1 Общая характеристика работы
2 Содержание работы
Публикации
Купить

Актуальность работы
За последние 30 лет в исследовании звездных скоплений было получено очень много нового, что значительно расширило и изменило наши представления как о самих скоплениях, так и о нашей Галактике, и о ближайших галактиках [1].
Очень населенные молодые скопления с массами, как у шаровых скоплений, и возрастами, как у рассеянных скоплений, были обнаружена! вначале в Магеллановых Облаках (ближайших спутниках нашей Галактики). Среди скоплений Магеллановых Облаков особо выделяется скопление NGC 2070, ионизующее туманность Тарантул, центр самой крупной и активной области звездообразования в Местной группе галактик [2]. Примечательно, что природу центрального объекта в скоплении NGC 2070, R136a, удалось объяснить только тогда, когда его удалось разрешить на отдельные звезды. Оказалось, что это ядро звездного скопления, содержащее большое количество звезд спектрального класса О и звезд типа WR [3].
Благодаря значительному развитию техники наблюдений в инфракрасном диапазоне (ПК), такие скопления открыты сейчас и в нашей Галактике [4]. В первую очередь, это скопления в окрестности центра Галактики — скопления Quintuplet (смотри, например, [5]) и Arches (смотри, например, [6]). Многие скопления попали в список массивных скоплений за последнее десятилетие. Часть из них уже были известны, но их массы были пересмотрены в большую сторону. Это скопления Westerlund 1 и Westerlund 2, Trumpler 14, NGC 3603. Недалеко от области звездообразования W43 были обнаружены скопления RSGC 1, 2, 3 и 4 (RSGC = Red Super Giant Cluster), они имеют возрасты в диапазоне 10-20 миллионов лет и оценки массы в интервале Mci= (2 — 5) • 104M0.
В последние двадцать лет возобновился интерес к шаровым скоплениям (ШС) Галактики. Оказалось, что они являются намного более сложными и интригующими объектами, чем считались в прошлом. Основная причина заключается в том, что спектроскопические, а позже и фотометрические наблюдения показали, что в шаровых скоплениях имеется несколько населений (или поколений) звезд разного возраста. Недавние обзоры можно найти, например, в [7, 8, 9].
В последние годы открылось новое направление исследований - изучение центральных (ядерных) скоплений галактик. Основное внимание, конечно, уделяется Центральному скоплению нашей Галактики [10] и ближайших галактик. К числу основных особенностей этих скоплений относится то, что они включают населения звезд с очень большим разбросом возрастов. Это наиболее плотные звездные скопления во Вселенной, в их центрах плотности достигает 107 пк-3. С точки зрения динамики, это тоже уникальные скопления, так как они, как правило, включают в себя сверхмассивную черную дыру. Существует два сценария формирования центральных скоплений галактик. Первый заключается в том, что звезды таких скоплений формируются на месте в центре галактики из вещества молекулярных облаков, падающих на центр. Второй сценарий заключается в том, что центральные скопления формируются из звездных скоплений, падающих на центр галактики в результате динамического трения. Не исключено, что могут работать оба этих сценария [11].
Значительное внимание в последние годы уделяется изучению систем звездных скоплений (в первую очередь, шаровых скоплений) других галактик. Эти исследования должны помочь пониманию процесса формирования шаровых скоплений [12].
Благодаря обзорам неба, проведенным в инфракрасном диапазоне, появилась возможность изучать области с очень большим поглощением, в том числе и области звездообразования. Эти обзоры дали начало новой волне интереса к открытию новых и исследованию уже известных рассеянных скоплений. Многие из этих скоплений — это звездные группы, все еще погруженные в свои родительские облака и находящиеся на самой ранней стадии эволюции. В связи с этим появился новый термин — «погруженные скопления» (‘embedded clusters’)- Исследование погруженных скоплений дает богатейшую информацию для теории звездообразования (см., например, [13, 14]).
Активность исследования звездных скоплений Галактики, особенно рассеянных звездных скоплений (РЗС), в самые последние годы значительно выросла благодаря успешной работе космической миссии Gaia [15]. В 2018 году появился каталог Gaia DR2 [16], содержащий высокоточные координаты, тригонометрические параллаксы, собственные движения и результаты фото-метрии для примерно 1.3 миллиарда звезд. В 2021 году появился каталог Gaia EDR3 [17], содержащий астрометрические и фотометрические данные для 1.8 миллиарда звезд. Эти данные позволяют исследовать трехмерную структуру и, ограниченно (из-за недостатка данных о лучевых скоростях), трехмерное поле скоростей в ближайших рассеянных скоплениях.
Еще одно направление исследований с использованием каталогов Gaia — это выделение движущихся скоплений и других гравитационно-несвязанных структур, которые могут иметь общее происхождение с областями звездообразования или известными рассеянными скоплениями. Так, в работе Жерабковой с соавторами [18] было обнаружена реликтовая волокно-подобная структура из звезд в области звездообразования в Орионе, связанная, по мнению авторов, с первым этапом звездообразования в этой области. Звездное волокно было также обнаружено в области Vela ОВ2 [19]. Это волокно включает в себя рассеянные скопления NGC 2547, NGC 2451В, Collinder 132 и несколько вновь открытых скоплений.
В данной диссертационной работе соискателем был поставлен ряд целей, достижение которых позволяет углубить наше понимание структурах звездных скоплений, их динамической эволюции и звездного состава. Также, целями работы было определить фундаментальные характеристики для ряда малоизученных рассеянных звездных скоплений и исследовать их структуру, исследовать свойства Галактического диска по данным фотометрии в полях специально отобранных РЗС, выяснить особенности формирования звездных скоплений на примере области звездообразования G174 2.5.
Цели диссертационной работы.
1. Определить фундаментальные характеристики (возраст, гелиоцентрическое расстояние, избыток цвета) для мало изученных рассеянных звездных скоплений; получить оценки их размеров и количества звезд в них.
2. Получить новые данные о коронах звездных скоплений на основе архивных наблюдательных данных. Определить динамические причины формирования долгоживущих корон рассеянных скоплений и их динамические свойства на основе анализа результатов численных экспериментов в рамках задачи N тел.
3. Выявить различия в пространственном распределении звезд различных населений в шаровом скоплении шGen.
4. Установить наиболее вероятный механизм формирования звезд голубых бродяг в шаровом скоплении Агр 2.
5. Исследовать возможность изучения крупномасштабной структуры диска Галактики по данным фотометрии в площадках рассеянных звездных скоплений. Получить свидетельства об искривлении и расширении диска Галактики.
6. Определить свойства поля скоростей, получить структурные характеристики и характеристики звездного состава ближайших к Солнцу рассеянных скоплений по данным Gaia DR2.
7. Разработать новый подход к исследованию структуры и населения звездных скоплений на основе метода KDE, в том числе к получению функции светимости и функции масс звездных скоплений, оценок массы звездных скоплений.
8. Получить поправочные коэффициенты к массе звездного скопления, определенной по его функции светимости, учитывающие наличие в скоплении неразрешенных двойных и кратных систем.
9. Исследовать особенности формирования звездных скоплений в областях звездообразования.
Основные положения, выносимые на защиту.
1. Впервые проведено детальное исследование 25 мало изученных рассеянных скоплений. Получены их структурные и фотометрические характеристики (радиусы, гелиоцентрические расстояния, избытки цвета, возрасты) .
2. Показано, что крупномасштабную структуру диска Галактики можно изучать по данным фотометрии в полях рассеянных звездных скоплений. Исследовано искривление и расширение диска Галактики в направлении третьего галактического квадранта.
3. Подтверждено существование протяженных корон рассеянных звездных скоплений. Исследована эволюция распределения звездной плотности в численных моделях корон рассеянных звездных скоплений; с этой целью были получены формулы для построения радиального профиля пространственной плотности методом KDE. Исследована динамика корон численных моделей скоплений, выяснена причина формирования корон скоплений: существование периодических орбит звезд с энергиями больше критической и периодами, сравнимыми с временем жизни скоплений, и большого числа близких к таким орбитам обратных незамкнутых траекторий звезд.
4. Показано, что функцией Кинга нельзя описывать распределение поверхностной плотности звезд во внешних областях рассеянных звездных скоплений. Необходимо использовать комбинированную функцию, состоящую из функции Кинга для области ядра скопления и функции плотности пространственно-однородной короны.
5. Создан новый Атлас звездных скоплений Галактики на основе данных о положениях и размерах 3291 скопления. Онлайн-версия атласа предназначена для отождествления скоплений в площадках произвольного размера.
6. Обнаружены приливные хвосты Rup 147 и Альфа Персея, получена выборка вероятных членов скопления Плеяды и исследована его кинематика и динамика, определены структура и возраст звездного потока в окрестности скопления Альфа Персея. Предложен метод оценки вероятности принадлежности группах звезд к скоплению («метод равномерного фона»).
7. Выявлены различия в распределении звезд разных населений в шаровом скоплении Омега Центавра (ортогональность больших полуосей эллипсов, аппроксимирующих изолинии поверхностной плотности, и более сильная концентрация звезд населения богатого металлами к центру скопления), свидетельствующие о том, что это скопление было ядерным скоплением карликовой галактики, аккрецированной Млечным Путем. Показано, что наиболее вероятным механизмом образования голубых бродяг в шаровом скоплении Агр 2 является эволюция первичных двойных систем.
8. Обнаружено, что гало экстремально молодого звездного скопления NGC 2070 в Большом Магеллановом Облаке состоит из большого числа подгрупп, совпадающих с волокнами туманности Тарантул и имеющих форму дуг или оболочек. Исследовано распределение погруженных скоплений в области звездообразования G174 2.5. обнаружено неизвестное ранее скопление S232IR, расположенное на западной стороне области ионизованного водорода S112-232.
9. Показано, что из-за наличия неразрешенных двойных и кратных систем в звездном скоплении оценка его массы, получаемая по функции светимости, будет занижена. Предложен метод «составления пары с ограничением по светимости» для определения масс компонент неразрешенной кратной системы. Получены поправочные коэффициенты к оценке массы скопления в зависимости от доли неразрешенных двойных и кратных звезд и вида распределения отношения масс их компонент.
Научная новизна.
Впервые проведено подробное исследование 25 мало изученных РЗС. Показано, что 5 из них, скорее всего, не являются звездными скоплениями, а представляют собой группы звезд, случайно оказавшихся рядом в проекции на небесную сферу. Получены свидетельства искривления и расширения диска Галактики на больших расстояниях от Солнца по данным фотометрии в полях рассеянных скоплений.
На основе данных каталога Gaia DR2 проведено исследование близких рассеянных скоплений Плеяды, Альфа Персея и Ruprecht 147, в результате которого были полученных новые данные о структуре, кинематике и динамике этих скоплений. В частности, показано, что ядро скопления Плеяды гравитационно неустойчиво и обладает вращением в «прямом» направлении. Выяснена структура звездного потока, связанного со скоплением Альфа Персея; показано, что поток имеет возраст около 5 миллиардов лет, обладает заметным населением белых карликов и расположен в среднем в 90 парсеках дальше скопления. Обнаружены приливные хвосты скоплений Ruprecht 147 и Альфа Персея.
Предложен «метод равномерного фона» для оценки вероятности принадлежности группы звезд к скоплению. Получена выборка вероятных членов скопления Плеяды, существенно полная (10% потерянных звезд) и существенно «чистая» (5% звезд поля).
Подтверждено существование протяженных корон рассеянных звездных скоплений. Рассмотрена динамика корон рассеянных звездных скоплений и выяснена причина их формирования: существование периодических орбит звезд с энергиями больше критической и периодами, сравнимыми с временем жизни скоплений, и большого числа близких к таким орбитам обратных незамкнутых траекторий звезд.
Разработан комплексный подход к определению параметров звездных скоплений методом KDE. Отработана методика получения функций блеска (функций светимости) и функций масс звездных скоплений, показаны преимущества метода KDE перед методом гистограмм.
Для рассеянного скопления NGC 4337 проведено сравнение оценок массы по его функции блеска (фотометрическая оценка) и по дисперсии скоростей, полученной по данным о лучевых скоростях звезд вероятных членов скопления (динамическая оценка). Показано, что динамическая оценка в несколько раз больше фотометрической оценки массы. Выдвинуто предположение о том, что значение дисперсии скоростей завышено, и одна из возможных причин — это наличие неразрешенных двойных звезд в выборке.
Исследовано влияние неразрешенных кратных звезд на фотометрическую оценку массы скопления. Получены поправочные коэффициенты к массе скопления, найденной в предположении, что все звезды в скоплении одиночные. С этой целью предложен метод «составления пары с ограничением по светимости» (‘luminosity-limited pairing’) и доказано, что именно этот метод должен использоваться при уточнении массы скопления за счет наличия неразрешенных кратных звезд.
Впервые показано существование значимых различий в пространственном распределении звезд разных населений в шаровом скоплении ш Сеп.
Получены аргументы в пользу того, что голубые бродяги в шаровом скоплении Агр 2 образовались в результате переноса вещества между компонентами первичных тесных двойных систем в скоплении.
Впервые обнаружена и исследована сложная структура гало звездного скопления NGC 2070 в Большом Магеллановом облаке.
Обнаружено новое, не известное ранее звездное скопление S232IR в области звездообразования G174 2.5.
Полученные в диссертации результаты важны для понимания процессов, происходящих в звездных скоплениях, а также для понимания «экологии» подсистемы рассеянных звездных скоплений в диске Галактики. Основные результаты используются для сравнения теоретических исследований динамики звездных скоплений с полученными наблюдательными данными.
Научная и практическая значимость.
За последние 20 лет, благодаря развитию техники инфракрасных наблюдений и появлению больших фотометрических и спектроскопических обзоров, представления о звездных скоплениях существенным образом изменились. В Галактике были обнаружены молодые населенные скопления. Оказалось, что шаровые скопления содержат несколько населений звезд разного химсостава и возраста. Значительно увеличилось количество известных рассеянных скоплений. Были открыты «погруженные» скопления — скопления на самой ранней стадии формирования. Открыты и активно изучаются «центральные» («ядерные») звездные скопления в ядрах галактик. Интерес к звездным скоплениям особенно усилился в связи с успешной работой космической миссии Gaia, что привело к значительному увеличению числа публикаций по этой тематике.
Изучение звездных скоплений имеет большое значение для астрономии в целом и для астрофизики в частности. Изучение «погруженных» скоплений дает ключ к пониманию процессов звездообразования. Диаграммы «звездная величина-показатель цвета» скоплений являются основным «пробным камнем» для теории звездной эволюции. Изучение скоплений дает возможность делать выводы о структуре и кинематике Галактики, о ее динамической и химической эволюции. Звездные скопления содержат уникальные астрофизические объекты («голубые бродяги», миллисекундные пульсары, катаклизмические переменные звезды). Звездные скопления позволяют исследовать гравитационное взаимодействие многих тел на самых разных масштабах. Таким образом, звездные скопления представляют собой уникальные лаборатории по изучению астрофизики, звездной динамики и фундаментальной физики.
Представленная работа включает в себя исследования по многим из перечисленных выше направлений. Разработанные автором методы, программное обеспечение могут применяться другими исследователями в этой области звездной астрономии. Полученные результаты (выборки звезд, списки скоплений и их характеристики) способны стать отправной точкой для новых исследований. Выводы о существовании протяженных корон рассеянных скоплений и о причинах их формирования могут использоваться для дальнейшего развития теоретических представлений о динамике звездных скоплений.
Методология и методы исследования
Задачи диссертации решались при помощи анализа архивных наблюдательных данных (обзор неба в инфракрасном диапазоне 2MASS, каталог Gaia DR2), а также оригинальных наблюдательных данных по фотометрии и спектроскопии в полях звездных скоплений, полученных соавторами соискателя. Данные загружались из соответствующих каталогов и анализировались при помощи авторского программного обеспечения, написанного на языке программирования FORTRAN, а также различных специализированных пакетов программ (например, Aladin, TopCat и других). Для получения и анализа функций распределения, характеризующих скопление, соискатель широко использует метод Kernel Density Estimator (KDE).
Достоверность представленных результатов
Достоверность представленных в диссертационной работе результатов исследования структуры, звездного состава и динамики звездных скоплений подтверждается сравнением с теоретическими и наблюдательными данными других авторов и обсуждением полученных результатов на конференциях и семинарах. Результаты опубликованы в ведущих мировых рецензируемых журналах.
Апробация работы. Результаты по теме диссертации докладывались на объединенном семинаре кафедры астрономии, геодезии, экологии и мониторинга окружающей среды и Коуровской астрономической обсерватории УрФУ, на всероссийских и международных конференциях.
1. Всероссийская конференция по звездной динамике и небесной механике, Косалма, Карелия, Россия, 15-18 июня 1993 г.
2. 24-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 30 января - 03 февраля 1995 г.
3. Международная конференция “Structure and Evolution of Stellar Systems”, г. Петрозаводск, Карелия, Россия, 13-17 августа 1995 г.
4. JENAM-2000, 9-th European and 5-th Euro-Asian Astronomical Society Conference, г. Москва, Россия, 29 мая - 3 июня 2000 г.
5. 30-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 29 января - 02 февраля 2001 г.
6. Международная конференция “New horizons in globular cluster astronomy”, г. Падуя, Италия, 24-28 июня 2002 г.
7. 39-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 01-05 февраля 2010 г.
8. 40-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 31 января - 04 февраля 2011 г.
9. 41-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 30 января - 03 февраля 2012 г.
10. Всероссийская конференция “Современная звездная астрономия 2013”, г. Санкт-Петербург, Россия, 10-12 июня 2013 г.
11. 44-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 02-06 февраля 2015 г.
12. 45-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 01-05 февраля 2016 г.
13. Международная конференция “COSMIC-LAB: Star Clusters as Cosmic Laboratories for Astrophysics, Dynamics and Fundamental Physics” (MODEST 16), г. Болонья, Италия, 18-22 апреля 2016 г.
14. Всероссийская конференция “Современная звездная астрономия 2016”, г. Кисловодск, Россия, 08-10 июня 2016 г.
15. Международная конференция “Stellar aggregates over mass and spatial scales”, г. Бад-Хоннеф, Германия, 05-09 декабря 2016 г.
16. 46-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 30 января - 03 февраля 2017 г.
17. Всероссийская конференция “Современная звездная астрономия 2017”, г. Екатеринбург, Россия, 14-16 июня 2017 г.
18. Международная конференция MODEST 17 “Under Prague’s Starry Skies”, г. Прага, Чешская республика, 18-22 сентября 2017 г.
19. 47-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 29 января - 02 февраля 2018 г.
20. Совещание международной рабочей группы “Open cluster study with Gaia data”, г. Брно, Чешская республика, 08-10 июня 2018 г.
21. Всероссийская конференция “Современная звездная астрономия 2018”, г. Москва, Россия, 22-26 октября 2018 г.
22. 48-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 28 января - 01 февраля 2019 г.
23. IAU Symposium No. 351, MODEST 19 “Star Clusters: From the Milky Way to the Early Universe”, г. Болонья, Италия, 27-31 мая 2019 г.
24. Всероссийская конференция “Современная звездная астрономия 2019”, и. Нижний Архыз, Россия, 07-11 октября 2019 г.
25. 49-я студенческая научная конференция “Физика Космоса”, г. Екатеринбург, Россия, 27-31 января 2020 г.
26. Всероссийская с международным участием научная конференция студентов и молодых ученых «Астрономия и исследование космического пространства», г. Екатеринбург, Россия, 1-5 февраля 2021 г.
Личный вклад автора
Соискатели в равной степени с другими соавторами участвовал в постановке задач. Им разработано оригинальное программное обеспечение для анализа наблюдательных данных, проведено необходимое тестирование. Соискателем выполнены расчеты, проанализированы полученные результаты, сформулированы выводы. В необходимых случаях, вклад соискателя конкретизируется при описании отдельных полученных результатов.
В частности, соискателем:
1. Показано, что большие полуоси эллипсов, аппроксимирующих изолинии поверхностной плотности распределения звезд разных населений в скоплении ш Сеп, ортогональны в центральной части скопления.
2. Обнаружена более сильная концентрация звезд населения богатого металлами к центру скопления ш Сеп по сравнению с малометалличными звездами.
3. Исследована эволюция распределения звездной плотности в численных моделях корон рассеянных звездных скоплений; с этой целью были получены формулы для построения радиального профиля пространственной плотности методом KDE.
4. Разработана новая методика для оценки радиуса скопления по радиальному профилю плотности, позволяющая минимизировать субъективный фактор и обеспечивающая более высокую точность, чем другие методики.
5. Разработана методика для определения центра скопления с помощью линейной плотности, полученной методом KDE. При этом показано, что центр скопления в значительной степени условное понятие и что положение центра различается для звезд разных населений, разной звездной величины.
6. Разработан метод оценки вероятности принадлежности группы звезд к скоплению («метод равномерного фона»).
7. Разработан метод определения массы компонент неразрешенной двойной системы по ее светимости (метод «составления пары с ограничением по светимости»; ‘luminosity-limited pairing’).
8. Разработан комплексный подход к определению параметров звездных скоплений методом KDE.
Структура и объем диссертации.
Диссертация объемом 318 с. состоит из пяти глав, введения, заключения и списка литературы, содержащего 299 названий. Число рисунков — 81, таблиц — 23.

Купить