Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 
Формирование шаровых скоплений Галактики.

         Обычно полагают, что Млечный Путь образовался из одного большого газового облака, которое, возможно, обладало некоторым начальным угловым моментом. В результате коллапса облака образовались галактические гало и диск, которые мы видим сегодня. Каким образом происходил процесс сжатия облака до конца пока не понятно. Один вариант моделей рассматривает быстрый коллапс галактического гало за время меньшее, чем 1 млрд лет, другой вариант предполагает более постепенный и хаотичный коллапс в течение нескольких млрд лет.
Шаровое скопление
         Модель быстрого коллапса впервые была предложена в работе Eggen et al. (1962 , ApJ, 136, 748). Авторы исследовали 221 звезду в окрестностях Солнца, в широком диапазоне металличности. Оказалось, что малометалличные звезды (а значит более старые) имеют более вытянутые орбиты и образовались, видимо, на удалении от галактической плоскости, тогда как металличные звезды сформировались вблизи плоскости Галактики.
         Это привело авторов к заключению, что Галактика первоначально была сферическим вращающимся газовым облаком, радиусом по крайней мере 100 кпс. Это облако сжалось с характерным временем свободного падения в несколько сот миллионов лет и по мере сжатия продолжало увеличивать скорость вращения вплоть до момента образования звезд первого поколения и шаровых скоплений. В составе этих первых звезд было очень мало металлов и они располагались на вытянутых орбитах, поскольку гравитационный потенциал протогалактического облака быстро менялся.
         Такой сценарий объяснял, почему все шаровые скопления, для которых в то время имелись хорошие наблюдения (М3, М5, М13, М15, и М92), имеют практически одинаковый возраст. Однако надо отметить, что все эти скопления располагаются на высоте не более 10 кпс от плоскости Галактики, поэтому и заключения, которые сделали авторы, неправильно применять ко всем шаровым скоплениям Система шаровых скоплений
        В конце 60-х годов было замечено, что скопления М 3, М 13 и NGC 7006 имеют почти одинаковую металличность, но разное строение горизонтальной ветви. В скоплении М 13 звезды располагаются только в голубой части горизонтальной ветви, в NGC 7006 только с красной стороны, а в скоплении М 3 горизонтальная ветвь заселена одинаково хорошо и с голубой и с красной стороны от полосы нестабильности. Из теоретических моделей уже было известно, что за морфологию горизонтальной ветви отвечает металличность скопления – более высокая металличность приводит к красной горизонтальной ветви, с уменьшением металличности звезды перемещаются на голубую сторону. Т.е. необходим был еще один параметр, который мог объяснить, почему у этих трех скоплений равной металличности различная морфология горизонтальной ветви – т.н. «проблема второго параметра».
         В поисках второго параметра Searle & Zinn (1978, ApJ , 225, 357) рассмотрели изменение металличности шаровых скоплений с расстоянием от галактического центра. Оказалось, что за пределами радиуса 8 кпс металличность скоплений никак не зависит от расстояния, это уже противоречило модели Eggen et al (1962). Далее авторы исследовали зависимость типа горизонтальной ветви от металличности. Для скоплений внутреннего гало ( Rgc < 8 кпс) необходимости во втором параметре не было, тогда, как для скоплений внешнего гало однозначной зависимости морфологии горизонтальной ветви от металличности не наблюдалось.
         Для объяснения этих зависимостей был предложен следующий вариант формирования Галактики. Коллапс внутренней части первоначального сферического газового облака ( Rgc < 8 кпс) произошел быстро, за время меньшее 1 млрд лет. Внешние части облака фрагментировались хаотичным образом, их орбиты были эксцентричными и иногда пересекались. Через несколько млрд лет газ, оставшийся после формирования звезд и шаровых скоплений в этих фрагментах постепенно стал частью внутреннего гало Галактики, а звезды и скопления продолжают свое движение по орбитам.
         Первая модель быстрого коллапса предполагает незначительный разброс в возрасте для шаровых скоплений (< 1 млрд лет) и строгое соответствие между возрастом скопления и его металличностью, проблемы «второго параметра» при этом сценарии возникать не должно. Согласно второй модели, разница в возрасте шаровых скоплений Галактики может составлять несколько млрд лет и именно возраст является «вторым параметром», ответственным за вид горизонтальной ветви скоплений.
© 2010-2012 Шаровые скопления