Структура и кинематика Галактики

А.С. Расторгуев А.С. Расторгуев (Москва, ГАИШ МГУ(Москва, ГАИШ МГУ))

Июнь 2006Июнь 2006

«Астрономия-2006» «Астрономия-2006» 125125 лет АО СПбУ лет АО СПбУ

На рубеже веков: 1997-2006 г.На рубеже веков: 1997-2006 г.• Эпоха «после HIPPARCOS»: все новые данные с HIPPARCOS

и TYCHO-2 (π, μ) уже использованы. Шкалы расстояний уточнены по π, но окончательные точки не расставлены.

• Появился ряд новых «всенебесных» каталогов (UCAC2, SDSS, 2MASS, USNO-A2.0, USNO-B1.0, DENIS, ASAS-3 и др.), опирающихся на систему ICRS/ICRF.

• Каталоги и архивы лучевых скоростей (RAVE, Женевско-Копенгагенский обзор Nordstrom et al. (2004), ELODIE, OSAСA и др.)

• Разрабатываются новые космические проекты (GAIA, SNAP).• Разрабатывается концепция виртуальных обсерваторий и Разрабатывается концепция виртуальных обсерваторий и

международный консорциум международный консорциум VO VO как отклик на будущие как отклик на будущие тера- и петабайтные объемы данных.тера- и петабайтные объемы данных.

«Всенебесные» каталоги• Астрометрические:- UCAC2:UCAC2: 20 mas (10-14mR), 70 mas(16mR), PM: (1-3

÷ 4-6 mas/y), ~48 млн. звезд южнее +50°- USNO-B1.0:USNO-B1.0: 0.2", полнота до 21m(V), 1.04 млрд.

звезд, PM• Фотометрические и спектральные:- SDSS:SDSS: 5 полос (0.35-0.9μm), ~250 млн. звезд.- ASASASAS--3:3: ~50 тыс. переменных среди 15 млн. звезд

южнее +28°• IR: DENISDENIS:: iJK(18.5-14m), 355 млн. объектов южного

неба• IR+астрометрия: 2MASS2MASS:: JHK(15.8-14.3m), ~300 млн.

точечных объектов, 0.5"

• Комбинация позиционных данных из разных каталогов, с эпохами, разделенными десятилетиями, позволяет сейчас выводить собственные движения удовлетворительной точности (для скоплений и групп звезд ~1-2 mas/год)

Специальные каталоги• ASCC-2.5ASCC-2.5 (Н.Харченко, А.Пискунов, 2001): 2.5 млн. звезд

(полнота РЗС до 850 пк от Солнца)• W.Dias et al. (2002):W.Dias et al. (2002): компилятивный каталог данных о 1537 РЗС.• OSACAOSACA (Г.Гончаров, 2005):: компилятивный каталог VR для 35

тыс. звезд в рукаве Ориона• RAVE:RAVE: текущий статус:~25000 VR (2.3 км/с, I<12m) звезд

южнее +20° (завершение – 2010)• Geneva-Kopenhagen surveyGeneva-Kopenhagen survey (B.Nordstrom et al., 2004): VR, РМ и

возрасты ~14000 близких звезд (0.5 км/с)• Bibl. Cat. of stellar rad. vel.Bibl. Cat. of stellar rad. vel. (S.Malaroda et al., …-2005): VR~76000

звезд. Продолжение дела Barbier-Brossat.• The ELODIE archiveThe ELODIE archive (PASP V.116, P.693-698, 2004 -http://atlas.obs-hp.fr/elodie)• ОКПЗ + КЗП:ОКПЗ + КЗП: ~50000 переменных звезд разных типов (ГАИШ)

• Создана хорошая база для широкого спектра статистических исследований нашей Галактики, содержащая разнообразные массовые звездные данные (положения, собственные движения, лучевые скорости, многоцветную фотометрию)

Строение Галактики: задачи

• Функция светимости (и функция массы, IMF)• Поглощение света – 3D модели• Строение и населенность подсистем• Вертикальное распределение масс, KZ,

локальная плотность, толстый диск• Модели Галактики• Спиральный узор• «Темная» материя• «Микроструктуры» в Галактике

• Принципиальные моменты, необходимые для решения этих задач:– Уверенный ход функции светимости для MV>15m

для диска, толстого диска и гало (разные ли они?)– Картина поглощения (желательно 3D)– Глубокий предел звездных подсчетов (V>22-25m)– Многоцветность наблюдений, включая IR– Согласие фотометрических и динамических Согласие фотометрических и динамических

моделеймоделей

Метод:Метод: звездные подсчеты и дифференциальная функция блеска

max

0

2 )(5lg5)()(r

drrExtrmrDrmA

D(r) для подсистем

Безансонская модельНаселений Галактики. Разные возрасты, химсостав и IMF.

Реальная функция светимости в солнечнойокрестности.

Ее ход при Ее ход при MMVV>15>15mm

совершенно совершенно неясен.неясен.

?

Модель

Последние результаты проекта CFHT Legacy Survey

(M.Schultheis, A.Robin et al., 2006)

Функция светимости:Функция светимости:

mc – mass break (излом, красная черта) Для IMF вида dn/dm ~ m -α:α = 1.5 для m < 0.5 m0 (стандартная модель):α = 4 для m < mc= 0.15 m0

α = 3 для m < mc= 0.20 m0

α = 2 для m < mc= 0.25 m0

Избыток звезд малой массы!Избыток звезд малой массы!Вклад в решение проблемы Вклад в решение проблемы DM?DM?

____________________α = 4

α=2

α=3

α=4

Вклад разных классов светимости в звездные подсчеты:Вклад разных классов светимости в звездные подсчеты:при подсчетах для при подсчетах для V>25V>25mm критична модель Ф(М) для ГПкритична модель Ф(М) для ГП

Для умеренных широт

Ф(МФ(МVV) ?) ?

Глубина подсчетовГлубина подсчетов(дифференциальнаяфункция блеска)

В NIR (K)

В оптике (V) ↓

Необходимы подсчеты до V ~ 25-30m

Наземные телескопы иНаземные телескопы икосмические проекты?космические проекты?

Многоцветность:Многоцветность:

Помогает выявитьвклады различныхподсистем (гало – диск – ТД) в зави-cимости от b.Показаны моделиподсчетов до ~19-22m (Bahcall & Soneira) Многополосностьзапланирована в космических проектах.

33DD поглощение поглощение:: распределение пыли в диске Галактики (R.Drimmel, 2004, 2005)

SunПривлечены данные Bland-Hawthorn &Maloney (2002) поспиральной структуреи распределению HI

Замечание: положениеспиральных ветвей часто определяется по кинематике газа, поэ-тому результаты нельзясчитать независимыми

Drimmel et al. (2006):AK vs Dist дляобласти антицентраГалактикиМодель vs наблю-дения: о - NIR * - ОВ-звезды

То же, для области30° < l < 75°

Согласие невсегда хорошее.

Модели AK позволяютпозиционировать поло-жение звезд Red ClumpRed Clumpна диаграмме K-(J-K) cразными расстояниями(2MASS).K2III:K2III: MK = -(1.65±0.3)m,(J-K)0 = (0.75±0.2)m

Индикаторы расстояния!Индикаторы расстояния!

Типичная диаграмма ГР длянаправлений в плоскостиГалактики

Вертикальное распределение массыВертикальное распределение массы и и кинематика толстого дискакинематика толстого диска

• Прямые методы (звездные подсчеты и кинематика): цикл работ Siebert, Soubiran, Bienayme et al. (2003-2005)

• ~400 gK в обл. NGP (TYCHO-2 + ELODIE VR) Градиент σZ по Z-коорд.

Доля толстогодиска: 0.15±0.07

Ф-я светимости gK

lg ρ vs z

H~350 пк старый дискH~750 пк толстый диск

Поверхностная плотность: ΣΣ((00..88 кпк) кпк) ~57-66 M~57-66 M00 пкпк-2-2 ΣΣ(1.1 кпк) (1.1 кпк) ~57-79 M~57-79 M00 пкпк-2-2

Полупериод колебаний PZ ~ 42±2 Myr

Малый вклад LDM: <0.030 M0 пк-3

Скорость отставанияот LSR ~50 км/с

RR-Лириды толстого диска: [Fe/H] > -0.8

(Дамбис, Расторгуев, 2001)• Метод статистических параллаксов (3D скорости):• (U0 V0 W0) = (-16±8, -4-411±±77, -18±5) км/с

• (σU σV σW) = (53±9, 42±8, 26±5) км/с• Подсистема быстро вращается (~160 км/с, отставание

от LSR на ~50 км/с)

• <M<MVV>>RRRR = = +1+1..1111mm ± 0. ± 0.2828mm Первое прямое Первое прямое доказательство наличия зависимостидоказательство наличия зависимости <M <MVV>>RRRR - - [Fe/H] [Fe/H] из наблюденийиз наблюдений

Расторгуев, Дамбис, Заболотских (2005) – выделение RR-Лирид толстого диска по 2D-3D скоростям: бимодальное распределение (MLF)

• 3D (~ 360 звезд)• (U0 V0 W0) = (-14±5, --5252±±55, -16±4) км/с

• (σU σV σW) = (56±5, 44±4, 35±4) км/с

• Доля звезд толстого диска ffTDTD ~ 0.31 ~ 0.31 0.030.03• 2D (~1200 звезд) • (U0 V0 W0) = (-14±5, --5252±±66, -12±4) км/с

• (σU σV σW) = (48±6, 48±5, 22±4) км/с

• Доля звезд толстого диска ffTDTD ~ 0. ~ 0.42 42 0.00.022

Пример различий в [α/Fe] (Nissen et al., 2004):белые кружки – диск, черные – гало → классификация!

В выделении населений большиеперспективы имеют данные охимизме, например, оботносительном содержанииα-элементов (O, N, S, Mg,...)

Локальная плотность в дискеЛокальная плотность в диске

• Bienayme et al. (ASP Conf. Ser. V.182, 1999) - по данным о близких А-звездах из HIPPARCOS (3D-поле скоростей и распределение)

Oort’s limit:Oort’s limit: 0.076-0.10 M0/пк3

• Дамбис (2003, 2004) – по зависимости «толщины» вертикального распределения цефеид и молодых рассеянных скоплений от возраста:

• Полупериод PZ = 37…52 Myr

ω2Z ≈ 4πGM0ν0

↓ ρdyn ~ 0.06…0.12 M0пк-3

LDM: ~ LDM: ~ ρρ< 0.023 < 0.023 MM00пкпк-3-3 DM

Overshooting: есть ли?

Согласие фотометрических и динамических моделейСогласие фотометрических и динамических моделей

• До конца 1980-х развивались раздельно– Фотометрические: звездные подсчеты– Динамические: кривая вращения и кинематические

параметры• Первый шаг к известным Безансонским

моделям – Bienayme, Robin, Creze (1987):– Связь |z| подсистем с возрастом, химизмом и

ростом дисперсии скоростей ((Parenago’s Parenago’s discontinuity!)discontinuity!)

– Изотермичность подсистем– Звездные подсчеты для ограничения ρ(DM) и

согласования с V(R) (показано, что роль DM в диске незначительна)

Спиральный узор нашей ГалактикиСпиральный узор нашей Галактики• Как может выглядеть Млечный Путь?

М 74NGC 4622

• Наблюдательные данные противоречивы• Помехи:Помехи:

– В оптике сильное и неоднородное поглощение (эффекты селекции)

– В NIR велик вклад красных слабых звезд, слабее концентрирующихся к спиральным ветвям

– HII: большие ошибки шкалы расстояний (звезд ОВ)– HI: зависимость от модели распределения газа– H2, CO, ОН: ненадежные кинематические расстояния (с

ошибкой > 1 кпк) из-за неопределенности кривой вращения, особенно на периферии

Число спиральных рукавов – неизвестнонеизвестноУгол закрутки и фаза Солнца – неоднозначнынеоднозначныСкорость вращения узора – неточнанеточна

вблизи Солнцавблизи Солнца

Направление вращения ГалактикиНаправление вращения Галактики

К центруК центру

CarCar SgrSgr

CygCyg

PerPer

Показано распределе-Показано распределе-ние рассеянных ние рассеянных скоплений и цефеид в скоплений и цефеид в плоскости Галактикиплоскости Галактикии нанесены и нанесены возмож-возмож-ныеные положения отрез- положения отрез-ков локальных спира-ков локальных спира-льных рукавов:льных рукавов:

Киля-Стрельца, Киля-Стрельца, Лебедя-Ориона,Лебедя-Ориона,Персея-Кассиопеи.Персея-Кассиопеи.

Солнце – в центреСолнце – в центреобласти размеромобласти размером10 х 10 кпк10 х 10 кпк..

~2 кпк

Межрукавноерасстояние

D.Russeil (2003)D.Russeil (2003):: спиральный узор по областям звездообразованияРасстояния – кинематические (кривая вращения Brand, Blitz, 1993)

4-рукавная модельГалактики

Угол закрутки ичисло рукавовсвязаны междусобой

• Проблематика спиральной структуры тесно Проблематика спиральной структуры тесно связана с связана с кинематикойкинематикой::

– (a)(a) Кинематические расстояния газа (и звезд) требуют надежной кривой вращения (в т.ч. за солнечным кругом) и учета уклонений от круговых движений (этого никто не делает, хотя амплитуды ≥10 км/с)

– ((бб)) Влияние волн плотности на кинематику звезд (эффекты селекции слабее!): найдены периодические радиальные и тангенциальные изменения остаточных скоростей параметры спиралей (fR, fΘ; χ0, i) ΩP

• (а)(а) Варианты кривой вращения Галактики

При RR00 = 7.5 = 7.5 кпккпк криваявращения за солнечнымкругом «понижается».Уточнение кривойвращения – по-прежнемуактуальная задача.

Для RR00=8.5 =8.5 кпккпк

(б)(б) Периодические возмущениярадиальной и тангенциальнойостаточной скорости молодыхобъектов – следствие влиянияволн плотности межрукав-ное расстояние.Возможна оценка амплитудвозмущений (fR, fΘ).Но:Но: ΩP определяется весьманенадежно.Альтернатива:Альтернатива: пространственно-возрастное распределениеобъектов (например, РЗС – Локтин,Попова, 2005)

Молодые РЗС и цефеиды, lgT<7.6

Периодичность ~ 2 кпк

• Необходим целенаправленный (оптимальный) Необходим целенаправленный (оптимальный) отбор объектов для определения кривой отбор объектов для определения кривой вращения за солнечным кругом:вращения за солнечным кругом:– Цефеиды больших периодов и далекие РЗС в

направлениях l~120-145° и l~215-240°• Здесь большое число малоизученных

рассеянных скоплений. Задачи: их поиск, выделение, определение избытков цвета, расстояний, возрастов и лучевых скоростейлучевых скоростей.. 2MASS и другие всенебесные каталоги.

• Нужны крупные телескопы (спектроскопия до Нужны крупные телескопы (спектроскопия до 1616mm))

К оптимальному отбору объектов для определения К оптимальному отбору объектов для определения кривой вращения по лучевым скоростям:кривой вращения по лучевым скоростям:

Большой градиент лучевой скорости по гелиоцентричес-кому расстоянию r одновременно с большим расстоянием до центра Галактики (диаграммы l – r).(Рассчитано для наблюдаемой кривой вращения)

Звездные скопленияЗвездные скопления• Шаровые:Шаровые: особая ценность для тестирования

динамических моделей Галактики по их лучевым скоростям и собственным движениям. Известны практически все (~150).

• Рассеянные:Рассеянные: уникальная возможность анализа пространственно-возрастной структуры диска и истории звездообразования в Галактике.

• Известно >1700, определены параметры ~750.• Изучение РЗС – большая и сложная задача.

• Перспективные проекты изучения рассеянных Перспективные проекты изучения рассеянных скоплений:скоплений:– Н.Харченко, А.Пискунов и др. (НАНУ, ИНАСАН):Н.Харченко, А.Пискунов и др. (НАНУ, ИНАСАН):

открытие и систематическое изучение по компилятивному каталогу ASCC-2.5ASCC-2.5. Около 150 новых скоплений.

– С.Копосов, Е.Глушкова, И.Золотухин (ГАИШ):С.Копосов, Е.Глушкова, И.Золотухин (ГАИШ): методика автоматического открытия и изучения по 2MASS и другим большим каталогам путем вейвлет-сгладивания. Учитывается концентрация звезд – членов скопления. Открыт ряд новых далеких молодых скоплений в области антицентра Галактики:

Окнофильтрации«сомбреро»

Проблема шкалы расстоянийПроблема шкалы расстояний• Ранее:Ранее: была тесно связана с проблемой R0

• Наблюдения кеплеровских орбит и лучевых скоростей IR «звезд» в области центра Галактики близки к решению части проблемы: R0 ≈ 7.5±0.3 кпк

• Осталась проблема согласования шкал расстояний цефеид (более длинной) и RR-Лирид (более короткой)

• Возможный путь решения:Возможный путь решения: калибровка светимостей цефеид по Бааде-Весселинковским (пульсационным) радиусам по NIR данным (малое влияние поглощения и более тесная связь CI vs Teff).

ВПЕРВЫЕ методом динамического параллакса скоро непосредственно и надежно можно будет вычислить

расстояние до центра Галактики

В 2007 г. В 2007 г. S0-2S0-2 завершит завершитполный оборот, возможно, полный оборот, возможно, окончательно решивокончательно решивпроблему проблему RR00

((S0-16S0-16 движется по движется посильно вытянутойсильно вытянутойорбите)орбите)

0.50.5""

• Осталась проблема согласования шкал расстояний цефеид (более длинной) и RR-Лирид (более короткой)

• Возможный путь решения:Возможный путь решения: калибровка светимостей цефеид по Бааде-Весселинковским (пульсационным) радиусам по NIR данным (малое влияние поглощения и более тесная связь CI vs Teff).

• Кстати:Кстати: Пульсационные радиусы RR-Лирид, определенные в 198х, дают хорошее согласие с другими методами (статистическим и тригонометрическим) определения их шкалы расстояний

Механизм быстрого «нагрева» галактического дискаМеханизм быстрого «нагрева» галактического диска

Рост средних скоростей звезд ГП с цветомРост средних скоростей звезд ГП с цветом

ИзломИзлом

ПлатоПлатоОбласть ростаОбласть ростаскоростейскоростей

Цвет СолнцаЦвет Солнца

Выбор конкретного механизма из числа нескольких предложенных зависит

от показателя наблюдаемого степенного закона роста скорости: σ ~ t q

Однозначного результатапока нет (различие изо-хрон и методик, измене-ния темпа звездообразо-вания и т.д.):

q ~ 1/3…1/2

Ограничения на распределение масс в ГалактикеОграничения на распределение масс в Галактике

Анализируются скорости далеких объектов гало

Sakamoto, Chiba& Beers (2002-2003):

11 карликовых галактик, 137 ШЗС,413 HB-звезд поля

Основной вклад в ограничения на полную массу системы дают Draco, Leo I, Pal 3

Нижние оценки массы: ~(1.8-2.5)~(1.8-2.5)××10101212 M Moo в пределах расстояния

до Leo I (270 кпк) ~~55.5.5××10101111 M Moo в пределах расстояния до

БМО (~50 кпк), практически модельно не зависима

«Гипергалактика» по Я. Эйнасто«Гипергалактика» по Я. Эйнасто

Ультрабыстрые звездыУльтрабыстрые звезды ( (hypervelocityhypervelocity stars)stars)

• Известно пока 7(?) HVS (проэволюционировавшие В-звезды)

• Происхождение: распад двойной в поле центральной SMBH

• Общее число оценивается в ~103

• Если так, то их нельзя использовать их нельзя использовать для тестирования галактического для тестирования галактического потенциалапотенциала

Bulge

Бар и его кинематикаБар и его кинематика• Бар рассматривается как генератор спирального

узора Галактики, изучение его кинематики - важная задача

• Debattista et al. 2002:– по возмущениям поля скоростей звезд в окрестности

Солнца и по диаграммам (l – VR) - угловая скорость вращения бара в пределах 40-65 км/с/кпк40-65 км/с/кпк

• Sumi et al. (2003-2004):– собственные движения ~ 47000 звезд Red ClumpRed Clump в

галактическом баре. По различиям кинематики яркой и слабой групп (ближнего и дальнего конца бара соответственно) оценена максимальная скорость его вращения: ~100 ~100 км/скм/с

Любопытные методы изучения кинематикиЛюбопытные методы изучения кинематики((«Московская Школа»«Московская Школа»))

(1) Обширная выборка не всегда лучше малой:по «касательному кругу», опирающемуся на R0 как на диаметр (RR0 0 coslcosl = = r cosbr cosb), хорошо определяется угловая скорость ω0 и исключаются корреляции с другими определяемыми параметрами.

(2) В предположении выполнения теоремы Линдблада:

(σV/σU)2 = 1 – A(R) / ω(R) во всем объеме выборки (до 5-6 кпк от Солнца) оценка ω0 ПО ЛУЧЕВЫМ СКОРОСТЯМ (!) совпадает с оценкой по 3D и 2D скоростям.Вывод: звездная динамика работает!Вывод: звездная динамика работает!

«Тонкие структуры» в Галактике«Тонкие структуры» в Галактике• Большое число работ по поиску и исследованию приливных

«шлейфов» от скоплений и карликовых галактик с использованием всенебесных каталогов (2MASS, SDSS) и оригинальных наблюдений

• Белокуров и др. (2006):– Sgr dSph (Rhel ~25 кпк) и Sgr Stream (RR Lyrae, A, gM,

GC)– Monoceros Ring - пояс на RGal~15-20 кпк из звезд

пониженной металличности. Источник:Источник: CMa dSphCMa dSph? Изгиб галактического диска?– Orphan («сирота») Stream – большой

галактоцентрический круг, источник пока не найден. Связь с HVC?

Sgr Stream

• Комбинация данных 2MASS и SDSS: по геометрии двух ветвей потока делается вывод о сферичности темного гало

2MASS SDSS

Orphan Stream

HVC

Коротко о космических проектах для Коротко о космических проектах для звездной астрономиизвездной астрономии

• GAIAGAIA ( (ESA)ESA) ( (M.Perriman et al.)M.Perriman et al.)– Запуск в 2011 г., ~6 лет работы

• SNAP (NASA, DOE USA) (S.Perlmutter et al.)SNAP (NASA, DOE USA) (S.Perlmutter et al.)– Запуск в 2014 г., ~3 (-6?) лет работы

• GAIA первоначально было сокращением для Global Astrometric Interferometer for Astrophysics

• Методика измерений изменилась, но название осталось.

• В среднем ~150 эпох наблюдений объекта, в том числе:- 80 астрометрических;- 120 спектральных;- 180 фотометрическихСуммарная экспозиция ~ 3000 с (по сравнению с ~ 500 с для HIPPARCOS)За полгода – 1 скан всего неба.

Принцип измерений

• Cканирование неба при (сложном) вращении спутника в L2.

• Срок службы: с ~ 2011 по 2017 г.• Оборудование:

– 2 астрометрических зеркала 140 х 50 см с фокусным расстоянием ~42 м;

– 1 спектральное зеркало D~50 см;– Приемник: массив из 170 ПЗС-матриц общим

размером ~85 х 60 см

Задачи и возможности Задачи и возможности GAIAGAIA• Прецизионная астрометрия:

– ± 4 μas для звезд 12 (V), – ± 10 μas для звезд 15 (V), – ± 0.2 mas для звезд 20 (V).

• Всего (войдет в 1-ю версию каталога) будет измерено ~1 млрд звезд ярче 20 (V), с дальнейшим распространением на 21-22 (V) – всенебесный каталог.

• Фотометрия (MBP – 10-12 полос, BBP – 5-6 полос); полосы оптимально выбраны для изучения химсостава и распределения поглощения (σAv ~ 0.1m).

• Спектроскопия (RVM) в диапазоне 848-874 nm, разрешение ~11500:– Лучевые скорости с ошибкой на конец миссии (для K1III)

<1 км/с (ярче 13 V), ~1 км/с (15 V), >10 км/с (18 V);– Химизм (по линиям Ca, Fe, Si; H -Пашеновская серия), в

т.ч. [α/Fe], с точностью ~(0.1-0.2) dex.

Ожидаемые достижения для звездной астрономииОжидаемые достижения для звездной астрономии• Калибровки светимости:Калибровки светимости:

– ~ ~ 20 млн. звезд с точностью лучше 1%, до 2.5 кпк20 млн. звезд с точностью лучше 1%, до 2.5 кпк– ~150~150 млн. – 10% до 25 кпк млн. – 10% до 25 кпк– Всех «стандартных свеч», в т.ч. в Всех «стандартных свеч», в т.ч. в LMC/SMCLMC/SMC– «Чистые» диаграммы ГР для подсистем Галактики«Чистые» диаграммы ГР для подсистем Галактики

• Астрометрическая полнота до 20 Астрометрическая полнота до 20 (V)(V)• Лучевые скорости Лучевые скорости ~~ 150 млн. звезд с 150 млн. звезд с V<17-18 V<17-18 (ошибка менее неск. км/с) (ошибка менее неск. км/с)• Функция светимости звезд ГПФункция светимости звезд ГП• IMF IMF ии ILF ILF для областей звездообразованиядля областей звездообразования• Определение возрастов звезд практически всех спектральных классовОпределение возрастов звезд практически всех спектральных классов • Открытие, изучение и классификация Открытие, изучение и классификация ~ 1~ 1880 0 млн. переменных звезд всех млн. переменных звезд всех

типов типов • Открытие до 60 млн. двойных звезд• Абсолютные орбиты ~ 5000 двойных систем• Массы компонентов ~ 10000 двойных с точностью лучше 1%• Открытие ~ 20000 «коричневых карликов»• Новые модели распределения звезд и массы в Галактике (впервые –Новые модели распределения звезд и массы в Галактике (впервые –

одновременно по кривой вращения, одновременно по кривой вращения, KKZZ и звездным подсчетами звездным подсчетам))• Кинематика и динамика всех подсистем Галактики Проявления Кинематика и динамика всех подсистем Галактики Проявления

динамической эволюции.динамической эволюции. Скрытая масса.Скрытая масса.

GAIAGAIA versus HIPPARCOSversus HIPPARCOS HIPPARCOS GAIA Предел по блеску 12 20 mag Полнота 7.3 – 9.0 ~20 mag Ярчайшие звезды ~0 ~3-7 mag Число объектов 120 000 26 million to V = 15 250 million to V = 18 1000 million to V = 20 Макс. эффект.расст. 1 kpc 1 Mpc Квазары Нет ~5 Галактики Нет 106 - 107 Точность астром. ~1 milliarcsec 4 arcsec at V = 10 10-15 arcsec at V = 15 200-300 arcsec at V = 20 BBP 2-colour (B and V) 5-colour to V = 20 MBP Нет 11-colour to V = 20 Лучевые скорости Нет 1-10 km/s to V = 16-17 Набл. программа Входной каталог Полнота и несмещ.

!

• Будет создана Будет создана 33-мерная карта Галактики -мерная карта Галактики вплоть до расстояния вплоть до расстояния ~~10 кпк10 кпк

• 2-м телескоп прямых изображений (с полем зрения ~1.5º) в L2.

• Приемник: ПЗС-мозаика 28k×28k, 10μ (0.1") px, экспозиция 100-1000с

• Поле 15 кв.град. в полюсе эклиптики (с покрытием 1 раз в 4 сут.), до 1000 кв. град. с меньшей частотой.

• Предельная величина Предельная величина ~30~30mm (I) (I) ((полосы полосы UVRIZJH +8UVRIZJH +8 специальных) + спектры ( специальных) + спектры (R~100)R~100)

• Основная цель проекта – поиск Сверхновых Ia до z~1.7 и уточнение вклада «темной энергии»

• Оценка частоты SN Ia – до 2000 в год

• Ценность для звездной астрономии – всего лишь by-productby-product проекта:– Глубокий предел (30(30mm I) I) и многоцветность,

звездные подсчеты, функция светимости, строение Галактики, кинематика и кинематика и параллаксы (?)параллаксы (?)

– Полное поглощение (r > 1-2 кпк) ~ 0.08m (I)– Могут быть обнаружены ВСЕ красные карлики

(MV~15m) до ~ 10 кпк и множество «коричневых карликов» до ~1-5 кпк.

– ВСЕ WD гало.– Может быть, уточнив функцию светимости,

удастся снять остроту проблемы скрытой массы?

• Прогресс кинематики:– Если для яркой звезды N~10 to 100 px, предельная

астрометрическая точность составит δx ~N-1/2 ∙Δ, ~10 mas, в системе отсчета, опирающейся на далекие квазары (близкой к ICRS/ICRF)

– При ~100 наблюдений в год в основном поле зрения 15o в идеале можно уменьшить ошибку до 1 mas

– Можно рассчитывать на довольно точное измерение собственных движений в гало за 3–6 лет

• Технические характеристики и задачи проекта пока прорабатываются, но есть надежда на органическое включение в него и задач звездной астрономии

• Уступает GAIA в позиционной точности и широте поля, но намного превосходит в проницающей способности

• Из-за больших экспозиций не ожидается проблем с передачей данных (~неск. терабайт в сутки) (в отличие от GAIA)