Ютт ning fazoviy parametrlari

3.5. Yutilish munosabatlari va qizarish qonunining tabiati

Yulduz kattaliklari turli xil fotometrik chiziqlar uchun turlicha ekanligi aniqlandi. Yulduzlar har bir diapazonda qo'zg'aluvchan nurlanishni tarqatishadi, shuning uchun absolyut yulduz kattaliklarini shu zohiriy kattaliklar yordamida hisoblash mumkin. Yulduzning absolyut yulduz kattaligi har qanday diapazonda qayd etilgan qiymat bo'lib, kuzatilgan ranglar qiymatini belgilangan mutlaq aniqlik bilan o'zaro bog'lashga olib keladi, deb ishoniladi. Shunday qilib, assimilyatsiya munosabatlari so'rilgan rang qiymatlarini absolyutemagnitga aylantirish uchun ishlatiladigan transformatsion munosabatlar / tenglamalar bilan belgilanadi. Ushbu munosabatlarning qisqacha izohlari quyida keltirilgan:

3.5.2. Yutilish qonuni

Yulduz klasteridan chiqadigan yorug'lik yulduzlararo chang va gaz orqali o'tadi, shu sababli nur tarqalishi va so'rilishi sodir bo'ladi. Ko'k rangning yutilishi va tarqalishi qizil rangga qaraganda ko'proq bo'lgani uchun, yulduzlar qizarib ko'rinadi. Qizarish qonuni chang va gaz borligida har xil bo'lishi kutiladi va uning tabiati (V - λ) / (B - V) TCD yordamida tekshiriladi (Chini & Wargue, 1990), bu erda λ B va Vdan boshqa har qanday diapozon uchun filtrdir. (V −λ) / (B − V) TCD-lar diffuz yulduzlararo materiya natijasida hosil bo'lgan yutilish ta'sirini klaster ichidagi muhit ta'siridan ajratish uchun keng qo'llaniladi (Chini & Wargue, 1990; Joshi va boshq., 2014). Shuning uchun har bir klasterning (V − λ) / (B − V) TCD diagrammasidagi eng yaxshi chiziqli bog’lanish mos keladigan TCD uchun qiyalik (m_cluster) qiymatini beradi. Diffuz yulduzlararo materiya uchun R_normal qiymatini 3.1 deb qabul qilsak, jami-selektiv yutilish R_cluster quyidagicha aniqlanadi (Neckel va boshqalar, 1981):

,

tenlikdan R_cluster ning belgilangan qiymatidan oshib ketadigan ranglar ortiqchaligining noma'lum qiymatlarini aniqlash uchun ham ishlatiladi.

3.6. Masofa va yosh

Nazariy izoxronlar yulduz klasterlarining oddiy yoshdan tortib to o’rganilmagan galaktikalarning yulduz shakllanishi tarixini bilish kabi murakkab muammolarga qadar imkoniyat yaratadi (Marigo va boshqalar, 2008). Ruxsat etilgan metallilikning klassik izoxroni Xerttssprung-Rassel diagrammasida bitta chiziq bilan ifodalanishi mumkin (Brott va boshqalar, 2011). Ushbu belgilangan izoxronlar turli xil CMD-larda eng yaxshi moslangan yechimlar bilan klasterning masofasi va yoshini ta'minlaydi. Yulduz tarqalishining kengligi asosan juft yulduzlar va klaster hududidan tashqaridagi yulduzlardir. Statistik tozalash usulida klasterdan tashqaridagi yulduzlari zararsizlantirilgandan so'ng nisbatan xiraroq a'zolarining belgilangan kengligi kamaymayotgani ham ta'kidlanadi. Klasterlarning masofa va yoshini aniqlashda uchta asosiy masala mavjud:

• 
  klasterning metalllilik darajasi,
  
• 
  asosiy ketma-ketlikda burilish nuqtasining aniq joylashuvi va
  
• 
  eng yaxshi moslangan izoxronning vizual tekshiruvdan o'tgan aralashmasi.
  

Klasterlarning masofasi va yoshi qizarish va metallning belgilangan qiymatlarini saqlab qolish orqali aniqlanadi. Klaster metallining aniq qiymati uning a'zolari spektrlarini tahlil qilish orqali hisoblab chiqiladi.

3.7. Izodensizlik konturi

Klasterlarning morfologiyasi Galaktik disk yoki gigant molekulyar bulutlar tufayli a'zo yulduzlar va tashqi to'lqin kuchlari o'rtasidagi to'qnashuv natijasida yuzaga keladigan ikki jismli ichki o'zaro ta'siriga sezilarli darajada ta'sir qilishi mumkin (Pandey va boshqalar, 2008). Yosh klasterlar holatida boshlang'ich morfologiya ona molekulyar bulutidagi dastlabki sharoitlar bilan boshqarilishi kerak (Chen va boshqalar, 2004). Klasterning yulduz zichligi markazdan uning chekkasiga qadar o'zgarib turadi, shuning uchun izodensitivlik konturida har qanday zichlik chegaralari orasida yulduz zichligi joylashgan mintaqa mavjud. Yuqori zichlikdagi kontur pastki zichlik konturiga joylashtirilganga o'xshaydi. Bundan tashqari, yuqori zichlikdagi konturlar klaster ichida tarqalib, bir-biriga bog'lanmaganligi, boshqa konturlarning tashqi chegaralari klaster atroflariga o'xshashligi ko'rsatilgan. Ushbu chegaraning radial mavjudligi klaster radiusidan kam bo'lmasligi kerak. Shunday qilib, belgilangan konturlar yulduz tarqalishining dastlabki morfologiyasini juda yaxshi kuzatuvchisi bo'lib ko'rinadi.

3.8. Klaster massalari

Klaster massasi (M_C) galaktotsentrik masofa R_G qiymati bo'yicha quyidagicha hisoblanadi (King, 1962),

bu erda A va B R_G uchun Oort doimiylari, r_t va G mos ravishda doimiylik radiusi va tortishish doimiyidir (Standish, 1995). Ochiq klasterlar quyi tizimining ushbu Oort doimiylari mahalliy qiymatlari bilan osongina ifodalanishi mumkin: (Piskunov va boshqalar, 2007),

A₀ = 14,5 ± 0,8 km s⁻¹kpc⁻¹, B₀ = −13,0 ± 1,1 km s⁻¹kpc⁻¹.

Bundan tashqari, ushbu mahalliy qiymatlar quyidagicha aniq doimiy ravishda ta'minlanadi:

A = A₀ - A₀δR_G, A - B = A₀ - B₀ - 2A₀δR_G

bu erda δR_G = (R_G - R_G,₀) / R_G,0 va R_G,0 = 8,5 kpc. Klaster massasining nisbiy tasodifiy xatosi quyidagicha ifodalangan (Piskunov va boshqalar, 2007),

Bu erda = va gelgit radiusining nisbatan tasodifiy xatolari sifatida aniqlanadi.

3.8.1. Yarim massa radiusi

Klasterlarning yarim massasi radiusi (HMR) radial masofa bilan aniqlanadi, uning atrof-muhitida klasterning yarmi massasi joylashgan bo’ladi. Har qanday klasterning HMR darajasi klasterlarning yarim fizik radiusidan mutlaqo farq qiladi. HMR atrof-muhit butun klaster mintaqalarini ikkita teng massa qismiga bo'lingan (i) markaziy qism va (ii) halo qismi. Boshqa tomondan, yarim fizikaning atrofidagi markaziy qism qolgan maydonning uchdan bir qismini egallaydi. Shunday qilib, HMR klasteri uning yarim fizik radiusidan ko'proqqa o'xshaydi. Belgilangan HMR qiymati o'rganilayotgan klasterning dinamik bo'shashish vaqtini aniqlash uchun foydalidir.

So’ngi o'tkazilgan tadqiqotlarning hal qilinmagan sirlari

Har qanday klasterning aniq a'zolarini aniqlash, ular haqida ma'lumotlar juda kam bo’lganligi tufayli, hal qiluvchi va mistik ishdir. Ularni aniqlashga bir nechta yondashuvlar mavjud, ammo har bir yondashuv o'z cheklovlariga ega. Klasterning eng mumkin bo'lgan a'zolari nazariy izoxronlarning namunalariga mos kelishi mumkin, deb ishoniladi, ammo bu uchun juda cheklangan ishlar mavjud. Ma'lumotlarning to'liq emasligi klaster xususiyatlariga ta'sir qiluvchi asosiy omil hisoblanadi. Ushbu omil juda ko'p o'zgargan MF (massa funksiyasi) qiymatlari klasterlar a'zolari uchun klassik Salpeter qiymatidan MF chizig’ining og'ishiga olib keladi. Ushbu o'zgaruvchanlik klaster morfologiyasida inqilobiy o'zgarishlarga olib kelishi mumkin. Biroq, ushbu to'liqsizlikning ta'sirini bartaraf etish uchun ADDSTAR usuli ishlatilgan, ammo bu fotometrik usullar yordamida aniqlangan yulduzlarga juda bog'liqdir. Hozirgi vaqtda qo'llanilgan to'liqlik omillarining aniqligini tekshirish uchun muqobil yondashuv mavjud emas. Ko'pincha dinamik tadqiqotlar vizual V-diapazonida yoki 2MASS-diapazonida o'tkaziladi, ammo ushbu tadqiqotlar natijalariga mos kelmaganligi sababli ularning natijalarini o'zaro tasdiqlash zarur. Yulduz ko’payishi klasterning mavjudligini ta'minlaydi, ammo klasterdan tashqaridagi yulduzlar ko’p bo’lishi aniqlikni kamaytiradi. Bundan tashqari, yulduzlarning aniqlanishi klaster hududida yulduzlar toʻplanishi bilan yuqori samara beradi, bu esa klasterga toʻgʻri keladigan yulduzlariing atrofga qaraganda taqqoslanishiga olib keladi. To'liqlik tuzatilishini qo'llashdan oldin klaster atrof-muhitini hisoblab chiqilganligi bir nechta ishlarda aniqlangan. Maydondagi va klasterli hududlarning to'liq to'g'rilanishi har xil ekanligi aniqlandi, shuning uchun klaster radiusini baholash tartibini ishlab chiqish kerak, bu to'liqlikni to'g'rilash bilan bog'liq bo'lishi mumkin. Yulduz kattaligini taxmin qilish xatosi klasterning moyil a'zolarining xususiyatlarini aniqlashda qiyinchilik tug'diradi. Chuqur kuzatuvlar ushbu qiyinchilikni kamaytirishi mumkin, ammo bu a'zolarning aniqligini oshirish uchun metodologiya zarur. Nazariy izoxronlar orqali klaster masofasini, yoshini aniqlashda MS(main sequence)ning burilish nuqtasi katta rol o'ynaydi. Ushbu nuqtani aniqlash CMD(colourmagnitude diagram) ning yulduz tarqalishiga va ushbu CMD tekisligida paydo bo'ladigan MS kengligiga bog'liqdir. Chunki klasterning burilish nuqtasi CMDda olingan yulduzlarning tarqalishini vizual tekshirish orqali aniqlanadi, shu sababli, vizual tekshirish orqali burilish nuqtasini tekshirish uchun juda samarali ishlatiladigan aytilgan burilish nuqtasini aniqlash uchun modelni cheklash kerak. Sintetik CMD usuli va Bassian tahlillari kuzatilgan ma'lumotlar nuqtalari orqali evolyutsion izoxronni cheklash uchun ishlatilgan. Buning uchun oldindan aniqlangan klaster a'zolari ishlatiladi, shuning uchun klasterdan tashqaridagi yulduzlar va tarqalib ketgan yulduzlarning ta'siri ham alohida e'tibor talab qiladi.

Klasterning aniqlangan masofasi va yoshi ham metallliligi bilan bog'liq. Odatda, metallning qiymati oldindan ko'rib chiqish orqali tanlangan. Buni aniqlash uchun fotometrik texnika yo'q. Klasterlarning massiv yulduzlarini spektroskopik kuzatuvlari klasterning metallligini aniqlash uchun ishlatiladi. Klasterlarning bunday tipdagi spektroskopik kuzatuvlari juda cheklangan, shuningdek, nisbatan xira a'zolarni spektroskopik o'rganish imkoni yo'q. Ushbu fonda hozirgi vaqtda klasterning metallliligini aniq o'lchash imkoniyati yo'q. Ma'lumki, klaster parametrlari klasterning oldindan taxmin qilingan metalliga bog'liq, shuning uchun klasterning kelib chiqqan fundamental parametrlari haqiqatdan yiroq bo'lishi mumkin. Ushbu fonda klasterlarning aniq metallligini aniqlash uchun chuqur spektroskopik kuzatuvlar talab qilinishi kerak edi. Ma'lumki, klaster radiusi haqiqatdan uzoq bo'lgan klasterning sharsimon shaklini hisobga olgan holda aniqlanadi. Klaster hajmini aniqlash uchun boshqa mumkin bo'lgan shakl tenglamasidan foydalanish kerak, bu tushunchani klasterlar morfologiyasiga nisbatan o'zgartirishi mumkin. Klaster uch o'lchovli (3D) makonda joylashtirilganligi sababli, ularni ikki o'lchovli ob'ekt sifatida ko'rib chiqish orqali ularning kengayishini aniqlaymiz, shuning uchun klaster hajmining aniq tasvirini cheklash uchun yangi 3D modellar kerak bo'ladi. Klasterlarning chegara radiusi va yadro radiusi zichligiga bog'liq, shuning uchun aniq klaster markazini aniqlash uning sferik bo'lmagan klasterlar uchun har xil bo'lishi mumkinligi sababli eng muhimdir. Bundan tashqari, izodensitivlik konturi yuqorida ko'rsatilgan markazni aniqlashning imzosi bo'lishi mumkin.

Klaster massiv yulduzlarining fraktsiyasidan davom etayotgan evolyutsion jarayonni o'rganish mumkin va o'rganilgan klaster bosqichiga olib keladi. Klasterning o'rtacha xususiy harakati bu dinamik ko’rinishni tushunish uchun yana bir omildir. Tahliliy tadqiqotlar klasterning kelajagini va vaqt o'tishi bilan klasterlarning o'zgaruvchan xususiyatlarini tushunish uchun imkoniyat ochishi mumkin. Klasterlarning ma'lum bo'lgan to'g'ri harakatlanish qiymatlari ularning hisob-kitobida katta noaniqlik tufayli eng kam ishonchli hisoblanadi, shuning uchun bu maqsadda zarur bo'lgan keng qamrovli kuzatuvlar. Bunday turdagi tadqiqotlar klaster ichidagi tortishish maydonini tahlil qilishga olib kelishi mumkin. Turli yulduz massalari qutilarining o'zgaruvchan o'rtacha harakatlanishi klaster ichidagi massa bo'linish hodisalarini tekshirish uchun foydali bo'lishi mumkin. Vaqt o'tishi bilan klaster a'zolarining to'g'ri harakatining mumkin bo'lgan o'zgarishlari haqida o'rganish kerak. Uning chuqur tahlili klaster a'zolarining bug'lanish tezligining o'zgarishini baholashda ham yordam berishi mumkin. Yulduzlararo chang donalari / bulutlarni TCDlarni tahlil qilish orqali aniqlash mumkin. Shu sababli, TCD-lar turli guruhlarda aniqlangan yulduzlarga bog'liqdir. Kuzatilayotgan kattaliklar chang miqdoriga qarab klaster yo'nalishi bo'yicha o'zgarib turadi, bu yulduzlarning yorqinligini pasaytirishi mumkin. Yulduzlararo chang / bulut klaster mintaqasida bir tekis taqsimlanganligi sababli, a'zolarning kamaygan qismi ularning massalariga qarab o'zgarib turadi.

Shunday qilib, aniqlangan yulduzlarning kattaligini to'g'irlash kerak. Bunday tuzatish o'zgarishi CMD tekisligida tarqalishi klasterning asosiy parametrlarini o'zgartirishga olib keladi. Bundan tashqari, ushbu TCD-lar ham yulduz kategoriyasini aniqlashda samarali qo'llaniladi va ularning tahlili klaster ichidagi yulduz shakllanish sirini tushunishga yordam beradi. Bulardan tashqari bizda juda kam bilimga ega bo'lgan bir qancha OSC mavjud. Ushbu kam o'rganilgan klaster va noma'lum klasterning tadqiqotlari Galaktik evolyutsiya modellarini taqiqlash / tasdiqlash uchun samarali ishlatiladigan ma'lumotlar bazasini ko'paytiradi. Klasterlarning birgalikdagi natijalari ularning evolyutsion jarayoni va ularning hajmiga bog'liqligi to'g'risida ma'lumot berishi mumkin. OSC-lar joylashgan joylarni spiral qo'llar bilan zichlik to'lqini xarakterini samarali tavsiflash mumkin. Xulosa qilib aytganda, klasterlarning keng ma'lumotlar bazasi bizning Galaktikamiz va yulduzlar shakllanish joylarining taklif etilayotgan evolyutsion modelining asosidir. (OPEN STAR CLUSTER: FORMATION, PARAMETERS, MEMBERSHIP AND IMPORTANCE Gireesh C. Joshi, arXiv:1606.07223v1 [astro-ph.SR] 23 Jun 2016)