УДК 524.45-325-327
СТРУКТУРА АО-ДИАГРАММЫ ДЛЯ СКОПЛЕНИЯ ГИАДЫ
© 2008 г. С. В. Верещагин, В. Г. Рева, Н. В. Чупина
Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 01.04.2007 г.; принята в печать 05.04.2007 г.
На примере звездного скопления Гиады рассмотрены детали метода АД-диаграмм, ранее разработанного авторами и примененного для короны потока Большой Медведицы. По данным наблюдений, полученным с помощью ИСЗ "Гиппархос", изучена кинематика скопления Гиады. Определен апекс. Получены свидетельства о вращении скопления.
PACS: 98.20.Di, 98.10.+Z
1. ВВЕДЕНИЕ
Гиады, включающие в свой состав около 300 звезд, имеют возраст 600—800 млн. лет и занимают на поверхности небесной сферы область размером приблизительно 20°. Оно хорошо известно как "движущееся" скопление: направления собственных движений его членов сходятся в точке апекса.
Традиционно Гиады изучались больше других скоплений. Многократно проводившийся разными исследователями отбор звезд позволяет составить надежный список членов скопления. В совокупности с данными измерений, полученными ИСЗ "Гиппархос", это дало нам возможность изучить структуру AD-диаграмм (об AD-диаграмме см. нашу статью [1] и подробнее ниже) и закономерности в расположении звезд на ней. Суть метода AD-диаграмм заключается в рассмотрении положений "индивидуальных апексов"звездна поверхности небесной сферы. Последние представляют собой точки (с координатами А по прямому восхождению и D по склонению), в которых векторы пространственных скоростей "протыкают" поверхность небесной сферы, будучи собраны концами в точке наблюдений. Такие диаграммы позволяют заметить кинематические неоднородности в областях концентрации точек на диаграмме. Построенные диаграммы мы использовали для исследования кинематики звезд. Распределение пекулярных скоростей показало наличие экваториальной симметрии, свидетельствующее о вращении скопления. Также получена независимая оценка положения апекса.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ
Источником наблюдательной информации нам послужил каталог, полученный ИСЗ "Гиппархос" [2] (далее — HIP). Выборка звезд взята из [3, табл. 2].
В [3] проанализировано несколько опубликованных ранее списков разных авторов, включающих звезды—члены скопления. В проекте [3] наблюдалось более 100 тыс. звезд из составленного заранее "предварительного каталога". В результате отобраны 282 звезды (из них 254 имеют лучевую скорость, а значит, могут быть использованы для построения AD-диаграмм) — возможные члены скопления. Полный список этих звезд приведен в [3, табл. 2]. В нем присутствуют как вновь открытые члены скопления, так и звезды из рассмотренных списков. С другой стороны, некоторые звезды из этих списков по результатам [3] оказались не членами скопления. Статус звезд отражен в табл. 2 работы [3] флажками.
Что касается пространственной структуры, то в целом по данным [3] топление не имеет четко выраженного ядра, хотя внутри центральной области радиусом 2 пк замечены лишь звезды массивнее Солнца. Скопление размером 20 пк имеет вытянутую форму, внутренняя же область размером 10 пк имеет сферичную форму.
Мы использовали выборку звезд с наиболее надежными измерениями астрометрических параметров. Для этого из [3, табл. 2] отбирались звезды по следующим критериям:
1. Флажок M (membership by Perryman) равен 1 — это означает, что звезда входит в состав скопления. Исключены звезды с M = 0 (64 звезды), не являющиеся членами скопления, и M = "?" (21 звезда) с неопределенным статусом.
2. Мы не брали звезды, для которых относительная ошибка параллаксов превышает 22%. Это 23 звезды (для 14 из них найдены лучевые скорости).
3. Отбор и исключение двойных звезд и кратных систем проводились по данным каталога HIP.
115
2*
Определение апекса по разным подмножествам звезд
Выборка звезд п Ао D0
Вся выборка 123 97.45° ±3.28° 6.77° ± 1.60°
г < 20 пк 107 97.37° ±3.02° 6.85° ± 1.32°
г < 10 пк 82 97.50° ±2.46° 6.75° ± 1.10°
Одиночными считались звезды, у которых в поле H55 не указан номер CCDM, нет пометки "двойная/кратная" (поле H59) и поле H61 (качество "solution") не содержит флажка S ("возможно, не одиночная"). 84 такие звезды (30% от всего списка) оказались исключенными. Как мы увидим ниже, на AD-диаграмме они располагаются повсеместно — как в центральном сгущении, так и на периферии — и имеют эллипсы самых разных размеров. По этой причине степень влияния орбитальных движений на расположение точек на AD-диаграмме пока не ясна.
После применения критериев (1)—(3) окончательно наша выборка включает 123 звезды.
3. AD--ДИАГРАММЫ ДЛЯ ЗВЕЗД НАШЕЙ ВЫБОРКИ
Метод AD-диаграмм был разработан и применен нами к потоку Большой Медведицы [ 1]. Мы обнаружили там неоднородности в короне и хорошо выраженное ядро.
Формулы расчета координат A, D и эллипсов ошибок приведены в статье [1]. Алгоритм, использованный нами для расчета параметров эллипсов ошибок, содержится в [2]. Кратко приведем формулы, отражающие суть метода. Сначала с помощью параллаксов п и собственных движений ца, определялись компоненты тангенциальной скорости Va и Vs :
Va = 4.74047^a/п, Vs = 4.74047^/п. (1)
Затем с учетом лучевой скорости Vr и экваториальных координат звезды a, ô рассчитывались компоненты вектора пространственной скорости
VX , Vy , VZ :
Vx = -Va sin a — (Vs sin ô — Vr cos ô) cos a, (2) Vy = Va cos a — (Vs sin ô — Vr cos ô) sin a, Vz = Vs cos ô + Vr sin ô.
Далее вычислялись координаты A и D по формулам:
Vz.
Vy
A = arctg — , D = arctg ■__
V* у/У? + V?
(3)
На рис. 1а, на котором показаны все 254 звезды (для которых найдены лучевые скорости) из [3, табл. 2], выделяются центральная темная часть и звезды, разбросанные по периферии. Как видим, большинство точек расположено вдоль прямой, представляющей диагональ, проведенную из левого верхнего угла в правый нижний угол. Большие оси эллипсов также расположены вдоль этой прямой. Как мы покажем ниже, центральную область занимают звезды, выбранные в [3] в качестве членов скопления. На периферии находятся звезды, отброшенные нами в разд. 2 по критериям (1)—(3). Как правило, это звезды с большими ошибками измерений или далекие звезды, скорее всего, ошибочно включенные в выборку [3] по кинематике. Большой разброс точек на рис. 1а означает, что в [3] не удалось получить кинематически однородную группу звезд.
На рис. 1 пунктиром показана прямая, соединяющая положения центра скопления (показан на рис. 1б) и апекса (показан на рис. 1в). Положение центра скопления определено нами путем усреднения экваториальных координат звезд нашей выборки. Его координаты ас = 65.54°, 5с = 16.89°. Координаты центра скопления согласно [4] составляют ас = 66.15° ± 15', 6с = 16.65° ± 16'. Положение апекса получено путем усреднения значений А, В-координат, полученных по формулам (1)—(3). При этом использовались звезды нашей выборки, расположенные в области наибольшей концентрации точек на рис. 1б. Эта область ограничена координатами 94° < А < 100° и 5° < В < 9°. В ней расположены 85 звезд. Таким образом, получены значения координат апекса Гиад: Ао = = 97.23° ± 1.41°, В0 = 6.96° ± 0.74°. Положения апекса, определенного нами по другим выборкам, приведены в таблице. С использованием только радиальных скоростей в работе [4] получено значение А0 = 98.6° ± 1.1°, В0 = 6.1° ± 1.0°. Отметим, что в [3] по различным выборкам получены значения (Ао,Во) = (98.6°, 6.4°), (95.1°, 8.3°), (96.6°, 5.8°). Полученные нами значения согласуются с ними в пределах ошибок.
Прямая, соединяющая положения центра скопления и апекса, и представляет собой "диагональ", вдоль которой расположены звезды на рис. 1.
На рис. 1в показаны звезды только центральной части скопления с радиусом 2 пк. Как мы видим, они расположены около "диагонали", хотя и не вытягиваются в цепочку, как это было для потока Большой Медведицы в [1]. Закономерно, что положение апекса на рис. 1в находится также в пределах этой области.
СТРУКТУРА АД-ДИАГРАММЫ ДЛЯ СКОПЛЕНИЯ ГИАДЫ
117
40( 20 ^ 0 -20 -40
1111 "(б) 1111 "(в)
г+- ^ - _
К
~ 1 1 1 1 ~ 1 1 1 1 ~
80 100 120 140°
80 100 120 140° А
80 100 120 140°
Рис. 1. А^-диаграмма, построенная нами для скопления Гиады: (а) — для всех звезд из [3, табл. 2], (б) — для звезд нашей выборки, крестиком обозначено положение центра скопления, (в) — для звезд ядра скопления, косым крестиком обозначено положение апекса. Пунктиром обозначена прямая, соединяющая положения центра скопления и апекса.
60( 40 20 0 -20 -40
-11111 (а) -11111 (б) - 1 1 1 1 1 -(В) \ ^^ \
© \\
- . - 11111
60 80 100 120 140° 60 80 100 120 140° 60 80 100 120 140°
А
Рис. 2. А^-диаграмма звезд, исключенных из нашего исследования: (а) — со значениями флажка M = 0, (б) — для звезд с /п > 22%, (в) — для двойных и кратных систем.
4. СТРУКТУРА АБ-ДИАГРАММ
4.1. Разброс точек
Обсудим вопрос о "ширине" АБ-диаграмм. Условно диаграмму можно рассмотреть как отрезок прямой линии, соединяющей центр скопления с апексом ("диагональ", показанная на рис. 1). Вокруг нее точки разбросаны с большой дисперсией, образуя широкую полосу. Чем вызван этот разброс? Основные причины, приводящие к отклонению точек от прямой, помогает понять рис. 2. На рис. 2а представлены звезды со статусом "вероятные не члены скопления" ^ = 0) в [3, табл. 2] (для М = "?" лучевых скоростей не найдено, следовательно, для них нельзя найти координаты А и Б, так что они не попали на этот рисунок). Рассматривая последовательно рис. 2а, 2б, 2в, мы видим, что точки на рис. 2а значительно отклоняются от линии "центр скопления — апекс": по всей вероятности, эти звезды могут оказаться не членами скопления, и их векторы пространственных скоростей значительно (до 40о) отклоняются от направления на апекс. Звезды
с большими относительными ошибками параллаксов, представленные на рис. 2б, также имеют пространственные скорости со значительными отклонениями от направления на апекс. АБ-диаграмма для двойных и кратных звезд, для которых дополнительные отклонения от движения к апексу возникают за счет орбитальных движений, показана на рис. 2в.
Отметим, что звезды на рис.
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.