Особенности кинематики звезд в окрестностях Солнца

ПОПОВА Мария ЭриковнаУральский Государственный Университет

Задача - определение компонентов скорости движения Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звезд и рассеянных звездных скоплений.

ВВЕДЕНИЕ

Скорость солнечного движения относится к ключевым параметрам звездной кинематики, т.к. вводит систему отсчета.Однако, есть существенные разногласия в определении компонентов скорости (особенно в направлении галактического вращения), н.п.

Dehnen, Binney (1998)

(UO, VO, WO) = (10.0 ± 0.4, 5.2 ± 0.6, 7.2 ± 0.4) км/с

Fehrenbach et al. (2001)

(UO, VO, WO) = (2.9 ± 0.6, 10.4 ± 0.6, 4.8 ± 1.2) км/с

ВЫБОРКА:

Звезды• каталог Hipparcos (van Leeuwen, Astron. Astrophys. 474, 653 (2007))• каталог Харченко (Kharchenko et al., Astron. Nachr. 328, 889 (2007))

РЗС• каталог Dias (Dias et al., Astron. Astrophys. 389, 871 (2002))

Звезды - расстояния от Солнца ≤ 300 пк. РЗС - расстояния от Солнца ≤ 1 кпк.

Ошибки параллаксов, собственных движений и лучевых скоростей ≤ 30%.

ГР-диаграмма (выбранные подгруппы звезд)

1.1. По звездам

Количество звезд

субгиганты 4190

кр.гиганты 1454

гп 1 2475

гп 2 5380

гп 3 7736

гп 4 1567

1. ОПРЕДЕЛЕНИЕ КОМПОНЕНТОВ СКОРОСТИ ДВИЖЕНИЯ СОЛНЦА

Отбор звезд по диаграмме Линдблада (отбор по эксцентриситетам галактических орбит). Звезды с малым эксцентриситетом лучше представляют кинематические свойства звезд в тонком диске.

гп 3

Зависимость ошибки определения UO от количества оставленных в подвыборке звезд

гп 3 Компоненты скорости движения Солнца, полученные по лучевым скоростям и собственным движениям звезд.

UO VO WO

количество звезд после

отбора

субгиг. 10.7 ± 1.9 13.1 ± 2.2 6.9 ± 0.6 3129

кр.гиг. 9.5 ± 0.8 17.0 ± 2.7 5.1 ± 1.2 1054

гп 1 11.0 ± 1.5 15.1 ± 1.2 7.9 ± 0.6 1391

гп 2 11.8 ± 0.9 10.6 ± 1.2 7.6 ± 0.4 3799

гп 3 10.6 ± 1.4 15.5 ± 2.0 6.9 ± 0.5 5519

гп 4 14.1 ± 1.6 19.1 ± 1.0 6.5 ± 1.3 1015

среднее 11.1 ± 0.6 15.1 ± 1.3 7.1 ± 0.3

Компоненты скорости движения Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звезд окрестностей Солнца

Вывод: отбор звезд по эксцентриситетам не обеспечивает надежного подавления асимметрии Стремберга в подвыборках (особенно для определения VO).

Метод предполагает свободное от локальных эффектов распределение остаточных скоростей. В действительности, распределение скоростей звезд сильно структурировано.

Большие ошибки (в VO) вызваны локальными эффектами в распределении остаточных скоростей звезд.

Необходимо увеличение рассматриваемого объема Галактики. Удобные объекты - РЗС. Молодые => имеют практически круговые орбиты.

Поле остаточных скоростей для РЗС

Распределение достаточно однородно, кинематические группировки скоплений практически не выделяются.

1.2. Определение компонентов скорости движения Солнца по РЗС

Распределение РЗС в плоскости Галактики с остаточными скоростями.

Солнце - X = 8.3 кпк Y = 0.0 кпк

Для вычисления компонентов скорости движения Солнца можно использовать РЗС с r ≤ 1 кпк.

Вероятно, собственные движения слабых звезд каталогов UCAC-2 и UCAC-3 отягощены существенными систематическими ошибками.

Компоненты скорости движения Солнца (UO и VO), полученные по лучевым скоростям и собственным движениям РЗС

UO = 9.4 ± 0.2 км/сVO = 11.0 ± 0.5 км/с

(WO = 7.1 км/с по звездам)

После отбора по диаграмме Линдблада - 220 РЗС

На плоскости VR - Vθ явно выделяются сгущения звезд, имеющих близкие скорости - движущиеся группы.

Движущиеся группы, вероятно, имеют динамическое происхождение, поэтому их удобно использовать для изучения крупномасштабной структуры и динамики Галактики.

2. ПОЛЕ ОСТАТОЧНЫХ СКОРОСТЕЙ ПО ДАННЫМ О ЗВЕЗДАХ

VR > 0 от центра ГалактикиVθ > 0 в сторону вращения Галактики

Сглаженное поле остаточных скоростей (вейвлет-сглаживание)

Полосовая цифровая фильтрация выделяет многочисленные сгущения звезд, в основном совпадающие с известными кинематическими группами.

Выделенные движущиеся группы

Francis, Anderson (2009)Antoja, Figueras et al. (2008)Famaey, Siebert, Jorissen (2008)

Наиболее полное распределение движущихся групп - Zhao, Zhao, Chen (2010) (квадраты)

Stream 1 не отмечен ни в одной из работ.

На диаграмме Линдблада хорошо разделяются движущиеся группы звезд.

Выделенные движущиеся группы

ГР-диаграммы для движущихся групп (изохроны Girardi, Bertelli et al. (2003))

Чем дальше к периферии на диаграмме VR-Vθ расположена движущаяся группа, тем больше ее ГР-диаграмма похожа на диаграмму для РЗС.

ГР-диаграммы для движущихся групп (изохроны Girardi, Bertelli et al. (2003))

ВЫВОДЫ:

• Компоненты скорости движения Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звезд:

UO = 11.1 ± 0.6 км/с, VO = 15.1 ± 1.3 км/с, WO = 7.1 км/с,

по РЗС: UO = 9.4 ± 0.2 км/с, VO = 11.0 ± 0.5 км/с. Различия в этих оценках и ранее получавшихся значительно больше

интервала ошибок.

• Звезды окрестностей Солнца менее пригодны для определения компонентов скорости движения Солнца в связи с особенностями распределения скоростей. Следует выбирать объекты из большого объема. Кинематические группы не позволяют с достаточной точностью установить систему отсчета скоростей в Галактике.

• Остается открытым вопрос о происхождении движущихся групп. Идея чисто динамического происхождения групп (н.п. Famaey et al. (2008)) на основе большого разброса возрастов и металличностей звезд в пределах одной группы не очень убедительна, т.к. единственный критерий принадлежности к группе - кинематический.

Астрономическая обсерватория Уральского Университета

Екатеринбург

СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ!