Остаточные скорости и химический состав маломассивных звезд являются реальными носителями информации о химической и динамической эволюции Галактики и могут многое нам поведать об истории формирования ее подсистем. Эффективным инструментом извлечения этой информации оказываются комплексные статистические исследования указанных характеристик звезд галактического поля и скоплений. При этом задача исследований двоякая: выявление существующих в природе закономерностей и, одновременно, недопущение принятия искусственной, несуществующей в природе закономерности. Оба аспекта задачи в исследованиях звездных населений Галактики стоят очень остро, поскольку искомые изменения параметров внутри каждой галактической подсистемы, как правило, не превышают ошибок измерения этих параметров для отдельных объектов. Именно поэтому результаты разных авторов, основанные на использовании небольших по объему выборок звезд, зачастую противоречат друг другу. Отсюда ключевым моментом в данном вопросе, наряду с качеством, надежностью и однородностью используемых наблюдательных данных, является также и их количество, достаточное для получения статистически значимых результатов.
Актуальность проблемы Вопросы строения, формирования и эволюции нашей Галактики являются одними из самых актуальных в современной астрофизике. Наиболее подходящими объектами для получения необходимой информации являются непроэволюционировавшие F-G-звезды, находящиеся на стадии горения водорода в центре, поскольку из-за низкой температуры в их недрах они долгое время находятся в полосе главной последовательности и среди них присутствуют самые старые звезды Галактики. Кроме того, атмосферы таких звезд сохраняют практически неискаженным химический состав межзвездной среды, из которой они в свое время образовались. Исследование детального химического состава в атмосферах этих долгоживущих маломассивных звезд способно помочь восстановлению хронологической последовательности событий в ранней Галактике. Дело в том, что различные химические элементы синтезируются в звездах разных масс, которые эволюционируют с разной скоростью и последовательно обогащают межзвездную среду продуктами прошедших в них реакций ядерного синтеза. Поэтому относительные содержания некоторых химических элементов в последующих поколениях звезд позволяют оценить относительный возраст звезд. Особенно важное значение имеет исследование относительных содержаний а-элементов, которые дают возможность извлечь информацию как о скорости звездообразования, так и о перемешивании межзвездной среды в каждой исследуемой подсистеме Галактики.
В настоящий момент в окрестности Солнца находятся представители всех галактических подсистем. Восстановление галактических орбит и проведение на их основе сегрегации звезд по подсистемам позволит получить представление об объемах, оккупированных в Галактике объектами разных подсистем, и проследить закономерности между металличностью, относительными содержаниями некоторых химических элементов, кинематикой и возрастом, существующие среди звезд внутри каждой из них.
Развитие сети наземных и спутниковых автоматических станций наблюдения привело к тому, что появились объемные каталоги, содержащие однородные прецизионные астрометрические и фотометрические данные для многих тысяч звезд. Эти данные позволяют определять для значительной части из них эффективные температуры, абсолютные звездные величины, металличности, компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для последующего проведения по ним комплексных статистических исследований. Одновременно ввод в действие новых мощных телескопов и прогрессирующее развитие приемников излучения стимулировало совершенствование теоретических методов анализа спектров и построение более реалистических моделей атмосфер звезд. В результате к настоящему моменту в различных астрономических центрах накоплено большое количество определений разными авторами детального химического состава в ближайших звездах поля. Разнородность этих данных не всегда позволяет их непосредственно сравнивать между собой, поэтому первоочередной становится задача приведения данных в однородные шкалы.
Лишь небольшой процент звезд, из находящихся в настоящее время в окрестностях Солнца, принадлежит сферическим подсистемам Галактики. Поэтому при рассмотрении вопросов, касающихся формирования и эволюции последних, очень важное значение имеют исследования старейших объектов Галактики — шаровых звездных скоплений и переменных звезд типа RR Лиры поля, поскольку они видны на значительных расстояниях от Солнца и позволяют непосредственно наблюдать их пространственное распределение. Для этих объектов также появилось в последнее время большое количество прецизионных измерений параметров. Отсюда возникает следующая актуальная задача — получение по разным объектам характерных свойств старых подсистем Галактики и сравнение их между собой. Такая работа существенно увеличивает надежность окончательных выводов.
Значительные силы и средства потрачены на получение этих данных, но далеко не вся возможная информация извлечена из уже опубликованного наблюдательного материала. Его привлечение позволит существенно прояснить многие вопросы формирования и эволюции галактических подсистем, установить характер процессов звездообразования и обогащения тяжелыми элементами на разных стадиях эволюции, понять происхождение многих наблюдаемых сейчас свойств Галактики. Отсюда совершенно очевидна огромная важность систематизации этого материала, его астрофизического анализа и установления на этой основе принципиальных особенностей эволюции Галактики.
Целью работы является воссоздание структуры Галактики, выявление существующих закономерностей и восстановление хронологии формирования, а также химической и динамической эволюции каждой галактической подсистемы на основе специально составленных больших репрезентативных выборок однородных определений химического состава, пространственных скоростей, элементов галактических орбит и возрастов звезд и шаровых скоплений, используя методы комплексного статистического исследования.
Работа состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы, включающего 249 источников. Результаты, изложенные в работе, получены в течение более чем двадцати лет и размещены в порядке, соответствующему их завершению. Каждый параграф представляет собой отдельное, законченное исследование, результаты которого опубликованы, как правило, в нескольких статьях. В начале каждого параграфа описано предшествующее состояние разрабатываемой в нем проблемы.
В первых двух главах в качестве объекта исследования использованы F-звезды главной последовательности, а в качестве основного инструмента определения их физических параметров — среднеполосная фотометрическая система uvby,/?.
В главе 1 исследуются взаимосвязи между металличностью, скоростью и возрастом в тонком диске на основе групповых оценок указанных параметров для больших выборок звезд. Наиболее значимым результатом главы является обнаружение «двумерности» связи между возрастом и металличностью, предполагающей, что пространственное распределение содержания металлов в межзвездной среде было вначале весьма неоднородным, но со временем неоднородность уменьшалась, а средняя метал-личность увеличивалась.
В главе 2 продолжено исследование зависимости характерных параметров звезд тонкого диска от возраста, но уже на основе индивидуальных определений возрастов, компонентов скоростей и элементов галактических орбит звезд. Учитывая эффекты селекции в исходной выборке, в главе уточнено поведение зависимости «возраст — металличность», исследовано изменение с возрастом градиентов металличности, а также параметров эллипсоидов скоростей и вертикальной структуры звезд разной металличности.
В главе 3 исследуются свойства старейших объектов Галактики — шаровых звездных скоплений и переменных звезд типа RR Лиры поля. Разработаны критерии сегрегации объектов по подсистемам Галактики. Показано, что подавляющая часть малометалличных ([Fe/H] < —1.0) звезд поля и шаровых скоплений попало в Галактику из разрушенных се приливными силами карликовых галактик-спутников. Эти объекты образуют подсистему «аккрецированного» гало, которая значительно больше по размерам, чем подсистемы «собственного» гало и толстого диска, образованные генетически связанными объектами. Исследуются свойства и определяются характерные параметры всех выделенных подсистем.
В четвертой, важнейшей главе диссертации, основываясь на спектроскопически определенных содержаниях железа, магния и европия в близких F-G-звездах и вычисленных для них элементах галактических орбит, восстанавливается хронология формирования и последующая эволюция всех подсистем Галактики. Приводятся доказательства существования вблизи Солнца звезд внегалактического происхождения, и анализируется история звездообразования в их родительских карликовых галактиках-спутниках, разрушенных приливными силами нашей Галактики.
В заключении суммируются полученные результаты.
Научная новизна работы заключается в том, что в первые получены следующие результаты.
• Обнаружены точки поворота на диаграмме «цвет — абсолютная звездная величина» для звезд тонкого диска и показано, что нижние огибающие главных последовательностей звезд разной металлично-сти в пределах спектрального диапазона F совпадают между собой. Показано, что в тонком диске связи металличности и относительного содержания магния с возрастом не являются однозначными и среди звезд одинакового возраста существует реальная дисперсия химического состава.
Исследованы зависимости параметров эллипсоидов скоростей F звезд тонкого диска от их металличности и возраста. Показано, что ни один из известных релаксационных механизмов в диске не в состоянии объяснить выявленные зависимости, поэтому сделан вывод, что кинематика звезд зависит в основном от динамического состояния межзвездного газа на момент их образования.
Показано, что в тонком диске абсолютные величины радиального и вертикального градиентов металличности и обнаруженного вертикального градиента относительного содержания магния систематически уменьшаются при переходе к более старым звездам.
На базе восстановленного статистическим методом реального распределения F-звезд по высоте над галактической плоскостью показано, что в процессе эволюции дисковая подсистема в целом становится более плоской и при одинаковом возрасте концентрация к плоскости Галактики у металличных звезд всегда значительно выше, чем у малометал личных.
На основе исследования относительных содержаний магния, [Mg/Fe], в звездах тонкого диска показано, что скорость звездообразования в нем уменьшается с увеличением галактоцентрического расстояния и за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.
На основе предложенных в работе критериев проведена сегрегация всех доступных шаровых скоплений, переменных типа RR Лиры поля и высокоскоростных звезд поля по трем старым подсистемам Галактики (толстый диск, «собственное» гало и «аккрецированное» гало). Определены характерные параметры подсистем и проведен сравнительный анализ взаимосвязей между относительными содержаниями магния, металличностями и пространственными положениями звездных объектов внутри каждой подсистемы.
Обнаружено, что относительные содержания магния в звездах толстого диска лежат в диапазоне (0.0 < [Mg/Fe] < 0.5) и уменьшаются с ростом металличности, начиная от точки [Fe/H] ^ —1.0. Это интерпретируется в пользу большой длительности процесса звездообразования в толстом диске.
В толстом диске обнаружены вертикальные градиенты металличности и относительного содержания магния, которые могут появиться в подсистеме только в случае формирования ее или в условиях медленного коллапса протогалактики или в случае неоднократного «разогревания» звезд первичного тонкого диска массивными галактиками-спутниками.
Приводятся доказательства того, что часть шаровых скоплений и звезд поля ведут свое происхождение от карликовых галактик-спутников, разрушенных приливными силами Галактики на разных этапах ее эволюции. В итоге показано, что подавляющее число мало-мсталличных объектов [Fe/H] < —1.0 в сферической составляющей Галактики имеют предположительно внегалактическое происхождение.
Обнаружено, что предположительно аккрецированные шаровые скопления демонстрируют одновременное уменьшение массы (полной светимости) и возраста с увеличением галактоцентрического расстояния, создавая дефицит далеких старых массивных скоплений.
Показано, что у звезд собственного галактического гало отношения [Mg/Fe] > 0.2. Это свидетельствует о сравнительной однородности межзвездного вещества в ранней Галактике на стадии формирования собственного гало.
Обнаружено, что для всех старых предположительно аккрециро-ванных звезд отношение [Eu/Mg] > 0.0, что значительно больше, чем для звезд, генетически связанных с Галактикой, а относительные содержания магния достигают отрицательных значений отношений [Mg/Fe], Отсюда сделан вывод о том, что максимальные массы сверхновых SNe II за пределами ранней Галактики были меньше, чем внутри нее.
На основании обнаруженных связей между относительными содержаниями магния, значениями металличности и элементами орбит предположительно аккрецированных звезд выдвинуто предположение, что при уменьшении масс карликовых галактик в них одновременно уменьшаются максимальные массы сверхновых SNell, а следовательно, и выход а-элементов.
Достоверность полученных результатов и обоснованность выводов работы обеспечивается: использованием наиболее точных из опубликованных измеряемых величин различных объектоваккуратным определением параметров звезд поля и шаровых скоплений по современным и оригинальным методикам, тщательным сведением компилятивных данных в однородные шкалы и составлением репрезентативных выборок с объемами, достаточными для получения статистически надежных результатовисследованием свойств каждой подсистемы Галактики по независимым выборкам объектов различных населенийпривлечением для формулирования окончательных выводов результатов других авторов из смежных областей исследованийсогласием выводов с современными представлениями о физике объектовповторением результатов и выводов работы другими авторамицитированием результатов.
Научная, методическая и практическая значимость работы Полученные в диссертации результаты углубляют наши представления о строении и эволюции Галактики и вскрывают несоответствие ряда существующих в этой области концепций наблюдательным данным.
Созданные объемные каталоги однородных астрофизических параметров различных объектов, представленные в Страсбургском центре звездных данных, уже используются и найдут дальнейшее практическое применение в исследованиях структуры, а также химической и динамической эволюции Галактики во многих (в том числе и зарубежных) астрономических учреждениях.
Представление о неоднозначности связи между возрастом и металличностыо в галактическом диске и существовании реальной дисперсии металличиости у звезд любого возраста, уже получившее подтверждение в работах других авторов, заставляет внести существенные коррективы в теорию химической эволюции и происхождения межзвездного вещества в подсистеме. Обоснование вывода о существовании отрицательного тренда скорости звездообразования вдоль галактоцентрического радиуса снимает вопрос о происхождении радиального градиента металличиости в тонком диске.
Вывод о том, что населения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля образуют в Галактике три, а не две старые подсистемы толстый диск и «собственное» гало с одной стороны, и «аккрецирован-ное» гало — с другой, заставляет отказаться от устоявшейся концепции, согласно которой все объекты Галактики образовались из единого прото-галактического облака. Причем среди малометалличных объектов аккрс-цированные составляют большинство в сферической подсистеме, а относительные содержания химических элементов, произведенных в разных процессах ядерного синтеза, у них значимо отличаются от аналогичных содержаний у звезд, генетически связанных с единым протогалактиче-ским облаком. Этот вывод открывает новое направление в теории формирования и химической эволюции нашей и других галактик.
Обнаружение в «аккрецированном» гало наблюдательных проявлений зависимости начальной функции масс звезд от полной массы их родительских карликовых галактик диктует настоятельную необходимость в получении новых наблюдательных данных о химическом составе и кинематике малометалличных субкарликов и субгигантов поля. Можно полагать, что эти выводы послужат стимулом к развертыванию наблюдательных программ в этой области.
Методическую ценность имеют следующие разработки. Результаты исследований систематических эффектов, вызываемых случайными ошибками в определении расстояний, покраснений, индексов металлично-сти и светимости F-звезд по данным uvbyфотометрии. Экспресс-метод для массового компьютерного определения возрастов звезд по теоретическим изохронам. Метод статистического восстановления реального распределения по высоте различных объектов на солнечном галактоцентри-ческом расстоянии, основанный на вычислении вероятности нахождения звезд в разных участках орбиты. Методика сведения разнородных наблюдательных данных в однородные шкалы с присвоением веса как каждому источнику, так и каждому индивидуальному измерению. Метод сегрегации звездных объектов по подсистемам Галактики.
На защиту выносятся следующие результаты.
1. Обнаружение в тонком диске неоднозначности связей «возраст — ме-талличность» и «возраст — относительное содержание магния» и существования реальной дисперсии химического состава среди звезд одинакового возраста. Вывод о большой дисперсии отношения [Fe/H] в первые несколько миллиардов лет формирования подсистемы и о начавшемся примерно 5 млрд. лет назад ее уменьшении с одновременным увеличением средней металличности и уменьшением среднего относительного содержания магния в результате активизации процессов звездообразования и перемешивания межзвездной среды.
2. Обнаружение различия степени концентрации к плоскости Галактики и параметров эллипсоидов скоростей у звезд тонкого диска разной металличности, но одинакового возраста. Вывод о том, что звезды разной металличности рождаются в каждый момент времени из вещества, находящегося в различных динамических состояниях, причем большие размеры подсистемы малометалличных ([Fe/H] < —0.1) звезд поддерживаются падением на диск бедного металлами газа из внешних областей Галактики.
3. Обнаружение изменения хода зависимости «[Mg/Fe] - [Fe/H]» в тонком диске с удалением от центра Галактики и вывод о том, что скорость звездообразования уменьшается с увеличением галактоцен-трического расстояния, при этом за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно.
4. Результаты разнесения шаровых скоплений и высокоскоростных звезд поля по подсистемам Галактики и вывод о том, что подавляющее число малометалличных объектов ([Fe/H] < —1.0) в сферической составляющей имеют предположительно внегалактическое происхождение.
5. Обнаружение в подсистеме толстого диска отрицательного вертикального градиента металличности среди шаровых скоплений, переменных звезд типа RR Лиры поля и F-G-карликов поля и положительного вертикального градиента относительных содержаний магния среди звезд поля.
6. Обнаружение тенденции уменьшения относительного содержания магния в звездах толстого диска с ростом металличности, начиная от значения [Fe/H] «—1.0, и вывод о большой длительности процесса звездообразования в подсистеме.
7.
Заключение
о нахождении на больших галактоцентрических расстояниях преимущественно маломассивных «аккрецированных» шаровых скоплений малого возраста и вывод о том, что маломассивные шаровые скопления образовывались преимущественно в карликовых галактиках низкой массы.
8.
Заключение
о различии отношений [Eu/Mg] в «аккрецированных» и генетически связанных звездах Галактики и об уменьшении относительных содержаний магния с увеличением размеров и наклонов орбит «аккрецированных» звезд. Следующий отсюда вывод об уменьшении максимальных масс SNe II в их родительских карликовых галактиках-спутниках с уменьшением полной массы последних.
Реализация результатов работы. Результаты диссертации нашли отражение в отчетах по НИР, выполненных по планам НИИ физики и кафедры физики космоса РГУ, а также по грантам «Межотраслевая научно-техническая программа Астрономия» 1992—1995, «Ключевые проблемы астрономии» 1993;1996, ESO-1994, ESO-1995, Университеты России 1993 — 1995, Миннауки 1994, 1995, РФФИ — 00−02−17 689, Роснауки -02.438.11.7001, Федерального агентства по образованию РНП — 2.1.1.3486 и 2.2.3.1.3950.
Апробация работы. Результаты работы докладывались на астрофизических семинарах отдела космических исследований НИИ физики и кафедры физики космоса РГУ, а также семинарах САО РАН, ИНА-САН и ГАИШ МГУна международных конференциях: «Создание и обработка астрономических каталогов на ЭВМ» (Рига, 1986), «Структура и эволюция звездных систем» (Петрозаводск, 1995), «Переменные звезды — ключ к пониманию строения и эволюции Галактики» (Москва, 1999), Собрании Европейского астрономического общества JENAM.
2000 (Москва, 2000), «Звездная динамика: от классической до современных моделей» (Санкт-Петербург, 2000), «Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик» (Украина, Одесса, 2002), «От лития до урана» (IAU Symposium 228, Франция, 2005) — на Всесоюзных и Всероссийских совещаниях: «Структура галактик и звездообразование» (Киев, 1983), «Химическая эволюция галактик» (Н. Архыз, 1985), совещание РГ «Галактика» и «Звездные скопления» (Свердловск, 1986), «Актуальные проблемы астрофизики» (Абрау-Дюрсо, 1986), «Физика звездных атмосфер» (Ростов-на-Дону, 1987), «Звездные скопления» (Свердловск, 1987), «Кинематика и динамика звездных систем» (Ленинград, 1988), «Проблемы физики и динамики звездных систем» (Ташкент, 1989), ВАК.
2001 (Санкт-Петербург), ВАК-2004 (Москва), «Звездные системы» (Москва, 2006) «Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее» (Санкт-Петербург, 2006).
Личный вклад автора. Автору принадлежит постановка всех задач, формулировка всех выводов и написание текстов всех статей, за исключением § 1.1 и § 1.3. Разработка методик определения физических и кинематических параметров звезд, принципы составления компилятивных каталогов, проведение статистической обработки данных и астрофизический анализ результатов принадлежат автору равноправно с Ю. Г. Шевелевым в главах 1, 2 и с Т. В. Борковой в главах 3, 4. В § 1.1 и § 1.3 постановки задач и формулировки выводов принадлежат автору равноправно с А. А. Сучковым, а интерпретации результатов принадлежат автору равноправно с А. А. Сучковым и Ю. Г. Шевелевым.
Основное содержание диссертации изложено в следующих публикациях:
1. Марсаков В. А., Сучков А. А., Шевелев Ю. Г. Химический состав F-звезд околосолнечной окрестности. // Астрон. Журн. — 1984. -Т.61. — С.483−490.
2. Шевелев Ю. Г., Сучков А. А., Марсаков В. А. О содержании гелия в F-звездах диска. // Астрон. Цирк. — 1985. — № 1372. — С. 1−3.
3. Марсаков В. А., Шевелев Ю. Г. Каталог определений металличности, компонентов скоростей и элементов орбит F5-K5 карликов в окрестности 80 парсек от Солнца. // Научн. информ. Астросо-вета АН СССР — 1986. — № 59. — С.61−63.
4. Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А. Каталог определений /Fe/H'], расстояний, компонентов скоростей и элементов орбит F-звезд южного галактического полюса. // Научн. информ. Астросовета АН СССР.
— 1986. — № 59. — С.67−69.
5. Марсаков В. А., Сучков А. А., Шевелев Ю. Г. О содержании гелия в звездах диска и скоплениях Гиады и Кома, //в «Звездные скопления». Свердловск, 1987, Материалы научн. конф. — 1987. — С.40−44.
6. Марсаков В. А., Сучков А. А., Шевелев Ю. Г. Обнаружение точки поворота F-звезд поля. Возраст диска Галактики. // Астрон. Цирк.
— 1987. — № 1485. — С. 1−3.
7. Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А., Сучков А. А. Связь между возрастом, кинематикой и металличностъю F-звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. — 1987. — № 1486. — С. 1−3.
8. Сучков А. А., Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А. Парадокс соотношения кинематика — металличность для звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. — 1987 — № 1501. — С. 1−3.
9. Шевелев Ю. Г., Сучков А. А., Марсаков В. А. Ширина главной последовательности: роль эффектов возраста, металличности и содержания гелия. // Астрон. Цирк. — 1987. — № 1514. — С.1−2.
10. Шевелев Ю. Г., Сучков А. А., Марсаков В. А. Содержание гелия и светимость F-звезд главной последовательности по данным фотометрической системы uvbyj3. // Астрон. Журн. — 1987. — Т.64. -С.747−755.
11. Марсаков В. А., Сучков А. А., Шевелев Ю. Г. Загадка несоответствия между кинематическим и изохронным возрастом F-звезд. // Астрон. Цирк. — 1988. — № 1533. — С.9−10.
12. Марсаков В. А., Шевелев Ю. Г. Шкала расстояний, покраснения и пространственные вариации металличности F-звезд в окрестности Солнца. 11 Астрон. Журн. — 1988. — Т.65. — С.918−926.
13. Marsakov V.A., Shevelev Yu.G. The catalogue of metallicities, velocity components, and orbital parameters for F2-K5 dwarfs in the vicinity of 80 pc from the Sun. // Bull. Inform. CDS. — 1988. — № 35. — P.129−130.
14. Shevelev Yu. G, Marsakov V. A The catalogue of metallicities, distances, velocity components, and parameters of orbits for F stars of the southern sky. 11 Bull. Inform. CDS. — 1988. — № 35. — P. 131−133.
15. Сучков А. А., Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А. Из чего рождаются рассеянные скопления? II Астрон. Цирк. — 1989. — № 1536. — С.13−14.
16. Шевелев Ю. Г. Марсаков В.А., Сучков А. А. Связь между кинематикой, химическим составом и возрастом F-G звезд диска Галактики. // Астрон. Журн. — 1989. — Т.66. — С.317−327.
17. Сучков А. А., Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А. Структура «главной последовательности» F-G-звезд: эффекты возраста, металличности и содержания гелия. // Астрон. Журн. — 1989. — Т.66. — С.1227−1238.
18. Марсаков В. А., Шевелев Ю. Г. Каталог физических характеристик F-звезд главной последовательности в окрестности 80 пк от Солнца. // Астрон. Цирк. — 1990. — № 1545. — С.11−12.
19. Marsakov V.A., Suchkov А.А., Shevelev Yu.G. F-stars: evidence for «two-dimensional» age-metallicity relation and a new light on the enrichment history of the Solar neighbourhood. // Astrophys. and Space Sci. — 1990. — V.172. — P.51−75.
20. Марсаков В. А. Инверсия зависимости между металличностью и круговой скоростью F-звезд диска Галактики. // Астрон. Цирк. -1991. -№ 1548. — С.9−10.
21. Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А. Каталог физических и кинематических параметров А-звезд главной последовательности в окрестности 80 пк от Солнца. // Астрон. Цирк. — 1991. — № 1548. — С.41−4222.
22. Марсаков В. А. Связь параметров эллипсоидов скоростей F-звезд с их металличностью, температурой и возрастом. // Астрон. Журн. — 1992. — Т.69. — С.1015−1027.
23. Марсаков В. А. Эволюция радиального градиента металличиости в галактическом диске. // Астрон. Цирк. — 1992. — № 1553. — С. 17−18.
24. Марсаков В. А., Шевелев Ю. Г. О релаксации в галактическом диске. // Астрон. Цирк. — 1993. — № 1554. — С.7−8.
25. Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А. Изохронные возрасты близких F-звезд и связь между возрастом и металличностью в галактическом диске. // Астрон. Журн. — 1993. — Т.70. — С. 1218−1227.
26. Марсаков В. А., Шевелев Ю. Г Различие зависимостей параметров эллипсоидов скоростей металличных и малометалличных F-звезд диска от возраста и проблема релаксации. // Астрон. Журн. -1994. — Т.71. — С.368−376.
27. Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А. Эксцентриситеты орбит звезд как статистический индикатор возраста в галактическом диске. // Астрон. Цирк. — 1994. — № 1556. — С.9−10.
28. Шевелев Ю. Г., Марсаков В. А. Изменение радиального и вертикального градиентов металличиости в галактическом диске с возрастом. // Астрон. Журн. — 1995 — Т.52. — С.321−332.
29. Марсаков В. А., Шевелев Ю. Г. Вертикальная структура галактического диска в окрестности Солнца. // Астрон. Журн. — 1995. -Т.72. — С.630−640.
30. Marsakov V.A., Shevelev Yu.G. The catalogue of metallicities, orbital elements, and other parameters for nearby F-stars. // Bull. Inform. CDS. — 1995. — № 47. — P. 13−15.
31. Marsakov V.A. Shevelev Yu.G. Scale-height for the galactic dick subsystems being different in age and metallicity. //in «Structure and evolution of stellar system.» Int. Conf. held in Petrozavodsk, Russia, 15 — 23 Aug. 1995. Eds. Agecian Y.A., Mullari A.A., Orlov V.V. — Saint Petersburg.
— 1997. — P. 150−154.
32. Shevelev Yu.G., Marsakov V.A. On properties of metallicity function of F-stars in the galactic disk. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. — 1998. -V.46. — P. 101−109.
33. Боркова Т. В., Марсаков В. А. Подсистемы шаровых скоплений Галактики. // Астрон. Журн. — 2000. — Т.77. — С.750−772.
34. Borkova T.V., Marsakov V.A. Scenario of Early history of the Milky Way on genetic bound globular clusters //in «Variable stars — key to understanding a structure and evolutions of the Galaxy» Astron., Soc. Conf. held in Moscow. — 23 — 29 Okt. 1999. Eds. Samus N.N., Mironov A.V. — Nizniy Arhys. — 2000. — P. 193−196.
35. Боркова T.B., Марсаков В. А. Подсистемы переменных звезд типа RR Лиры нашей Галактики. // Астрон. Журн. — 2002. — Т.79. -С.510−525.
36. Marsakov V.A., Borkova T.V. Subsystems of the Galactic halo, their structures and compositions. // Odessa Astron. Publ. — 2002. — V.15. -P. 52−60.
37. Borkova T.V., Marsakov V.A. Distant globular clusters with anomalously small masses. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. — 2002. — V.54. — Т.61−65.
38. Borkova T.V., Marsakov V.A. Two populations among the metal-poor field RR Lyme stars. // Astron. Astrophys. — 2003. — V.398. — P.133−139.
39. Боркова Т. В., Марсаков В. А. Звезды внегалактического происхождения в окрестности Солнца. // Письма в Астрон. Журн. — 2004.
— Т.ЗО. — С. 173−184.
40. Боркова Т. В., Марсаков В. А. Сводный каталог спектроскопических определений содержаний химических элементов в звездах с точными параллаксами. Магний. // Астрон. Журн. — 2005. — Т.82. -С.453−465.
41. Марсаков В. А., Боркова Т. В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Толстый диск. // Письма в Астрон. Журн. — 2005. — Т.31. — С.577−591.
42. Borkova T.V., Marsakov V.A. About compiled catalogue of spectroscopic determined chemical abundances for stars with accurate parallaxes. Magnesium. // In: From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Paris, France, May 23−27, 2005. Edited by Hill, V.- Franocis, P.- Primas, F. Cambridge: Cambridge University Press, — 2005. — P.241−242.
43. Marsakov V.A., Borkova T.V. Solar Vicinity: Star of Extragalactic Origin. // In: From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Paris, France, May 23−27, 2005. Edited by Hill, V.- Francois, P.- Primas, F. Cambridge: Cambridge University Press, — 2005. — P.543−544.
44. Марсаков В. А., Боркова Т. В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Тонкий диск. // Письма в Астрон. Журн.- 2006. — Т.32. — С.419−437.
45. Марсаков В. А., Боркова Т. В. Формирование подсистем Галактики в свете содержания магния в звездах поля. Гало. // Письма в Астрон. Журн. — 2006. — Т.32. — С.545−556.
Заключение
.
В заключение перечислим по порядку основные результаты работы.
По данным uvby, /^-фотометрии вычислены нормальные индексы 8тi, 8с и определены металличности для 2472 F-звезд. Обнаружено, что содержание тяжелых элементов у близких F-карликов скачком увеличивается при возрастании эффективной температуры в районе спектрального класса F5- одновременно уменьшается дисперсия металличности. Показано, что распределение металличности карликов F6-G0 нельзя считать гауссовским, но можно рассматривать как сумму двух нормальных кривых. При этом в середине распределения наблюдается дефицит звезд (провал), разделяющий их по металличности на две группыранние F-карлики такого провала не имеют.
Исследованы систематические эффекты, вызываемые случайными ошибками в определениях расстояний, покраснений, индексов металличности и светимости F-звезд из каталогов с uvby, /^-фотометрией. Показано: каталоги F-звезд с V < 9 т содержат не более 30% покрасневших и возможных двойных звезд, причем для них в среднем: избыток цвета (Еъ-у) та 0.02. Из-за больших ошибок /?, незначительной величины покраснения и вероятного наличия неразрешенных двойных звезд для этих каталогов предпочтительнее пользоваться шкалой расстояний, основанной на данных четырехцветной uvby, /^-фотометрии, без процедуры исправления за покраснение. Случайные ошибки в измеряемых величинах и, v, Ь, у, Р приводят к ложным корреляциям: Еъ^у ~ 5 т, ~ 8с которые необходимо учитывать при статистических исследованиях. Показано, что F-звезды диска с разным химическим составом распределены в окрестности Солнца практически равномерно. Обнаружена зависимость между металличностыо и покраснением, которая объясняется присутствием в выборке неразрешенных двойных звезд.
По данным uvby, /^-фотометрии и собственным движениям примерно для 5500 близких F-звезд обнаружено следующее: 1) F-звезды, взятые в узких диапазонах металличности, обнаруживают при [Fe/H] < 0 резкие падения численности на своих распределениях по температурному индексу (Ь—у) с голубой стороны, которые, как мы полагаем, являются точками поворота главной последовательности звезд поля фиксированной металличности. 2) Возрасты соответствующих точек поворота, определенные по теоретическим изохронам, обнаруживают значимую корреляцию со средними остаточными скоростями звезд, лежащих в окрестностях этих точек. 3) Подгруппы звезд разного цвета имеют практически одинаковые остаточные скорости при низкой металличности, но при высокой металличности скорости «красных» подгрупп много больше, чем «голубых» подгрупп. Мы полагаем, что эти свойства F-звезд приводят к «двумер-ности» зависимости между возрастом и металличностью со следующими основными свойствами: большая дисперсия содержания металлов у старых звезд и уменьшение дисперсии с одновременным увеличением средней металличности в сторону уменьшения возрастов. Такая зависимость «возраст — металличность» предполагает, что пространственное распределение содержания металлов в межзвездной среде тонкого диска было вначале довольно неоднородным, но со временем неоднородность уменьшалась, а средняя металличность росла.
Показано, что нижние огибающие главной последовательности групп звезд галактического диска с разной металличностью совпадают между собой. Если предположить, что влияние металличности на положение главной последовательности компенсируется влиянием содержания гелия, то содержание гелия должно меняться с изменением содержания тяжелых элементов как AY «1/3Д lg Z. Сделан вывод, что ввиду противоречия столь сильной зависимости AY от AZ непосредственным определениям содержаний гелия в самых малометалличных звездах, для объяснения этого эффекта следует искать причину в изменениях других параметров звездных атмосфер. Свойства звезд главной последовательности в спектральном диапазоне позднее G3, похоже, отличаются от свойств звезд главной последовательности в диапазоне F2 — G3: при одинаковой металличности у них узкая главная последовательность, а положения нижних огибающих зависят от металличности.
Показано, что при одинаковой металличности F-карлики близки по кинематике к G-гигантам, а G-карлики — к К-гигантам. В целом F-карлики с [Fe/H] < —0.1, являясь химически более «старыми», чем G-карлики с [Fe/H] > -0.1, по кинематике оказываются моложе их. Тот же парадокс обнаруживается при сравнении Gи К-гигантов. Эти результаты можно объяснить, предположив, что звезды рождались из неоднородной по химическому составу среды с растущей со временем средней металличностью. При данной металличности среди холодных звезд тогда будут как старые, так и молодые, а старые горячие звезды должны уже уйти с главной последовательности. G-гиганты в этой картине являются звездами восходящей ветви гигантовони образуются сейчас из более молодых F-карликов с уменьшенной метал личностью, а К-гиганты — из более старых G-карликов с увеличенной металличностью.
Приведены свидетельства того, что эволюция межзвездного вещества, из которого образовались впоследствии рассеянные скопления, существенно отличалась от эволюции всего остального протодискового межзвездного вещества.
По данным uvby, /^-фотометрии и собственным движениям для ~ 5500 близких F-звезд диска исследованы параметры эллипсоидов скоростей и получены следующие результаты. 1) Величины всех трех полуосей эллипсоидов систематически увеличиваются у звездных групп с уменьшением как температуры (при постоянной металличности), так и металличности (при постоянной температуре), причем самые большие и довольно близкие величины полуосей наблюдаются у самых малометалличных подгрупп звезд разных температур, а самые маленькие — у самых горячих и металличных. В итоге оказывается, что в дисковой подсистеме Галактики каждый из трех групповых параметров — температура, металлич-ность и дисперсия скоростей — для F-звезд главной последовательности является статистическим индикатором возраста. 2) С увеличением возраста звездной группы их эллипсоиды скоростей принимают все более сферическую форму, а направление их больших полуосей приближается к направлению на центр Галактики, и для самых старых звезд отклонение вертекса равно нулю. 3) Дисперсия пекулярных скоростей звезд диска обнаруживает излом зависимости «v — [Fe/H]» в точке, соответствующей середине распределения звезд диска по металличности, и если в мало-металличном диапазоне с ростом [Fe/H] дисперсия уменьшается, то в металличном она остается постоянной для всех температурных диапазонов. 4) С увеличением «химического» возраста (то есть с уменьшением металличности) угловой момент F-звезд главной последовательности растет, а с увеличением «температурного» возраста (то есть с уменьшением температуры) — падает, в итоге наибольшую скорость Солнце имеет относительно центроида звезд с такой же, как у него, металличностью и температурой.
Разработан экспресс-метод для массового компьютерного определения возрастов звезд по теоретическим изохронам, причем для звезд, попадающих в область пересечения изохрон, возрасты усредняются. По Новым Иельским изохронам определены возрасты примерно 3500 F-звезд поля, лежащих в окрестности 80 пк от Солнца. Построена диаграмма «возраст — металличиость» для звезд диска. Показано, что средняя металличиость и дисперсия металличиости в первые несколько миллиардов лет формирования дисковой подсистемы остаются практически постоянными: ([Fe/H]) ~ -0.23 и сг[^е/я] ~ 0.21, соответственно. Однако около (4 — 5) млрд. лет назад у новых поколений звезд средняя металличиость начинает монотонно расти, а дисперсия металличиости непрерывно уменьшаться, достигнув солнечной металличиости и сг[^е/я] ~ 0.18 у самых молодых звезд диска. Обнаружено также систематическое различие поведения дисперсий пекулярных скоростей звезд разной металличиости в зависимости от возраста.
По данным uvby, /^-фотометрии, изохронным возрастам и собственным движениям 3500 F-звезд диска в окрестности 80 пс от Солнца исследованы зависимости от возраста параметров эллипсоидов скоростей и получены следующие результаты. (1) Для металличных ([Fe/H] > —0.1) звезд, с увеличением возраста звездной группы эллипсоиды скоростей принимают все более равновесную сферическую конфигурацию, величины полуосей сильно растут, отклонения вертекса, уменьшаясь, стремятся к нулю, а апекс Солнца разворачивается, приближаясь к направлению галактического вращения. (2) Для малометалличных ([Fe/H] < —0.1) звезд, с увеличением возраста форма эллипсоида скоростей практически не меняется, оставаясь приблизительно равновесной, величины полуосей растут незначительно, отклонение вертекса уменьшается, а направление апекса Солнца не обнаруживает систематического изменения. (3) Зависимость от возраста только величины большой полуоси эллипсоида скоростей звезд во всем, характерном для диска, диапазоне металличиости описывается степенным законом (показатель степени равен 0.45 ± 0.05), тогда как средняя и малая полуоси (а также большая для возрастов > 1 млрд. лет) аппроксимируются прямыми линиями. Перечисленные свойства приводят к выводам: а) релаксационные процессы в диске не играют определяющей роли и кинематика звезд зависит, в основном, от динамического состояния межзвездного газа на момент их образованияб) динамическое состояние межзвездной среды в каждый момент времени неоднородно и звезды разной металличиости рождаются в разных областях.
Для 1630 звезд созданного каталога фундаментальных астрофизических параметров близких F-звезд диска, имеющих измеренные лучевые скорости, вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит. Показано, что эксцентриситет, апогалактиче-ский радиус орбиты и максимальное удаление звезды от плоскости Галактики коррелируют с возрастом и поэтому могут служить его статистическими индикаторами. Найдены значения радиального и вертикального градиентов металличности звезд смешанного возраста и в нескольких узких возрастных диапазонах. Радиальный градиент звезд смешанных возрастов, вычисленный по апогалактичсским расстояниям, равен d[Fe/H]/dPa = —0.045 ± 0.005 кпк-1, а по средним радиусам орбит ® -d[Fe/H]/d{R) = -0.09 ± 0.01 кпк-1. Вертикальный градиент для тех же звезд: d[Fe/H]/dZmax = —0.33 ± 0.04 кпк-1. Обнаружено, что величины всех градиентов систематически уменьшаются с переходом к более старым звездам. Показано, что после учета радиального градиента вертикальный градиент хотя и уменьшился примерно на четверть, но характер его изменения с возрастом сохраняется.
По данным полной выборки (генеральной совокупности) F-звезд в окрестности 50 пк от Солнца исследована вертикальная пространственная структура подсистем звезд разного возраста и металличности. Найдено, что плоскость галактического диска лежит на расстоянии —(9 ±2) пк от Солнца в направлении Южного галактического полюса, а составляющая плотности в плоскости диска, обеспечиваемая звездами F0-F9, равна 0.0035'.- пк-3. На основе вычисления вероятности нахождения звезд в разных участках орбит разработан метод статистического восстановления реального распределения по высоте различных объектов на солнечном галактоцентричсском расстоянии и с его помощью определена шкала высоты подсистемы F-звезд диска, которая оказалась 160 ± 10 пк. Показано, что в процессе эволюции дисковая подсистема в целом становится более плоской, но в каждый момент времени концентрация к плоскости Галактики у металличных ([Fe/H] > -0.13) звезд значительно выше, чем у малометалличных. Сделано предположение, что большие размеры подсистемы малометалличных звезд поддерживаются падением на диск бедного металлами газа из внешних областей Галактики.
На базе восстановленного статистическим методом реального распределения по высоте F-звезд на солнечном галактоцентрическом расстоянии построены и исследованы свойства функций металличности звезд диска разного возраста. Показано, что на высоком уровне статистической значимости аппроксимация одной нормалью функции мсталличности звезд любого возраста отвергается против альтернативы описания ее суммой двух нормальных кривых с центрами в ([Fe/H]) та —0.2 и 0.0. При этом максимум распределения звезд моложе 3 млрд. лет находится вблизи солнечной металличности, а у более старых звезд он попадает в область второго выделенного значения металличности.
По данным из компилятивного каталога Харриса (1997) и из литературы составлен каталог однородных фундаментальных астрофизических параметров для 145 шаровых скоплений Галактики. На основе данного каталога исследованы связи между химическим составом, строением горизонтальной ветви, пространственным положением, элементами орбит, возрастом и другим физическими параметрами шаровых скоплений. Показано, что все население шаровых скоплений делится провалом на функции металличности при [Fe/H] = —1.0 на две дискретные группы с четкими максимумами при [Fe/H] = —1.60±0.03 и -0.60±0.04. Одновременно, при переходе через пограничное значение металличности скачком меняются средние величины и дисперсии пространственно-кинематических параметров. В итоге оказалось, что малометалличные скопления занимают в пространстве довольно сферический объем, заметно концентрируясь к центру Галактики. Население металличных скоплений (подсистема толстого диска), имея значительно меньшие размеры, концентрируется не только к центру, но и к плоскости Галактики, имеет значительную скорость вращения (Увр = 165 ± 28 км с-1), очень большой отрицательный вертикальный градиент металличности при отсутствии радиального градиента, в среднем является самым молодым и состоит только из скоплений с экстремально красными горизонтальными ветвями.
Подтверждается, что население шаровых скоплений сферической подсистемы также является неоднородным и в свою очередь делится, по крайней мере, на две группы по строению горизонтальной ветви. Подсистема скоплений с экстремально голубыми горизонтальными ветвями занимает в Галактике сфероидальный объем радиусом ~ 9 кпк, имеет большую скорость вращения (УВр = 77±33 км с-1), заметные и равные по величине отрицательные радиальный и вертикальный градиенты металличности и в среднем оказалась самой старой (подсистема «собственного» галактического гало). Население скоплений с горизонтальными ветвями промежуточного типа занимает галактоцентрический эллипсоидальный объем, с большой полуосью та 19 кпк и малой полуосью % 10 кпк, направленной вдоль оси, перпендикулярной к Z и лежащей под углом ~ 30° к Х-координате. В среднем это население несколько моложе скоплений старого «собственного» гало и образует подсистему молодого «аккрецированного» гало. Оно обнаруживает величины градиентов металличности примерно такие же, как в собственном гало, так что в результате на данном галактоцентрическом расстоянии и расстоянии от галактической плоскости металличность скоплений аккрецированного гало систематически на A [Fe/H] «0.3 выше. Подсистема «аккрецированного» гало содержит большое количество скоплений с ретроградными орбитами и поэтому скорость ее вращения мала и находится с большой неопределенностью (Увр = —23 ± 54 кме-1).
Определены характерные параметры всех выделенных подсистем и средние характеристики входящих в них шаровых скоплений. Приводятся доказательства различной природы скоплений толстого диска и собственного гало с одной стороны, и «аккрецированного» гало, с другой: скопления первых двух подсистем генетически связаны с Галактикой, тогда как подсистема аккрецированного гало состоит из скоплений, захваченных Галактикой в разное время. Найдено, что возрасты скоплений генетически связанных подсистем различаются: скопления гало старше и образовались практически одновременно, а в диске для этого потребовалось по крайне мере более одного миллиарда лет. Разрыв в возрастах между подсистемами если и есть, то он может быть завуалирован ошибками определения возрастов. Данные демонстрируют, что обогащение тяжелыми элементами и коллапс межзвездной среды протогалактики произошли в основном в период между формированиями подсистем «собственного» гало и толстого диска.
Найдено, что на плоскости «скорость диссипации — масса» резко выделяются 10 шаровых скоплений аномально малой массы. Оказалось, что все они лежат далее 15 кпк от галактического центра, заметно моложе основной группы малометалличных скоплений, обладают аномально красными горизонтальными ветвями и все относятся к подсистеме «аккрецированного» гало, то есть предположительно захвачены Галактикой. Обнаружена значимая корреляция между возрастом и массой у предположительно аккрецированных скоплений. Одновременно эти же скопления демонстрируют уменьшение массы с увеличением галактоцентрического расстояния. У внутренних, генетически связанных скоплений Галактики обе корреляции практически отсутствуют. Высказано предположение, что маломассивные шаровые скопления образуются преимущественно в карликовых галактиках-спутниках низкой массы, поэтому даже находясь на довольно больших расстояниях от галактического центра, они теряют свои скопления под действием приливных сил Галактики. Скорость звездообразования в таких галактиках, по-видимому, несколько понижена.
По опубликованным прецизионным наземным и спутниковым измерениям собственных движений, компилятивным лучевым скоростям и фотометрическим расстояниям вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для 174 переменных звезд типа ab RR Лиры околосолнечной окрестности. На основе вычисленных элементов орбит и опубликованных обилий тяжелых элементов исследованы связи между химическими, пространственными и кинематическими характеристиками близких переменных звезд типа RR Лиры. Обнаружены скачкообразные изменения пространственно-кинематических характеристик звезд при переходах через пограничное значение металличности ([Fe/H] «—1.0) и через критическое значение полной остаточной скорости относительно локального центроида (V^CT «290 кмс-1), свидетельствующие о том, что все население звезд RR Лиры не является однородным, а состоит, по крайне мере, из трех подсистем, различающихся занимаемым объемом в Галактике.
На основании совпадения характерных параметров соответствующих подсистем у звезд типа RR Лиры и шаровых скоплений, сделан вывод, что металличные звезды и шаровые скопления являются составляющими быстро вращающейся и весьма сплюснутой галактической подсистемы толстого диска, обладающего значительным отрицательным вертикальным градиентом металличности. Менее металличные объекты в свою очередь делятся на два типа населений, но критерии при этом для звезд и скоплений различаются. Полагается, что малометалличные звезды поля со скоростями меньше критического значения и скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями образуют генетически связанную с толстым диском сферическую, медленно вращающуюся подсистему собственного гало с незначительными, но отличными от нуля радиальным и вертикальным градиентами металличности. Размеры подсистем, оцененные по апогалактическим радиусам орбит звезд поля, оказались примерно одинаковыми. Быстрые звезды поля и скопления с более красными горизонтальными ветвями образуют сфероидальную подсистему внешнего аккрецированного гало, примерно в три раза большего размера, чем две предыдущие. Полное отсутствие в ней градиентов металличности, преимущественно вытянутые орбиты, большое число звезд с обратным галактическому вращением и относительно малые возрасты подтверждают гипотезу о внегалактическом происхождении объектов ее составляющих.
Составлен сводный каталог эффективных температур, ускорений силы тяжести, содержаний железа и магния, а также расстояний, компонентов скоростей и элементов орбит звезд околосолнечной окрестности. Параметры атмосфер и содержания железа получены усреднением опубликованных соответствующих величин, определенных методом синтетического моделирования спектров, на основе 1809 определений в 35 публикациях. Относительные содержания магния получены для 867 карликов и субгигантов в результате трехходовой итерационной процедуры усреднения с присвоением веса, как каждому первоисточнику, так и каждому индивидуальному определению, при этом учитывались систематические смещения всех шкал относительно приведенной средней шкалы. Предполагаемая полнота охвата первоисточников с объемом более 5 звезд на конец 2003 года более 90%. Компоненты пространственных скоростей для абсолютного большинства звезд каталога определены по данным современных высокоточных астрометрических и спектроскопических наблюдений, а элементы галактических орбит вычислены на основе трехком-понентной модели Галактики, состоящей из диска, балджа и массивного протяженного гало.
Данные сводного каталога карликов и субгигантов поля использованы для идентификации по кинематическим критериям объектов толстого диска, тонкого диска и галактического гало, а также идентификации среди них предположительно аккрецированных звезд. Исследованы связи относительных содержаний магния в звездах всех выделенных подсистем с их металличностями, элементами галактических орбит и возрастами.
Показано, что относительные содержания магния в звездах толстого диска лежат в диапазоне (0.0 < [Mg/Fe] < 0.5) и уменьшаются с ростом металличности, начиная от точки [Fe/H] та —1.0, тогда как самые первые звезды подсистемы образовались при [Fe/H] та —1.25. Это интерпретируется в пользу большой длительности процесса звездообразования в толстом диске. Обнаружены вертикальные градиенты металличности [gradz[Fe/H] = -0.13 ± 0.04 кпк-1) и относительного содержания магния (gradz[Mg/Fe] = 0.06 ± 0.02 кпк-1), которые могут присутствовать в подсистеме только в случае формирования ее в условиях медленного коллапса протогалактики. Однако градиенты в толстом диске исчезают, если из выборки исключить звезды, орбиты которых лежат в галактической плоскости, но имеют большие эксцентриситеты и малые азимутальные компоненты пространственной скорости, нехарактерные также и для звезд тонкого диска. Такие звезды можно рассматривать как отдельное население в подсистеме. Если эти два населения образовались в результате независимых процессов, то весьма актуальной становится модель формирования толстого диска в результате неоднократного взаимодействия ранней Галактики с другими массивными галактиками.
Большой разброс относительного содержания магния (—0.3 < [Mg/Fe] < 0.5) у звезд малометалличного «хвоста» толстого диска, составляющих в подсистеме ~ 8%, свидетельствует о том, что они образовались внутри изолированных межзвездных облаков, слабо взаимодействовавших с веществом единого протогалактического облака. В пользу двух последних предположений говорит и тот факт, что среди звезд с кинематикой толстого диска присутствуют звезды движущейся группы Арктура, предположительно попавшие в Галактику из распавшейся довольно массивной галактики-спутника. Доказывается генетическая связь звезд в выделенной группе и обсуждается история звездообразования в их родительском протогалактическом облаке.
В толстом диске обнаружен значимый отрицательный радиальный градиент относительного содержания магния (gradu[Mg/Fe] = —0.03 ± 0.01 кик-1) вместо ожидаемого положительного. Предполагаемая причина инверсии градиента объясняется меньшими перигалактическими радиусами орбит и большими эксцентриситетами у более богатых магнием звезд среди других, находящихся в данный момент в небольшом объеме пространства Галактики вблизи Солнца. Аналогичная, но статистически менее достоверная инверсия наблюдается в подсистеме и для радиального градиента металличиости. Обсуждается временная шкала формирования толстого диска.
Показано, что в звездах тонкого диска отношения [Mg/Fe] при любом значении металличиости в диапазоне (—1.0 < [Fe/H] < —0.4) меньше, чем в толстом диске. Из этого следует, что звезды тонкого диска в среднем моложе звезд толстого диска. Обнаружено, что у таких малометалличных звезд тонкого диска относительные содержания магния систематически уменьшаются с увеличением радиусов их орбит так, что повышенные его содержания ([Mg/Fe] > 0.2) наблюдаются практически только у звезд, орбиты которых почти целиком лежат внутри солнечного круга. Одновременно с этим, у бедных магнием звезд при увеличении радиусов их орбит наблюдается перемещение диапазона металличиости от (-0.5 < [Fe/H] < +0.3) до (-0.7 < [Fe/H] < +0.2). Такое поведение свидетельствует, во-первых, о том, что скорость звездообразования уменьшается с увеличением галактоцентрического расстояния, а во-вторых, о том, что за пределами солнечного круга звездообразование какое-то время отсутствовало, тогда как внутри его этот процесс проходил непрерывно. Тренд скорости звездообразования вдоль галактоцентрического расстояния явился причиной существования в диске отрицательного радиального градиента металличности (дтайрFe/H] = (—0.05 ±0.01) кпк-1), который, как оказалось, обнаруживает тенденцию возрастания с уменьшением возраста. При этом радиальный градиент относительного содержания магния не прослеживается. Подтверждено существование большого отрицательного вертикального градиента металличности (gradz[Fe/ll = (-0.29 ± 0.06) кик-1) и обнаружен значительный положительный вертикальный градиент относительного содержания магния (gradz[Mg/Fe] = (0.13±0.02) кпк-1), причем оба градиента заметно увеличиваются по абсолютной величине с уменьшением возраста. Обнаружено, что в тонком диске существует не только связь между возрастом и металличностью, но и между возрастом и содержанием магния, свидетельствующие об увеличении скорости звездообразования в подсистеме примерно 5 млрд. лет назад. Высказано предположение, что структура тонкого диска многокомпонентна, но надежно отождествить в ближайших окрестностях Солнца звезды разных его компонентов не позволяет тренд скорости звездообразования вдоль галактоцентрического радиуса.
Показано, что аккрецированные звезды составляют большинство в галактическом гало. Они попали в Галактику из распадающихся карликовых галактик-спутников. Исследованы связи относительных содержаний магния и европия с метал личностями, элементами галактических орбит и возрастами звезд собственного и аккрецированного гало. Показано, что во всех предположительно аккрецированных звездах нашей выборки отношения содержаний элементов r-процесса к аэлементам резко отличаются от их отношений в звездах, генетически связанных с Галактикой. Согласно современным представлениям, европий образуется главным образом в маломассивных SNe II тогда как магний синтезируется в больших количествах в предсверхновых звездах II типа больших масс. Поскольку все старые аккрецированные звезды нашей выборки обнаруживают значительный избыток европия относительно магния, делается вывод, что максимальные массы предсверхновых SNe II за пределами Галактики были много меньше, чем внутри нее. Низкие же отношения [Eu/Mg] < 0 демонстрирует лишь небольшое количество аккрецированных звезд, причем только молодых, что можно объяснить задержкой первичного звездообразования и вспышек впоследствии массивных сверхновых типа II в относительно небольшой части внегалактического пространства. Приводятся свидетельства того, что в Галактике, сформированной из единого протогалактического облака, максимальная масса предсверхновых SNe II со временем увеличивалась одновременно с ростом средней металличности.
Показано, что относительные содержания магния у звезд «собственного» гало практически не зависят от металличности и лежат в довольно узком диапазоне, тогда как «аккрецированные» звезды демонстрируют очень большой разброс относительных содержаний магния, вплоть до отрицательных значений [Mg/Fe]. Такое поведение звезд «собственного» гало свидетельствует о том, что на стадии его формирования межзвездное вещество в ранней Галактике было достаточно однородно по химическому составу. Обнаружено смещение средней металличности бедных магнием ([Mg/Fe] < 0.2) «аккрецированных» звезд в отрицательную сторону при переходе от медленновращающихся вокруг галактического центра звезд (|(c)| < 50 кме-1) к быстровращающимся на A [Fe/H] «—0.5. Одновременно с ростом абсолютного значения |0| увеличиваются также и средние значения апогалактических радиусов и наклоны орбит и уменьшаются их эксцентриситеты. В итоге в аккрецированном гало наблюдаются отрицательные и радиальный и вертикальный градиенты относительных содержаний магния, а корреляции между отношениями [Mg/Fe] и любыми элементами орбит у аккрецированных и у генетически связанных звезд Галактики противоположны по знаку. Выдвинуто предположение, что при уменьшении масс карликовых галактик в них одновременно уменьшаются и максимальные массы сверхновых SNe II, а следовательно, и выход аэлементов. В этом случае обнаруженные в данной работе связи отношений [Mg/Fe] с наклонами и размерами орбит у аккрецированных звезд оказываются в полном согласии с результатами численного моделирования динамических процессов при взаимодействии галактик. В итоге поведение содержания магния в аккрецированных звездах свидетельствует, что достаточно массивные галактики-спутники начинают разрушаться и в массовом порядке терять свои звезды только после того, как динамическое трение существенно уменьшит в размерах и переместит их орбиты практически в плоскость Галактики. При этом менее массивные галактики-спутники начинают разрушаться еще до того, как их орбиты заметно изменятся под действием приливных сил.
