Подпишитесь на наши новости
Вернуться к началу с статьи up
 

ЗВЁЗДНЫЕ ПОДСИСТЕ́МЫ

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    В книжной версии

    Том 10. Москва, 2008, стр. 327

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: А. С. Расторгуев

ЗВЁЗДНЫЕ ПОДСИСТЕ́МЫ, со­во­куп­но­сти звёзд (ли­бо др. объ­ек­тов) то­го или ино­го ти­па, вхо­дя­щие в со­став Га­лак­ти­ки и раз­ли­чаю­щие­ся про­стран­ст­вен­ным рас­пре­де­ле­ни­ем и ки­не­ма­тич. ха­рак­те­ри­сти­ка­ми (за­ко­ном вра­ще­ния, дис­пер­си­ей ско­ро­стей и др.). Боль­шин­ст­во га­лак­тич. на­се­ле­ний (см. Звёзд­ные на­се­ле­ния) пред­став­ля­ет со­бой со­во­куп­ность З. п. раз­ной при­ро­ды. Пред­став­ле­ние о Га­лак­ти­ке как о со­во­куп­но­сти взаи­мо­про­ни­каю­щих под­сис­тем раз­ви­то рос. ас­тро­но­ма­ми П. П. Па­ре­на­го, Б. В. Ку­кар­ки­ным и др.

Ка­ж­дая З. п. оп­ре­де­ля­ет­ся ти­пом на­се­ляю­щих её объ­ек­тов, за­ко­ном, опи­сы­ваю­щим про­стран­ст­вен­ную плот­ность, ки­не­ма­тич. ха­рак­те­ри­сти­ка­ми. З. п. пло­ской со­став­ляю­щей Га­лак­ти­ки (т. н. пло­ские под­сис­те­мы), от­но­ся­щие­ся к I ти­пу на­се­ле­ния, име­ют силь­ную кон­цен­тра­цию к плос­ко­сти сим­мет­рии Га­лак­ти­ки. К их чис­лу от­но­сят­ся мо­ло­дые объ­ек­ты – го­ря­чие звёз­ды-кар­ли­ки, ги­ган­ты и сверх­ги­ган­ты спек­траль­ных клас­сов О и В, клас­сич. це­феи­ды, сверх­но­вые звёз­ды II ти­па (кол­лап­си­рую­щие мас­сив­ные звёз­ды), рас­се­ян­ные звёзд­ные ско­п­ле­ния, меж­звёзд­ные газ и пыль. Кон­цен­тра­ция этих объ­ек­тов к цен­тру Га­лак­ти­ки вы­ра­же­на зна­чи­тель­но сла­бее. Плот­ность пло­ских под­сис­тем обыч­но опи­сы­ва­ют экс­по­нен­ци­аль­но па­даю­щим рас­пре­де­ле­ни­ем по вер­ти­каль­ной ко­ор­ди­на­те и по рас­стоя­нию от цен­тра. Ха­рак­тер­ные тол­щи­ны со­став­ля­ют от 100 до 400 пк, то­гда как ха­рак­тер­ный ра­ди­ус – 2,5–3 кпк. З. п. сфе­рич. со­став­ляю­щей Га­лак­ти­ки (II ти­па на­се­ле­ния) име­ют сла­бую кон­цен­тра­цию к плос­ко­сти сим­мет­рии Га­лак­ти­ки и силь­ную кон­цен­тра­цию к цен­тру Га­лак­ти­ки. Та­ко­вы звёз­ды-суб­кар­ли­ки, пе­ре­мен­ные звёз­ды ти­па RR Ли­ры, не­ко­то­рые по­лу­пра­виль­ные пе­ре­мен­ные звёз­ды, ша­ро­вые звёзд­ные ско­п­ле­ния. З. п. про­ме­жу­точ­ной со­став­ляю­щей – тол­сто­го дис­ка Га­лак­ти­ки – име­ют ха­рак­тер­ную тол­щи­ну рас­пре­де­ле­ния ок. 700–1400 пк. К ним от­но­сят­ся крас­ные звёз­ды-кар­ли­ки и крас­ные ги­ган­ты, но­вые звёз­ды, сверх­но­вые звёз­ды I ти­па (взры­ваю­щие­ся бе­лые кар­ли­ки), пе­ре­мен­ные звёз­ды ти­па RV Тель­ца, пла­не­тар­ные ту­ман­но­сти.

Со­глас­но звёзд­ной ди­на­ми­ке тол­щи­на ка­ж­дой З. п. про­пор­цио­наль­на сред­ней дис­пер­сии вер­ти­каль­но­го ком­по­нен­та ско­ро­сти. Сте­пень сплюс­ну­то­сти З. п. пло­ской со­став­ляю­щей свя­за­на так­же со ср. ско­ро­стью вра­ще­ния. Мед­лен­нее все­го вра­ща­ют­ся З. п. тол­сто­го дис­ка – на 50–60 км/с мед­лен­нее мо­ло­дых пло­ских З. п. Под­сис­те­мы сфе­рич. со­став­ляю­щей прак­ти­че­ски не вра­ща­ют­ся. На­блю­де­ния по­ка­зы­ва­ют, что у пло­ских З. п. име­ет­ся за­ви­си­мость дис­пер­сии ско­ро­стей от воз­рас­та (чем боль­ше сред­ний воз­раст объ­ек­тов под­сис­те­мы, тем боль­ше дис­пер­сия их ско­ро­стей), ле­жа­щая в ос­но­ве свя­зей ме­ж­ду воз­рас­том, ки­не­ма­тич. ха­рак­те­ри­сти­ка­ми и про­стран­ст­вен­ным рас­пре­де­ле­ни­ем объ­ек­тов.

Су­ще­ст­вен­ные раз­ли­чия свойств З. п. яв­ля­ют­ся след­ст­ви­ем ус­ло­вий фор­ми­ро­ва­ния со­став­ляю­щих их объ­ек­тов на раз­ных ста­ди­ях эво­лю­ции Га­лак­ти­ки из ве­ще­ст­ва, в разл. сте­пе­ни обо­га­щён­но­го тя­жё­лы­ми хи­мич. эле­мен­та­ми в ре­зуль­та­те вспы­шек сверх­но­вых. В ча­ст­но­сти, З. п. тол­сто­го дис­ка и сфе­рич. со­став­ляю­щей от­ли­ча­ют­ся от пло­ских З. п. де­фи­ци­том хи­мич. эле­мен­тов тя­же­лее ге­лия – от 10- до 200-крат­но­го.

Изу­че­ние отд. З. п. по­зво­ля­ет глуб­же по­нять за­ко­но­мер­но­сти, свя­зы­ваю­щие про­стран­ст­вен­ное рас­пре­де­ле­ние, ки­не­ма­ти­ку, воз­раст и про­ис­хо­ж­де­ние объ­ек­тов.

Лит. см. при ст. Звёзд­ная ас­тро­но­мия.

Вернуться к началу