содокладчиком на других совещаниях (в Ленинграде, в Алма-Ате, в Свердловске, в Ташкенте и др.). Летом 1993г. состоялся доклад на конференции в Петрозаводске. Все доклады Осуждались, критические замечания учитывались в дальнейшей работе.

Вопросы, связанные с корреляшшми, поглощением света, применением статистических. методов обсуждались также с проф. А. В. Засовом, проф. Т. А. Лозинской, проф. А. Г. Горшковым. Вопросы, связанные с кинематикой звезд обсуждались со ст.н.с. ЕД. Павловской.

По тематике работы опубликовано 16 статей, перечисленных в списке литературы, NN 1-12, 62, 63, 103, 172. Пять из них - без соавторов. Две работы депонированы и ВИНИТИ.

Объем диссертации.

Диссертация содержит 219 страниц из них Ы0 страниц текста, 42 рисунка, 38 таблиц, 12 приложений, список цитируемой литературы из 175 назганий.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.

Диссертация состоит из введении, трех глав, заключения и приложений.

Р<) введении обосновывается актуальность решаемых в диссертации проблем. Формулируются цели работы. Аргументируется новизна и ценность полученных результатов. Описаны основные результаты и положения, которые выносятся на защиту. t Глава 1. Структура системы Петли I и другие петли (6 naparjr рафов).

В § I приводятся некоторые сведения о радиопетлях, главны^' образом ге, которые используются в работе. В остальных пяти; параграфах исследовалось распределение ярких звезд (до V=9*r) но всему небу на основании каталога SAO и, частично, HD (^2 и §4). Подтверждены концентрации звезд к плоскости Галактики, к сниралы'(>:.'<? ветвям н к поясам Гулда и Долидзе. Наряду с ними, обнаружены концентрации звезд к четырем радиопетлям, известным оболочечпым газовым структурам. На каждой галактической широте Ь, в том числе, на средних и больших широтах, обпару-. жены участки на оболочках петель, где поверхностная плотност!ь звезд и интервале долгот Д1=45° превышает среднюю ñ(b, Д1) больше, чем на величину флуктуации часто в не-

сколько раз. Это установлено как ; по отдельным спектральным классам (A, F, G и К), так и по всем вместе.; Места наибольшей концентрации звезд на оболочке совпали с Северный полярным шпуром., в северном полушарии Петли I, и с областью Vela - в южном. Звезды класса В представлены, в основном, звездной ассоциацией Seo - Сеп, вытянутой неширокой полосой вдоль диаметра, соединяющего области Северного полярного шнура и Vela. Эта деталь Петли I названа ее баром. Между звездной оболочкой и баром плотность звезд низкая. Можно говорить о полости или каверне. В §5 подробно рассмотрен один ее участок - радиодыра I. Обнаружены и другие детали звездной составляющей Петли I.

Обращено внимание на связь петель с деталями Местной системы, так Пояс Гулда проходит через центр Петли I, а, Петлю 111 огибает с юга. Пояс Долидзе проходит через центр Петли III и огибает с юга Петлю I.

Связь между распределениями звезд и газа подтверждена вычислениями коэффициента корреляции в зависимостях от координат чисел звезд и яркостнок температуры на разных радиочастотах непрерывного спектра и в линии 21см. Па части неба со склонениями севернее $ =-Iй коэффициент корреляции превышает 0.5, на некоторых участках вблизи оболочки и радиодыры прибли-кается к 1. !

Чтобы нодг■верг.ить реальность оболочечпых звездных струк-> тур, слсдовачо проверить другие мыслимые обьяснсння наблюдас-;

мым эффектам, такие как игра поглощения снега ( ^3) и случайные флуктуации ( ^6). Отсутствие серьезной роли поглощения света, вообще говоря, следует из того, что все четыре оболо-чечцые структуры находятся вблизи Солнца, в области низкого поглощения. Конкретные числовые оценки получены при сопоставлении карты Петли I с картой избытков цвета E(B-V) в этой области. Они показали, что на фоне общего мало! о поглощения небольшой избыток (<0."12-0.m3) виден вдоль оболочки петли. Это может даже снизить контраст в звездной плотности, а не создать его. Одновременно наличие избытка цвета, равно как поляризация света звезд - свидетельства еще одной составляющей петли - пылевой.

Статистические проверки (ф 6) роли случайных флуктуации основаны на сопоставлениях наблюдаемых распределений звезд с законом Пуассона и с численными моделями случайного равномерного распределения. Методом 'р" отвергается гипотеза случайного распределения звезд. Об этом же говорит установленная кластеризация звезд вдоль оболочек: длинные цени (до 60° и больше) контактирующих между собой площадок (Д1, ДЬ)=(3°, 3°) с большим избытком звездной плотности. Кластеры объединяют яркие звезды одинаковых спектров, они оказались в местах повышенной интенсивности радиоизлучения.

Наиболее убедительно то, что звездная составляющая обнаружена не у одной, а у всех четырех близких к Солнцу радионетель.

Глава 2. Кинематика звезд (8 параграфов).

Она посвящена изучению кинематики тех же звезд, по которым в главе I обнаружена и изучалась структура Петли I. Ведь известно, что скопление звезд любого вида выделяется относительно поля своим движением. В обсуждается принципиальный вопрос о выборе наблюдательного материала и методе его обработки. Вопрос рассматривается в историческом плане. Из всех кинематических данных лишь собственные-движения ¡U- имеются для всех ярких звезд огромной области' Петли I (угловой диаметр равен 120°), П окрестностей 'для сравнений. Однако величина (it зависит от расстояния звезды г. Направление же или позиционный угол от г не зависит. Достоинство угла ^ давно было оценено, и в прошлом веке и в начале нашего. Распределение f представляли полярными диаграммами или фигурами Кокальсхого-Кантсйна (ФХ-К).

Однако нас совершенно не устраивает 'сложившаяся в те времена практика построения этих диаграмм но одним лишь звездам с крупными собственны::» движениями, обсснсчпваюшнми чочность каждого угла '■р. Педь нам нужно' включип» вое «ьсччм ярче 9",

с всевозможными ^tc. Мы учли, что точность каталожных =

(¡IL , f) стала выше, чем была в начале века. К тому же специальные проверки (^4-6) убедили, что статистика неплохо компенсирует положительные и отрицательные ошибки в V • Благодаря : этому, пун. построения ФК-К был сочтен перспективным для дан-v ' ной работы. !;

Безнадежно устарели методы анализа ФК-К. Потребовалась щ была проведена существенная их модификация (^ 2-3). Прежде всего, она касалась отношения к систематическим движениям. Когда звезды с крупными (tt. черпались с больших площадей неба1, (например, 1/30 неба), необходимо было учитывать различие а их параллактическом движении. Но различия сокращаются с уменьшением площадок, что стало возможным при отказе от селекции звезд по (W. Для малых площадок систематические эффекты (движение Солнца, вращение Галактики, прецессионные поправки и др.) отражаются в положении центра тяжести ФК-К. Три элемента эллипса, аппроксимирующего ФК-К, характеризуют распределение пекулярных движений. Такое разделение, представленное аналитически, существенно упрощает анализ ФК-К и позволяет решать как старые так и новые задачи. Стало возможным вычислять почти весь набор глобальных кинематических параметров: координат солнечного апекса, постоянных галактического вращения (в единицах скорости Солнца), хсюрлинат вертекса И отношения дисперсий вдоль осей эллипсоида скоростей. А сопоставление этих параметров для звезд Петли I и для ее окрестностей может выявить возможные различия. Фактически для этой конкретной цели была предпринята модификация метода ФК-К, но она может быть использована и для других целей.

В и новый метод был применен к 18569 звездам на 35 площадках с размерами (Д1ДЬ)=(15°, 15a) на Ь(15-60°) и 1(255-75°) и 9 площадках с ( Л 1, ДЬ) = (30", 30°) на Ь>60° и 1(195-75°). Эти площадки покрывают северьую половину ,Петли I и ее окрестности, вместе они составляют около 1/4 неба. Для каждой звезды этой области но и из каталога SAO вычислен позиционный угол У'. Для каждой площадки построена ФК-К для V<9"t и меньших V, • чтобы проследить влияние селекции. ФК-К аппроксимированы эллипсами, вычислено но пять элементов дня каждого. Преишиш.шропаи характер их изменений в зависимое i и от координат площадок. По обе стороны от l»30o все, элемент!,! плавно изменяются с долготой, но на этой долготе исписывают редкий скачок. А ведь 1=30° - посточиан граница Петли К Ahííjioi ичнаи проверка для западной границы не состоялась из-за ограниченности облает исследования.

По элементам ФК-К найдены системы кинематических параметров при разном сочетании площадок. По трем блокам данных о координатах центров тяжести ФК-К (по долготе, по широте и по их комбинации) получено по 8 решении в каждом. Чаше всего найденные в них координаты солнечного апекса и угловой скорости вращения Галактики оказались очень близкими к стандартным, полученным иными методами. Это свидетельствует о надежности полярных диаграмм углов V, о подходящем для этих целей выборе размеров площадок и, следовательно, о перспективности исследований с их помощью. Однако точность, с какой они получены, не позволяет с уверенностью разделить решения для областей 1<30° и 1>30°. Еще меньшей оказалась точность Оортовс-кой постоянной А в ряде решений. Покидимому это связано с тем, что она входит в члены уравнений, содержащие cos2l, sin21 и sin2b. Для увеличения точности А нужны еще меньшие, чем у нас площадки.

Значимое различие кинематики Петли I по отношению к нолю показали координаты вертекса эллипсоида скоростей. Если для ноля долгота и широта вертекса близки к нулям, предсказываемым теорией стационарной вращающейся Галактики, то для звезд Петли I обе они близки к 20°. Повидимому так раскрывается причина давно известного отклонения вертекса, но не нашедшего однозначного объяснения. Ведь звезды нетель вносят большой вклад в совокупность ярких звезд неба, и отклонения их вертексов могло воспршшматься как общее явление.

Следующая задача, имеющая как общее значение для звездной астрономии, так и для конкретной ситуации обсуждаемой темы: проверка эллш/соидальности распределения скоростей звезд (,§7). Как . уже указано выше, ФК-К, полученная для малой площадки неба, представляет недеформированное распределение У пекулярных собственных движений относительно центра тяжести фигуры. По известной теореме оно должно быть эллиптичным, если пространственные ' скорости имеют эллипсоидальное распределение. В силу этого мы свели проверку, к определению методом^ качества аппроксимации . ФК-К эллипсами. Из 44 ФК-К лишь п одной уровень " вероятности . по этому критерию оказался нЧше 1%. Эта площадка •содержит. в себе солнечный апекс. Поэтому можно утверждать, что по'кра.йпей; мере • в первом приближении аргумент функции распределения скоростей•эллипсоидален. .О виде самой функции эта проверка ничего не говорит.

При общем .положительном заключении замечено, что у большинства ФК-К хотя, бы--» одном секторе есть отклонение от эллипса, прокышашшее как ошибки наблюдении, так и случайны!.

флуктуации. Прячем этот эффект оказался ' систематическим, подобным наложению потоков звезд на эллипсоидальное распределение. Дна встречных потока в Петле I имеют радиант (и антирадиант), совпадающие с радиантом движущегося скопления Sco-Cen, растянутого вдоль бара. Все они совпадают с вертексом эллипсоида скоростей звезд Петли I и оказались в области Северного полярного шпура. Потоки у звезд ноля таких интересных совпадений не имеют. Таково еще одно отличие кинематики Петли I. Интерпретация перечисленных совпадений у нее рассматривается в ^8. Либо распределение не эллипсоидально, либо потоки движутся вдоль бара, либо имеется вращение Петли параллельно плоскости, обозначенной на небе баром. В пользу последнего говорит то, что никакие потоки и ФК-К не просматриваются у площадок, лежащих на границе между петлей и полем, где возможное вращение происходило бы по лучу зрения.

Глава 3. Оболочечные структуры в комплексе Местной системы

(5 параграфов).

Здесь определяется место петель среди других объектов Местной системы. Установлено, что между их локализацией существуют глубокие причшшо-следстненныс связи, проявляющиеся н корреляциях и аптикорреляциях.

В §1 показано, что рассеянные звездные скопления (РЗС) избегают пространства, занимаемые нетлями или, точнее, их нарами. Так наметились три зоны избегания. В зоне А расположены Петли I и IV, в зоне В - Петли II и III, в третьей зоне С нет больших оболочек, но есть много малых, известна попытка объединить их в единую оболочку. Все скопления Местной системы расположены в узких "коридорах" между зонами на долготах около 40ô, 150й и 280° и за дальними границами зон. В своих движениях РЗС, как правило, не пересекают границы зон. В местах коштентрапдш скоплений редко встречаются звезды поля классов 0-В5.

В о2 рассматривается распределение темных и молекулярных облаков 0 1НОСНТСЛЫЮ зон избегания скоплений. В отличие от скоплений, их много в зонах и мало между ними. Замечены концентрации облаков аналогичные звездным (глава I), но более ошынле. Они образуют, в частности, Кольцо Лппдблада и бар Петдп 1, несколько смещенный относительно звездного.

il ;3 получены оценки суммарной массы облаков в-зонах и в II'.-.тле 1. Среди них - основанные на использовании динамических эффект ив: но теореме о {¡приз не и но мрилшшому воздействию. В ni". ..слпсм исш.'нлупси предположение о равенстве приливных

'■.!,!П;,Ч <>!! к, П.!»>/!!< VI.TCMMM риШЛХИП ИСТ ОЛЬ !>. Все ОЦСНКИ МИСС

совпадают по порядку величины и варьируются вокруг значения 1О^М0 на одну петлю. Тем самым факт отсутствия скоплений в объемах оболочек иллюстрирует теорию Спитцера, Вилена, Данилова и др. о том, что гигантские молекулярные облака могут разрушать скопления, оказавшиеся внутри Rt.

В взаимосвязи между петлями и другими объектами использованы для построения схемы Местной системы. Ее главные элементы - три ядра - гигантские комплексы молекулярного и атомарного газа. Благодаря большим массам, они создали и контролируют всю обстановку в системе. В ядрах возникли звездные ассоциации (Sco-Cen, ^ Per и др.). Вокруг трех ядер образовались три зоны избегания РЗС, в них вписаны звезд-но-газо-пылевые оболочки. Все ЮС и малые газо-пылсвые облака обитают в узких промежутках между зонами или между зонами и периферийным Кольцом Линдблада, обрамляющим Местную систему. Вне зон сильных влияний ядер находится и Солнце, там, где сходятся три "коридора".

В £5 делается попытка представить сценарий образования всей структуры Петли I, хотя в рамках настоящей работы можно было ограничиться звездной составляющей. Для этого учитываются наблюдательные данные как о самой петле, так и о содержащихся внутри нее звездной ассоциации и комплексе газовых облаков, а также о соседних с петлей звездных скоплениях. Сценарий включает внутренние и внешний факторы. Если внутренние (астрофизические) несут ответственность за газовую и пылевую составляющие и, в меньшей степени, за звездную, то внешний (звездно - динамический), в основном, за звездную со-тавляющую.

Последовательность событий выстраивается при использовании некоторых известных гипотез и модельных расчетов. Внутренние факторы, повидимому, берут начало от столкновения каких-то облаков, из' числа входивших в гигантский комплекс одного из ядер Местной системы. Из модельных расчетов следует, что при некоторых начальных условиях в -процессе столкновения мог образоваться бар, а в нем - звездная ассоциация и разлетающаяся газовая оболочка.' Разлет поддерживается звездным ветром и возможно вспышкой сверхновой в ассоциации. Одновременно он тормозился гравитацией массивного ядра и трением в среде распространения. Электронный газ оболочки, возникающий при сильно!! ионизации газа в горячей каверне (Т~10®К.), подчиняется магшппому нолю.

Если, скопившийся в оболочке газ Фрагмент провал, могли образоваться некоторые звезды. Их • возраст в настоящее нремя

меньше возраста оболочки и ассоциации. Но большинство звезд оболочки обязаны внешнему фактору - разрушению рассеянных скоплений, проникших в зону сильного влияния ядра. Захваченные потоки звезд от распавшихся скоплений заполнили оболочку ! вокруг ядра. Их совокупность дала эллипсоидальное распределе- I пне скоростей с главным направлением (линией вертексов)]' близким к направлению коридора между зонами А и В, вдоль которого движутся многие скопления. На этом фоне выделяется звездообнльный поток. Возраст звезд оболочки определяется возрастом родительского скопления и, в основном, ¡старше ассо-; циации 8со-Сеп. - .!

В Заключении кратко суммируется аргументация реальности звездной составляющей петель и места звездно-газо-пылевых оболочек в Местной системе. Назван ряд нерешенных или неокончательно решенных задач по структуре и кинематике оболочек. В. 10 пунктах собраны попутные результаты, имеющие значение для других задач звездной и галактической астрономии. Все это показывает, что проблема оболочек оказалась узловой, связываю-; щей много проблем астрономии. ||

В 11 приложениях вынесены громоздкие таблицы, содержащие подсчеты звезд, числа звезд в секторах фигур Ковальского-Кап-тейна в 44 площадках, списки рассеянных звездных скоплений в радиусе 0.5 кпк вокруг Солнца; списки' молекулярных облаков;и темных облаков в том же радиусе и др.

Результаты, выносимые на защиту. •

1. Галактические оболочечшяе структуры - объекты не только радио-, рентген о- и гамма-астрономии, . они наблюдаемы и в видимом свете. По крайней мере, четыре ближайшие к Солнцу оболочки имеют звездную и вероятно пылевую составляюнше. Это следует из: 4

а) концентрации звезд к оболочкам петель I - IV ,и дефицита звезд в полости Петли I, где и газ очень разрежен, а .также из избытка пыли в большой части оболочки Петли I,

б) особенностей кинематики звезд в области Петли I.

2. Оболочки очерчивают сферы сильного влияния гигантских молекулярных и атомарных комплексов (М-Ю^М^) и их дочерних звездных ассоциаций. Разрушающее влияние комплексов привело к отсутс твию рассеянных звездных скоплений, внутри зон, ' занимаемых парами оболочек. Скопления обитают .вне зон. Потоки звезд из разрушенных- скоплений, пришедших извне, заполнили « о.болоч кн. Возраст "этих звезд • определяется возрастом • 'скоплении: . {1с _;

исключено, что часть звезд могла образоваться в самой оболочке в процессе фрагментации скопившегося здесь газа. Газовая и пылевая составляющие схорее связаны с внутренними факторами, как например, столкновениями облаков, вспышками сверхновых, звездным ветром ассоциаций.

3. Судя по числу зон избегания РЗС, три гигантских ядра создали и контролируют всю обстановку в Местной системе, определяют упорядоченность в расположении в ней объектов разных типов и позволяют наметить схему строения этого типичного комплекса Галактики.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Г.Б. Анисимова, ЕД. Павловская, Р.Б. Шацова, "Собственные

движения 95 звезд в области неба с*С(1950)~ 15 50т- 17 Ь (1950)>0°", Труды ГАИШ, 52, 163-167, 1982.

2. Г.Б. Анисимова, "Подсчеты АО - А2 звезд по каталогу SAO",

Ден. в ВИНИТИ, N3053-83, 112с, 1983.

3. Г.Б. Анисимова, "Подсчеты звезд по каталогу SAO", Леи. в

ВИНИТИ, N3059-83, 112с, 1983.

4. Г. Б. Анисимова, "Система Петли Г, Вопросы астрофизики,

с25-41, 1984, Саранск.

5. Г. Б. Анисимова, "Корреляция между распределениями звезд

и интенсивности непрерывного радиоизлучения в обнастн Северного полярного, шпура", Астрой, журн. 61, N6, 1226, 1984.

6. Р.Б. Шацова, Г.Б. Анисимова, "Дефицит звезд в области радио-

дыры", Звездные скопления, 207-222, 1987, Свердловск.

7. Р.Б. Шацова, Г.Б. Анисимова, "Звезды и радиопетли", Астроно-

moj еодезические исследования. Статистические методы, 37-49, Свердловск.

8. Р.Б. Шан.ова, Г.Б. Анисимова,"Классы концентрации ярких звезд",

Астрономо-геодезические исследования. Структурные особенности подсистем Галактики, 73-84, 1989, Свердловск.

9. Р.Б. Шацова, Г.Б. Анисимова, И.А. -Зснииа, "Анализ подсчетов

звезд AU-A2 по каталогу SAO", Астрофизика,30,495-.507,1 "-'ЯР.

10. Р.Б. Шацова, Г.Б. Аписимова, "Аргументы и пользу звездной

составляющей шпуров", Проблемы физики и динамики звездных систем, Ташкент, ТГУ, 65-66, 1989.

11. Р.Б. Шацона, Г.Б. Аписимова, "Кинематика звезд в фигурах

Ковальского-Каптейна.1.", Астрофизика, 33, 291-304, 1990.

12. Р.Б. Шацона, Г.Б. Аннсимова, "Кинематика звезд в фигурах

Ковальского-Каптеина.И.", Астрофизика, 33, 379-393, 1990.

13. Р.Б. Шацова, Г.Б. Аписимова, "Оболочечные структуры к комп-

лексе молекулярных облаков и звездных скоплений", Вопросы небесной механики и звездной динамики, 160-168, 1990, Алма-Ата "Наука" КазССР.

14. Р.Б. Шацова, Г.Б. Аписимова, "Области обитания и зоны избе-

гания звездных скоплений в Местной системе", Астрономический циркуляр, N1546, 13-14, 1990.

15. Р.Б. Шацова, Г.Б. Аписимова, "Зависимость фигур Ковальского-

Кантейна от величин собственных движений звезд",Свердловск, в нечant.

16. Г.Б. Аписимова, "Кинематика звезд в фигурах Ковальского -

Каптейна. III.", Астрофизика, в печати.