Годишник на университета по архитектура, строителство и геодезия – софия annuaire de l’universite d’architecture, de genie civil et de geodesie – sofia ANNUAL OF THE UNIVERSITY OF architecture, civil engineering and geodesy – sofia




Дата канвертавання24.04.2016
Памер269.36 Kb.
ГОДИШНИК НА УНИВЕРСИТЕТА ПО АРХИТЕКТУРА, СТРОИТЕЛСТВО И ГЕОДЕЗИЯ – СОФИЯ

ANNUAIRE DE L’UNIVERSITE D’ARCHITECTURE, DE GENIE CIVIL ET DE GEODESIE – SOFIA

ANNUAL OF THE UNIVERSITY OF ARCHITECTURE, CIVIL ENGINEERING AND GEODESY – SOFIA

_____________________________________________________________________________________


ПРОСТРАНСТВЕНА СТРУКТУРА


НА НЯКОИ СФЕРИЧНИ И РАЗСЕЯНИ ЗВЕЗДНИ КУПОВЕ:

ІІІ. СРАВНИТЕЛЕН АНАЛИЗ НА СТРУКТУРАТА НА КУПОВЕТЕ

З. И. Пейков

РЕЗЮМЕ


Приведен е качествен сравнителен анализ на параметрите, описващи пространствената структу-ра на седем сферични и четири разсеяни звездни купа от нашата Галактика, които са разгледани в първата работа от този цикъл. Разгледани са принципите и величините при сравнението. За изслед-ваните сферични купове са получени ред качествени зависимости между параметрите на сравнение-то, които се подтвърждават и при разсеяните купове. Намерените корелации отразяват възможни връзки между особеностите в структурата на куповете, техните възрасти и местоположението им в Галактиката.

ПРОСТРАНСТВЕННАЯ СТРУКТУРА

НЕКОТОРЬІХ ШАРОВЬІХ И РАССЕЯННЬІХ СКОПЛЕНИЙ:

ІІІ. СРАВНИТЕЛЬНЬІЙ АНАЛИЗ СТРУКТУРЬІ СКОПЛЕНИЙ


З. И. Пейков1

Ключевые слова: звездные скопления, структура

Научная область: 01.03.00 Физика;

01.04.02 Астрофизика и звездная астрономия

АННОТАЦИЯ


Приведен качественный сравнительный анализ параметров, описывающих пространственной структуры семи шаровых и четырех рассеянных звездных скоплений нашей Галактики, которые рассмотрены в первой работе этого цикла. Рассмотрены принципы и величины сравнения. Для исследуемых шаровых скоплений получен ряд качественных зависимостей между параметрами сравнения, которые подтверждаются и при рассеянных скоплениях. Обнаруженные корреляции отражают возможные связи между особенностями структуры скоплений, их возрастами и местонахождением в Галактике.

1. Введение

На основе полученных результатов по исследованию пространственной структуры семи шаровых и четыре рассеянных скоплений (которые приведены в первой работе из этого цикла) и при помощи каталогов скоплений в этой работе будет сделано сравнение между параметрами, опи-сывающими пространственную структуру, и некоторыми другими интегральными характеристи-ками рассматриваемых объектов. Из-за того, что число исследованных скоплений явно недостаточ-но для уверенного статистического сравнения, полученные здесь результаты имеют общий, качес-твенный характер, который в будущее будет уточнен и дополнен.



2. Основные положения при сравнении отдельных параметров

Возможные для сравнения параметры, описанные в первой работе цикла, даны ниже вместе с их размерностями:

ai ['/m] – угловой наклон зависимости: Ri(B) = ai(B – B0i),

–относительные радиусы пространственных зон скопления, нормированные к R4(B),

A ['/m] – коэффициент зависимости: ,

B0 [m] – звездная В-величина, при которой радиусы зон становятся равными нулю для гомоло-гического скопления,

Bпр [m] – звездная В-величина, выше которой наблюдается систематическое изменение структу-ры скопления,



– натуральный логарифм из нормированной к единичному интервалу звездных величин звездной плотности на границах пространственных зон.

Здесь ( ' ) – минута дуги, m – звездная величина, N – число звезд.


Параметры , В0 , Впр и А описывают гомологическое скопление. Так как представляют "относительную" структуру системы относительно R4(B), уместно сделать и сравнение R4(B) между отдельными скоплениями, что даст сведения об абсолютных размерах объекта. Чтобы избавится от зависимости от звездной величины, мы будем сравнивать значения R4 при определенной абсолют-ной величине MB = 5m, одинаковой для всех скоплений. Тогда последным параметром для сравнения будет радиус внутренней зоны короны каждого скопления при указанной величине, т.е.

R4(MB=5) [ ' ].

К этим параметрам мы добавили еще следующие, взятые из определенного каталога:

СС – класс концентрации по Шепли-Сойер.



– индекс обилия металлов,

Sp – интегральный спектральный класс скопления,

BMS – Звездная величина точки поворота главной последовательности (ГП), полученная из приведенных в первой работе диаграмм "цвет-величина", там, где это возможно,

r [pc] – расстояния от Солнца до скопления,

Rg [pc] – расстояния от галактического центра до скопления,

b [◦] – галактическая широта скопления,

D [pc] – диаметр скопления по каталогу,

EB-V [m] – избыток цвета.

Чтобы избавиться от влияния внешних факторов (расстояния до скопления, межзвездного погло-щения света, фотометрической системы) при сравнении всех этих параметров, мы превратили их значения в абсолютные единицы: угловые – в парсеки, видимую величину – в абсолютную с учетом поглощения и сделали сравнение в единой фотометрической системе – использованной В системе. При этом мы воспользовались формуламы:

R [pc] = r [pc]  [rad] ,

где  – угловой размер в радианах,

,

где – наблюдаемый модуль расстояния до скопления.

Следует особо подчеркнуть, что использование данных каталога при переходе к абсолютным единицам связано с переносом всех систематических ошибок данного каталога (представляющегося собой замкнутую систему) на результаты сравнения. Единственной величиной, свободной от оши-бок каталога, является , которая безразмерна.

Для сравнения мы использовали каталог Кукаркина [1], причем величина для NGC6535 взята из работы Лиллера [2], из-за сильной неуверенности ее значения в каталоге.

Полученные величины в абсолютных единицах для рассматриваемых шаровых скоплений при-ведены в табл. 1, где двоеточие обозначает неуверенность в соответствующих значениях. Сравнение с соответствующими параметрами в табл. 2 для исследуемых рассеянных скоплений затруднено, потому что данные находятся в системе V (см. первую работу), звездная плотность на границах пространственных зон не получена, а соответствующие расстояния и видимые модули взяты из других мест. Поэтому сравнение с рассеянными скоплениями является только грубым качественным подтверждением дальше полученных для шаровых скоплений корреляций.

3. Основные результаты сравнения отдельных параметров

Последовательность семи шаровых скоплений в табл. 1 основана на сравнении их абсолютных значений дифференциальной звездной плотности на границах каждой зоны. Исполь-зуя данные исследований (см. первую статью) и сравнивая эти величины для всех зон с данной i при одинаковых МВ , мы получили, что наблюдается следующий качественный ряд возрастания диффе-ренциальной звездной плотности разных скоплений:

NGC5466 < M15  M92 < M12  M56  NGC6535 < NGC6171 .

(Здесь только М56 сравнено с другими скоплениями по интегральными кривыми , так как для него не получены дифференциальные кривые ).



Таблица 1.

Параметры сравнения для шаровых скоплений

Параметры

NGC5466

M15

M92

M12

M56

NGC6535

NGC6171



NGC5466 < M15  M92 < M1  M56  NGC6535 < NGC6171

R4(MB=5)[pc]

23.5

21

16.3

12.0

12.1

6.4

7.1

MBo

–5.93m:

–7.88m

–6.14m:

–4.80m

–6.14m

–4.67m

–2.57m

MBпр

3.79m

3.23m

3.29m

3.02m

2.59m

2.58m

3.22m

MBms

4.90m

4.37m

4.29m

5.05m





4.6m:

A [pc/m]

2.138

1.559

1.468

1.216

1.080

0.668

0.950



0.163

0.079



0.138

0.092

0.112

0.147



0.380

0.334

0.499


0.410

0.362

0.296

0.239

0.318



0.651

0.696

0.666

0.654

0.629

0.547

0.634



1.0

1.0

1.0

1.0

1.0

1.0

1.0



1.478

1.418

1.367

1.399

1.472

1.593

1.412



2.012:

1.759



1.742

2.011



1.900

a1 [pc/m]

0.487

0.123:



0.168:

0.098:

0.086

0.132:

a2 [pc/m]

1.506

0.522

0.801


0.790

0.395

0.396

0.142

0.312

a3 [pc/m]

1.651

1.383

1.320

0.859

0.769

0.299

0.668

a4 [pc/m]

2.288

2.087

1.390

1.184

1.051

0.635

0.906

a5 [pc/m]

2.812

2.449

1.840

1.523

1.590:

1.111

1.407:

a6 [pc/m]

4.301:

2.358



2.268

2.146



1.756

CC

XII

IV

IV

IX

X

XI

X

Sp

F5:

F3.2

F2.8

F5.7

F4.6

F6:

G0.0



–1.87

–2.02

–1.99

–1.52

–1.77

–1.6

–0.80

r [pc]

14300

9800

7400

5300

8900

8700:

5200

Rg [pc]

15600

11100

10500

6100

9900

4800:

5600

EB-V

0.02m

0.09m

0.03m

0.18m

0.21m

0.33m

0.35m

b [  ]

73.59

–27.32

34.86

26.32

8.34

10.43

23.02

D [pc]

46

35

24

22

18

9:

15

Наблюдаемая закономерность, по нашему мнению, наиболее существенна. Она показывает, что наиболее плотным по всему объему является скопление NGC6171, а наиболее разреженным – NGC5466. Интересно отметить, что такую же последовательность следуют и большинство парамет-ров, характеризующих разные скопления в табл.1. Ниже на это будет обращено специальное внима-ние.



Таблица 2.

Параметры сравнения для рассеянных скоплений

Параметры

Плеяды

Ясли

Волосы Вероники

NGC2420

R4(MV=5) [pc]

8.5

8.1

8.3

R4(MB=5) = 9.2

MVo

–2.08m

–2.88m

–2.8m:

MBo = –3.8m

MVпр

< 0m

< 2m

< 2m

MBпр = 4.18m

MVms



1.0m

1.0m

MBms = 3.92m

A [pc/m]

0.699

0.667



0.942



0.189

0.162:

0.20





0.352

0.380

0.45





0.600:

0.562:

0.63

0.620



1.0

1.0

1.0

1.0



1.622

1.490

1.57

1.418

a1 [pc/m]

0.142:

0.108:





a2 [pc/m]

0.396:

0.245





a3 [pc/m]

0.288

0.278:



0.577

a4 [pc/m]

0.690:

0.560



1.412

a5 [pc/m]

1.157

1.108



1.009

Sp

поздный

поздный

поздный

средний



большое

большое

большое

среднее

r [pc]

126

158

80

2400

Rg [pc]

10000

10000

10000

8600

EB-V

 0m

 0m

 0m

0.02m

b [  ]







20

D [pc]

16.2

13.8

15.4

25.4

Сравнение между собою ширин разных логарифмических диапазонов звездной плотности для разных зон скоплений:



, i > j

показывает их весьма своеобразное изменение по шкале МВ, которое, вероятно, обусловлено эффек-тами звездной и динамической эволюции этих объектов. Единственно более уверенно можно ска-зать, что средний логарифмический наклон для М12 определено больший для всех зон относительно других скоплений. Это согласуется и с отмеченной в работе [3] большой разницей VТО,НВ между положением горизонтальной ветви и точкой поворота ГП в этом скоп-лении.

Из табл. 1 видна и другая интересная особенность – предельные величины МВпр , выше которых наблюдается систематическое изменение в структуре скоплений, меньше абсолютных величин точки поворота ГП (MBms) на 1 – 1,3m величины. Иными словами, вероятно МВпр коррелируют с MBms , как уже это было допущено в второй статье этого цикла. (Снова исключение заметно здесь при М12, где эта разница больше – около 2m). Такая же корреляция наблюдается и при рассеянных скоплений (см. табл. 2). Наверно эта зависимость может быть использована при определении воз-раста скоплений, там где положение точки поворота ГП неизвестно.

Возможные корреляции, полученные из сравнения параметров табл. 1, приведены в табл. 3.



Таблица 3.

Наблюдаемые корреляции для шаровых скоплений



Коррелирующие

величины

Предполагаемый вид

корреляции

Возможная причина

корреляции

1

Ri, B

Ri(B) = ai(B – B0i)

Возможная связь с начальным стадием формирования скопления

2

, B



То же самое

3

ai,

ai = A

№1 и №2

4

A, R4(MB=5)

A = R4(MB=5)/const

№1, №2 и №3

5

, R4(MB=5)



Возможная связь с динамической эволюцией скопления

6

ai, R4(MB=5)

ai ~ R4(MB=5)lgR4(MB=5)

№3 и №5

7

, R4(MB=5)



Возможная связь с формированием, эволюцией и местонахождениемскопления в Галактике

8

, A



№4 и №7

9

,





10

, ai



№6 и №7 (Исключение NGC6171)

11

, CC



– (Исключение NGC5466)

12

,



Возможная связь с временем и местом формирования скопления

13

, EB-V



№7 и №24

14

, D



№7 и №27

15

CC, R4(MB=5)

CC ~ –lgR4(MB=5)

№7 и №11 (Исключение NGC5466)

16

, R4(MB=5)

~ –lgR4(MB=5)

Возможная связь с временем и местом формирования скопления

17

, MBo

~ lgMBo

То же самое

18

CC,

CC ~

№5 и №15 (Исключение NGC5466)

19

CC, ai

CC ~ lgai

№6 и №15 (Исключение NGC5466)

20

CC, A

CC ~ lgA

№4 и №15 (Исключение NGC5466)

21

, A

~ lgA

№4 и №16

22





№5 и №16

23

EB-V, R4(MB=5)

EB-V ~ lgR4(MB=5)

№26 и №27

24

EB-V, D

EB-V ~ lgD

№26, №27 и №23

25

b, R4(MB=5)

b ~ R4(MB=5)

Возможная связь с местонахождением скопления в Галактике

26

Rg, R4(MB=5)

Rg ~ R4(MB=5)

То же самое

27

2R4(MB=5), D

2R4(MB=5) = D

Високая точность измерений Ri

Первая колонка этой таблицы содержит условный номер замеченной зависимости, во второй даны коррелирующие величины (символ  обозначает возрастание, а  – убывание значений соответ-ствующих параметров), в третьей приведен предполагаемый вид зависимости, а в четвертой – воз-можная причина. Некоторые из наблюдаемых зависимостей показаны на рисунках ниже. Приве-дены также и эмпирически полученные зависимости из первой статьи. Прежде чем приступить к де-тальному рассмотрению результатов табл. 3, отметим, что зависимости: №1-6 – структурные, №7-22 – структурно-звездные (т.е. связанные с характеристиками звездного населения скопления), а №23-27 – связанные с положением скопления в Галактике и с условиями его видимости. По нашему мне-нию, некоторые из этих корреляций являются следствием других, основных закономерностей, ука-занных в табл. 3. Отметим еще, что данные из табл. 2 для рассеянных скоплений качественно под-тверждают описанные зависимости для шаровых скоплений.

Мы рассмотрим более внимательно следующие основные наблюдаемые корреляции:

1. №5. Интересная зависимость между и R4(MB=5) (рис. 1). Она показывает связь между относительными радиусами пространственных зон (нормированными к R4(B)) и абсолютным радиусом внутренней короны при MB = 5m. Видно, что скопления с большими R4(MB=5) имеют относительно большее ядро и меньшую корону и наоборот.

Подобное изменение, связанное с вышесказанным, наблюдается и между ai и R4(MB=5) на рис. 2 – это зависимость №6. (Ясно, что зависимости №5 и №6 связаны между собою посредством №3). Наверно можно объяснить эти корреляции либо различиями в начальных параметрах скопления (масса, радиус и т.д.) во время формирования его гомологической структуры, либо эффектами дина-мической эволюции – сжатие ядра и расширение короны (см. вторую статью).







Р
ис. 1. Иллюстрация зависимости между и R4(MB=5)


Рис. 2. Иллюстрация зависимости между ai и R4(MB=5)


2. №7. Важная зависимость между и R4(MB=5) (см. табл. 1). Она показывает, что с увеличением звездной плотности во всем объеме скопления значения R4(MB=5) уменьшаются. Это можно интерпретировать как более высокую среднюю плотность в меньших по размерам скопле-ниях. Одним возможным объяснением является сравнительно небольшой разброс в массах только что сформировавшихся скоплений и различная продолжительность их начального коллапса. Другое объяснение будет рассмотрено ниже.

3. Интересно проверить, существует ли корреляция между классами концентрации СС по Шепли-Сойер и R4(MB=5) – это зависимость №15. Из рис. 3 видно, что если исключить из рас-смотрения NGC5466 можно наблюдать известную корреляцию, которая однако может быть случай-ной, так как не представлены все классы СС.








Рис. 3. Иллюстрация зависимости между R4(MB=5) и СС


Рис. 4. Иллюстрация зависимости между R4(MB=5) и


4. №16. Интересная зависимость между обилием металлов и абсолютным радиусом R4(MB=5) (рис. 4). Ее можно связать с временем и местом образования скопления (см. ниже).

5. №17. Чисто "звездная" зависимость, связывающая с параметром МВо (рис. 5). Принимая предположение о физическом смысле параметра В0 (см. вторую статью), ее можно объяснить различной светимостью звезд при образовании бедных и богатых металлами скоплений. Отметим, что соответствующая величина М для рассеянных скоплений (табл. 2), имеющих высокое содер-жание металлов, также находится в области меньших светимостей.



Р
ис. 5. Иллюстрация зависимости между МВо и



6. №23. Эта зависимость связывает абсолютный размер R4(MB=5) с условиями видимости скоп-ления, т.е. с влиянием межзвездного поглощения света, характеризующегося величиной ЕВ-V. Из рис. 6 видно, что с увеличением ЕВ-V значения R4(MB=5) уменьшаются. Такая же зависимость на-блюдается и между ЕВ-V и диаметром скопления D, взятым из каталога Кукаркина. Для ее объяс-нения можно сделать две гипотезы:

Рис. 6. Иллюстрация зависимости между R4(MB=5) и ЕВ-V

а) Влияние ЕВ-V на определенные из наблюдений размеры R4(MB=5).

Согласно работам Бархатовой [4] и Паренаго, Кукаркина и Флоря [5] межзвездное поглощение света влияет на определенные из наблюдений диаметры рассеянных и шаровых скоплений в резуль-тате уменьшения их видимых угловых размеров при больших ЕВ-V из-за "срезания" внешних частей скопления. Приведенная Бархатой формула:

lg D = lg D1 + 1,3CE

(где: D – истинный, D1 – искаженный поглощением диаметр, СЕ – избыток цвета) сравнительно хорошо описывает вид зависимости на рис. 6. Иными словами, можно считать, что с возрастанием поглощения наблюдатель систематически преуменьшает значения видимых R4(MB=5).

Против этой гипотезы, однако, имеются серьезные возражения:

1. Подобная зависимость между ЕВ-V и D наблюдается для всех скоплений (больше ста) из ката-лога Кукаркина, а также из каталога Алкаино [6]. Приходится допустить, что такая систематическая ошибка не учтена в этих каталогах при получении линейных размеров D.

2. Отсутствие подобной зависимости между расстояниями до скоплений и их R4(MB=5) (см. табл. 1) противоречит идее о неучтенном влиянии межзвездного поглощения света.

3. ЕВ-V влияет в основном на размеры внешней короны, а мы рассматриваем радиус R4(MB=5) внутренней короны, который определяется надежднее чем Rc. Кроме того, благодаря связи R4(MB=5) с , следовало бы и влияние ЕВ-V на все радиусы Ri(B) разных зон, а они, особенно в ядре скопления, определяются достаточно надеждно.

Все это приводит нас к отказу от этой гипотезы при объяснении наблюдаемой зависимости.

б) Влияние местонахождения скоплений в Галактике на R4(MB=5).

Имея ввиду, что максимальное поглощение света наблюдается в направлении к центру Галактики и вдоль галактической плоскости, можно предположить, что наблюдаемое изменение R4(MB=5) с изменением ЕВ-V связано с расстоянием Rg скопления от галактического центра и с его z-коор-динатой. В пользу этого предположения мы приводим следующие факты:

1. Наблюдается корреляция между R4(MB=5) и расстоянием скопления Rg от центра Галактики (рис. 7).

2. Наблюдается и корреляция между R4(MB=5) и галактической широтой b скопления (зависи-мость №25 из табл. 3).



Р
ис. 7. Иллюстрация зависимости между R4(MB=5) и Rg

3. Шаров [7] считает, что шаровые скопления можно разбить на две группы: скопления со спек-тральными классами F8.5 – G, относящиеся к населению диска, и скопления с классами F2 – F8, имеющие сферическое распределение. Из табл. 1 видно, что по спектральным классам NGC6171 и NGC6535 вероятно попадают в первую группу, т.е. относятся к населению диска, а другие скопле-ния: NGC5466, M15, M92, M12 и M56 относятся к второй группе и имеют сферическое распреде-ление в Галактике. Это наверно связывается и с различиями в их R4(MB=5).

4. Миронов и Самусь [8] также разбивают шаровые скопления на две группы – первая из них содержит скопления с очень населенным голубым концом (по сравнению с красным) горизон-тальной ветви, с малой концентрацией к центру Галактики и с независящим от расстояния от этого центра химическим составом, а вторая группа охватывает остальные скопления с большой концен-трацией и с изменяющимся химическим составом. Из табл. 1 видно, что NGC6171 и NGC6535 име-ют в среднем наибольшие , соответствующие виду их диаграмм "V, В-V" (см. рис. 1 из первой статьи), что вероятно относит их к второй группе Миронова, Самуся. Остальные скопления с насе-ленными голубыми концами горизонтальной ветви и с меньшими можно отнести к первой группе.

5. Кинман и Мичи [9], иследовав около 50 шаровых скоплений, установили, что чем меньше и плотнее скопление в среднем, тем ближе оно к центру Галактики. Полученные зависимости: №7 и №26 очень хорошо согласуются с их выводами.

Все эти аргументы наводят нас на мысль о правильности второй гипотезы б). Тогда основной вывод, который может быть сделан, является следующим: рассматриваемые семь скоплений пред-ставляют собой разнородную группу, причем два из них принадлежат диску, а остальные – сфери-ческой составляющей. При этом предположении зависимость "R4(MB=5), ЕВ-V" легко объясняется тем фактом, что межзвездное поглощение света наиболее сильно в направлении на центр Галактики и вдоль галактической плоскости. Очень возможно, что некоторые из замеченных корреляций: №5, 7, 16 отчасти или в целом объясняются различным расположением скоплений в Галактике. Наверно это расположение связано и с различиями в условиях образования, возрастом и динамической эволюцией шаровых скоплений.

7. №27. Это последняя из рассматриваемых корреляций. Она дает связь полученных нами значений R4(MB=5) с каталожными стойностями диаметров D этих скоплений. Из рис. 8 видно, что с хорошей степенью точности: 2R4(MB=5)  D. Это показывает, что нет систематических ошибок в определении радиусов пространственных зон скоплений. Сами параметры R4(MB=5) могут рассмат-риваться как система определенных из наблюдений радиусов скоплений, полученных с достаточной точностью и независящих от изменения R4(B) с звездной величиной. Нельзя забывать, что относи-тельно их нормирована и "относительная" структура скопления, выражаемая значениями .



Р
ис. 8. Иллюстрация зависимости между R4(MB=5) и D


4. Заключение

В заключение этой работы отметим, что описанные корреляции показывают существование возможной связи между процессами, протекающими во время формирования звездных скоплений, их динамической эволюцией и местонахождением в Галактике.


ЛИТЕРАТУРА


  1. Кукаркин, Б. Шаровые звездные скопления. М., Наука, 1974.

  2. Liller, M. A color-magnitude diagram for the globular cluster NGC6535. – Astron. J., v.85, p.1480, 1980.

  3. Миронов, А., Н. Самусь, С. Шугаров, А. Юферов. Фотометрия слабых звезд в шаровых скоплениях. VІІ. О некоторых элементах сходства фотометрических характеристик слабых звезд в М10 и М12. – Астрон. цирк., No1313, с.1, 1984.

  4. Бархатова, К. Поглощение света и диаметры рассеянных звездных скоплений. – Астрон. журн., т.26, с.251, 1949.

  5. Паренаго, П., Б. Кукаркин, Н. Флоря. Система шаровых скоплений. – Труды ГАИШ, т.16, с.47, 1949.

  6. Alcaino, G. Basic morphological data for galactic globular clusters. – Vistas in Astronomy, v.23, p.1, 1979.

  7. Шаров, А. Подсистема шаровых скоплений Галактики. – Астрон. журн., т.53, с.702, 1976.

  8. Миронов, А., Н. Самусь. О химическом составе и происхождении шаровых скоплений нашей Галактики. – Переменные звезды, т.19, с.337, 1974.

  9. Kinman, T., R .Michie. Some structural properties of galactic and globular clusters. II. –Astron. J., v.68, p.282, 1963.

Постъпила: март 2005 г.



SPATIAL STRUCTURE OF SOME GLOBULAR AND OPEN STAR CLUSTERS: III. COMPARATIVE ANALYSIS OF THE STRUCTURE OF THE CLUSTERS


Peykov Z.

ABSTRACT


The article makes a qualitative comparative analysis of the parameters describing the spatial structure of seven globular and four open star clusters in our Galaxy investigated in the fist article of this cycle. The principles and the quantities of the comparison are also given. A row of qualitative empirical relationships between the parameters of the comparison is obtained for the investigated globular clusters. These dependences are also confirmed by the open clusters. The established correlations show possible connec-tions between the characteristics of the structure, age and location of the clusters in the Galaxy.



1 Звезделин Иванов Пейков, гл. ас. д-р, УАСГ, каф.“Физика”, София 1041, буль.”Хр. Смирненски” 1, тел. 963-52-45/внутр. 431





База данных защищена авторским правом ©shkola.of.by 2016
звярнуцца да адміністрацыі

    Галоўная старонка