УДК 524.62+524.66+524.31.082
ИССЛЕДОВАНИЕ ПОЛЯ СКОРОСТЕЙ F- И G-КАРЛИКОВ ОКОЛОСОЛНЕЧНОЙ ОКРЕСТНОСТИ В ЗАВИСИМОСТИ
ОТ ВОЗРАСТА
© 2007 г. В. В. Бобылев, А. Т. Байкова
Главная астрономическая обсерватория, С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 18.06.2006 г.; после доработки 12.10.2006 г.
На основе пространственных скоростей из обзора Нордстрёма и др. (2004) прослежено изменение ряда кинематических параметров одиночных Р- и О-карликов в зависимости от их возраста. Найдено, что отклонение вертекса звезд диска возрастает от 7 ± 1° до 15 ± 2° при уменьшении среднего возраста от 4.3 до 1.5 млрд. лет. Исследованы двумерные распределения скоростей в ИУ-, ИШ-, УШ-плоскостях. Прослежена эволюция основных пиков распределений вплоть до предельного среднего возраста «9 млрд лет. Показано, что: (1) на распределениях ИУ-скоростей исследуемые звезды различных возрастов концентрируются к нескольким устойчивым пикам (Гиады, Плеяды, скопление Сириуса), и это говорит о том, что звезды, входящие в эти образования, возникли не одновременно; (2) доминирующим во всех интервалах возрастов является пик, ассоциируемый со скоплением Гиады; (3) наибольшую интенсивность пик Гиад достигает для звезд со средним возрастом 1.5 млрд. лет, что говорит о содержании большой доли звезд реального рассеянного скопления Гиады. Наблюдается излом в зависимостях кинематических характеристик от возраста в области «4—5 млрд. лет, который может быть объяснен различным вкладом звезд тонкого и толстого дисков. Скорость Солнца относительно Местного стандарта покоя, найденная на основе соотношения Стремберга, составляет УОМСП = (8.7,6.2,7.2) ± (0.5, 2.2,0.8) км/с.
РАС Б: 97.10.Wn, 97.20.Jg, 97.10.Cv, 98.35.Df, 98.35.Pr
1. ВВЕДЕНИЕ
Изучение поля скоростей звезд околосолнечной окрестности имеет важное значение для понимания кинематики и эволюции различных структурных составляющих Галактики. В настоящее время хорошо известно, что распределение пространственных скоростей звезд имеет сложную мелкомасштабную структуру, что может быть обусловлено различными физическими факторами. Если раньше для описания наблюдаемого поля скоростей достаточно было применения статистического метода [1], позволяющего определить такие характеристики распределения как дисперсии остаточных скоростей и ориентация эллипсоида Шварцшильда, то теперь требуется применение более тонких методов (пространственно неинвариантного (адаптивного) сглаживания по Скульяну и др. [2], вейвлет-анализа и т.п.) с целью выявления устойчивых структурных образований, например, в виде пиков [2, 3] и ветвей [2].
В распределениях пространственных скоростей звезд околосолнечной окрестности выделяются несколько характерных пиков, которые ассоциируются с известными рассеянными скоплениями [2,
4—6]. Это такие скопления, как, например, Плеяды (возраст 70—125 млн. лет [7]), скопление Сириуса (500 млн. лет [8]) и Гиады (650 млн. лет [9]). Все они достаточно молоды по сравнению с возрастом Галактики (порядка 10 млрд. лет). Как показано Чандрасекаром [10], устойчивость рассеянного скопления характеризуется шкалой времени, на порядок меньшей возраста Галактики. Это накладывает ограничения на применение теории потоковых движений [11 — 13]. Поэтому большой интерес представляет изучение кинематических характеристик звезд в зависимости от их возраста.
Наличие высокоточных параллаксов и собственных движений большого количества звезд каталог ШРРАНСОБ [14] позволило выявить тонкую структуру в распределении пространственных скоростей звезд околосолнечной окрестности [2, 3, 15]. Однако эти результаты носили предварительный характер, поскольку либо лучевые скорости были только смоделированы [3, 15], либо использовались не достаточно точные их значения [2]. В этой связи несомненную ценность представляет появление обзора Нордстрём и др. [16], содержащего высокоточные лучевые
скорости, собственные движения и параллаксы большого и однородного массива Б- и О-звезд, и, что очень важно, достаточно надежные оценки индивидуального возраста звезд.
Задачей настоящей работы является изучение структуры распределения пространственных скоростей Б- и О-карликов с использованием оценок возраста, приведенных в обзоре [16], с целью проследить эволюцию основных пиков, ассоциируемых с известными скоплениями. Обнаружение концентрации звезд различных возрастов к одним и тем же пикам имеет большое значение, так как позволяет говорить о наличии постоянно действующего гравитационного фактора (спиральные волны, бар). Подобная точка зрения независимо развивается, в частности, в недавно появившейся работе [17] на основе применения других методов к другим выборкам звезд.
В данной работе нами применяется статистический метод для определения элементов эллипсоида Шварцшильда, а для изучения тонкой структуры поля скоростей используется адаптивный метод сглаживания гауссовыми функциями исходных распределений скоростей звезд.
Мы также ставим задачу по проверке соотношения Стрёмберга на основе пространственных скоростей, полученных при совместном использовании как собственных движений звезд каталога ШРРАРСОБ, высокоточных лучевых скоростей, так и оценок возраста звезд.
2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ
Каталог [16], включающий около 14000 Б-и О-карликов, содержит оригинальные высокоточные лучевые скорости (типичная ошибка ^0.25 км/с), собранные на основе литературных данных параметры пуЬу/З-фотометрии Стрёмгрена, параллаксы из каталога ШРРАрСОБ, дополненные в ряде случаев фотометрическими расстояниями, а также собственные движения звезд из каталогов ШРРАЯСОБ и ТУСНО-2 [18]. Для большей части звезд каталога имеются оценки возраста с типичной ошибкой < 50%. Нами используются только одиночные звезды, расположенные не далее 200 пк от Солнца. Двойные или кратные системы, отмеченные флажком в колонке 4 каталога [ 16], не рассматриваются. При этом используются только такие звезды, для которых имеется оценка возраста т. Лучевые скорости и собственные движения звезд исправлены нами за галактическое вращение с постоянными Оорта А = 13.7 км/с-кпк и В = = -12.9 км/с-кпк [19].
В первой части работы рассматриваются ближайшие одиночные звезды, которые удовлетворяют следующим условиям:
еж/п < 0.1, ег/т < 0.3. (1)
То есть используются звезды, имеющие наилучшие оценки возраста и расстояния. Для построения двумерных распределений поля скоростей необходимого качества требуется значительное количество звезд. Для этой цели нами использованы чуть более далекие одиночные звезды, удовлетворяющие условиям
еп/п < 0.2, ет/т < 0.5, (2)
\Урес\ < 100 км/с,
где Урес — пекулярная скорость звезды относительно Местного стандарта покоя (МСП). В качестве параметров скорости Солнца относительно МСП нами используются результаты работы [15]: (X©,Уе,Ие)мсп = (10.00 ± 0.36, 5.25 ± ± 0.62, 7.17 ± 0.38) км/с.
3. МЕТОДЫ АНАЛИЗА
3.1. Статистический метод
В настоящей работе используется прямоугольная галактическая система координат с осями, направленными от наблюдателя в сторону галактического центра (I = 0°, Ь = 0°, ось х), в направлении галактического вращения (I = 90°, Ь = 0°, ось у) и в направлении северного полюса Галактики (Ь = = 90°, ось г).
Для определения элементов эллипсоида Шварц-шильда мы используем известный статистический метод, детальное описание которого можно найти в работах [1, 20—22]. Вначале определяются компоненты скорости Солнца из решения системы уравнений Ковальского—Эри. Затем определяются элементы тензора дисперсий остаточных скоростей из решения системы уравнений относительно шести неизвестных. Уравнения решаются методом наименьших квадратов. Из анализа собственных значений тензора дисперсий определяются главные полуоси эллипсоида остаточных скоростей, которые мы обозначаем о%2,з, а также направления главных осей данного эллипсоида, для которых используются обозначения 11)2)3, Ь1)2)3. Оценка ошибок параметров а1}2,3 выполнена по методу Па-ренаго [23] с использованием моментов четвертого порядка.
3.2. Построение двумерных распределений скоростей звезд
Для того, чтобы получить оценку двумерной плотности вероятностей / (и, У) из вычисленных, дискретно распределенных иУ-скоростей, мы используем метод адаптивного сглаживания с применением, в отличие от [2], двумерной радиально-симметричной гауссовой функции ядра:
км = ехр (~т—У
л/2па V °2)
20
/с 15
м/
к 10
о
И 5
0
40
35
30
25
/с м/
к
о 20
15
10
5
20
/с 15
м/
к 10
о
N 5
0
ъ
3-
500
1000
52 (км/с)2
1500
2000
г=1
е-6
ЛЛ;
где £г = (иг,Уг), Аг — локальный безразмерный масштабный параметр луча в точке £г, Н — общий параметр сглаживания, п — число данных £г = = (иг, Уг). Параметр Аг в каждой точке двумерной иУ-плоскости определяется следующим образом:
Аг =
д
1
п
/(£)
1п а = — , п^
г=1
1п /(£),
Рис. 1. Компоненты скорости Солнца в зависимости от квадрата дисперсии остаточных скоростей звезд.
где т2 = х2 + у2; при этом выполняется необходимое для оценки плотности вероятностей соотношение / К(т)йт = 1. Типичная неопределенность в определении скоростей в нашем случае составляет величину 2 км/с, что повлияло на выбор интервала дискретизации двумерных карт; при этом площадь квадратного пиксела равна в = 2 х 2 км2/с2.
Основная идея метода заключается в том, что в каждой точке карты выполняется операция сглаживания лучом, который имеет размер, задаваемый параметром а, изменяющимся в соответствии с плотностью данных в окрестности данной точки. Таким образом, в зонах с повышенной плотностью сглаживание производится сравнительно узким лучом, с понижением плотности данных ширина луча увеличивается.
Используем следующее определение адаптивного сглаживания в произвольной точке £ =
= (и,У) [2]:
где д представляет собой геометрическое среднее / (£).
Очевидно, для определения Аг необходимо знать распределение /(£), которое, в свою очередь, может быть определено, если известны все Аг. Поэтому задача нахождения искомого распределения решается итерационно. В качестве первого приближения используем распределение, полученное путем сглаживания исходной иУ-карты лучом фиксированно
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.