ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 10, с. 768-781
УДК 524.63,524.6-34
ГАЛАКТИЧЕСКИЕ ОРБИТЫ ЗВЕЗД HIPPARCOS: КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД
2013 г. Г. А. Гончаров*, А. Т. Байкова
Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
Поступила в редакцию 04.04.2013 г.
Проанализированы галактические орбиты 27440 звезд всех классов с точными координатами и параллаксами более 3 мсд из каталога ШРРАНСОБ, собственными движениями из каталога ТусИо-2 и лучевыми скоростями из Пулковского сводного каталога лучевых скоростей (РСНУ). Полученная выборка гораздо более представительна, чемЖеневско-Копенгагенский обзор и другие исследования галактических орбит в окрестностях Солнца. Оценка влияния систематических ошибок скоростей на орбитальные параметры показала, что ошибки собственных движений из-за двойственности звезд ощутимы только в статистике орбитальных параметров очень малых выборок, а ошибки лучевых скоростей заметны в статистике орбитальных параметров звезд гало. Поэтому предыдущие исследования орбит гало могут быть ошибочны. Рассмотрено распределение звезд в незатронутых селекцией областях многомерного пространства, образованного орбитальными параметрами, нормальным цветом и абсолютной величиной. Благодаря большому числу звезд и высокой точности лучевых скоростей РСНУ обнаружены неоднородности этого распределения (помимо известных динамических потоков). Выделены звезды с пери- и апогалактиями в диске, перигалактиями в балдже и апогалактиями в диске, перигалактиями в балдже и апогалактиями в гало, перигалактиями в диске и апогалактиями в гало. Таким образом, балдж и гало являются неоднородными структурами, каждая из которых состоит, по крайней мере, из двух популяций. Определен радиус балджа: 2 кпк.
Ключевые слова: диаграмма Герцшпрунга—Рассела, звездная кинематика, галактические окрестности Солнца.
DOI: 10.7868/80320010813100021
ВВЕДЕНИЕ
Использование координат звезд а и 6, их параллаксов п из каталога ШРРАНСОБ (Ван Ливен, 2007), собственных движений / из каталога ТусЬо-2 (Хег и др., 2000) и лучевых скоростей Уг позволяет вычислить не только полный набор компонентов координат X, У, Z и скоростей и, V, Ш, но и галактические орбиты звезд.
Из-за малого числа звезд с точными Vr и из-за недоверия к совместному использованию / и Vr до сих пор галактические орбиты исследовались лишь для небольших списков звезд, как правило, полученных на одном инструменте. При этом из-за неполноты выборок особенно бедны исследования орбит звезд, не принадлежащих диску Галактики.
Появление Пулковского сводного каталога лучевых скоростей 35 493 звезд ШРРАНСОБ (РСНУ; Гончаров, 2006), в котором учтены систематические ошибки Vr и представлены все основные классы звезд, позволяет поставить
Электронный адрес: georgegontcharov@yahoo.com
задачу широкого исследования статистических характеристик совокупностей звезд по их галактическим орбитам с привлечением данных об их металличности и возрасте.
Каталог PCRV до сих пор является крупнейшим источником Vr с учтенными систематическими ошибками. Медианная точность Vr из PCRV составляет 0.7 км/с, для всех звезд Vr точнее 5 км/с. PCRV включает в себя значения Vr из 203 каталогов, для которых учтены обнаруженные в них систематические ошибки. В их число входят два крупнейших современных каталога: Женевско-Копенгагенский обзор (ЖКО) более 14 000 звезд преимущественно классов FV—GV вблизи Солнца (Нордстрем и др., 2004; Холмберг и др., 2007, 2009) и обзор кинематики более 6000 звезд классов KIII-MIII по наблюдениям со спектрометрами CORAVEL (Фамэй и др., 2005). Вычисленные в ЖКО компоненты скорости и галактические орбиты для 11 218 звезд использованы в данном исследовании для контроля результатов, а вычисленные в ЖКО металличности Fe/H для 11 615
звезд и возрасты для 10 249 звезд будут использованы в дальнейших исследованиях соотношений "возраст—кинематика" и "металличность— кинематика" для различных групп звезд.
ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Рассматриваемая далее выборка ограничена по параллаксу п > 3 миллисекунды дуги (мсд). Причины ограничения следующие. Нельзя сделать надежные выводы о далеких от Солнца областях, где PCRV включает мало звезд, а ограничение п < 3 мсд, оставляя в выборке большинство звезд (28 600, 80.6%), соответствует пространству, где PCRV достаточно представителен. Кроме того, точность компонентов /а cos S и /is для подавляющего большинства звезд PCRV выше 3 мсд/год. Эта величина соответствует точности использованных Vr (выше 5 км/с) на расстоянии 333 пк. Ограничение выборки на этом расстоянии делает ее однородной в отношении точности компонентов скорости U, V, W. Важно также, что, согласно численному моделированию, выполненному Гончаровым (2012а), при упомянутом ограничении по п становятся пренебрежимо малы эффекты Луца-Келкера и Малмквиста. Это смещения статистических характеристик выборки, прежде всего определяемых расстояний и абсолютных величин звезд, возникающие при ограничении выборки по измеренному параллаксу и/или по наблюдаемой звездной величине (Перриман, 2009, с. 208—212).
Кроме п > 3 мсд приняты ограничения: относительная точность а(п)/п < 0.5 (потеряны 59 звезд), точность компонентов а(ра cos S) < 5 и a(/s) < 5 мсд/год (потеряны 37 звезд), точность фотометрии из Tycho-2 а(Вт) < 0.1m и a(VT) <
< 0.1m (потеряны 243 звезды). В окончательной выборке осталось 27 440 звезд.
Более жесткие ограничения, например, а(п)/п < 0.2 вместе с а(ра cos S) < 3 и a(/s) <
< 3 мсд/год, оставляют 25082 звезды в выборке. При этом все выводы, полученные в данном исследовании, остаются справедливы, и все найденные категории звезд выделяются не менее уверенно. Однако при жестких ограничениях теряется значительное число и без того немногочисленных звезд балджа и гало. Поэтому в данном исследовании предпочтение отдано упомянутым мягким ограничениям с целью исключить только звезды, данные которых не позволяют их классифицировать.
Нормальный цвет (Вт — Vt)о вычислен для каждой звезды:
(Вт — Vt )о = (Вт — Vt ) — E (Вт — Vt ), (1)
где покраснение E(BT — VT) = Avt/RvT ~ &1.lAy/1.2RV. Коэффициенты в этой формуле
вычислены с учетом закона поглощения Дрэйна (2003), поглощение Лу вычислено по трехмерной аналитической модели поглощения Гончарова (2009, 2012б) в зависимости от тригонометрического расстояния г = 1/п и галактических координат I и Ь, в то время как коэффициент поглощения Ку вычислен по трехмерной карте его вариаций в зависимости от тех же координат (Гончаров, 2012а). Абсолютная величина Мут вычислена для каждой звезды по формуле:
Мут = Ут + 5 - г — Лут. (2)
Положение 27440 звезд выборки на диаграмме Герцшпрунга—Рассела (ГР) вида (Вт — Ут)0—МУт показано на рис. 1а. Рассматриваемая выборка содержит почти все звезды ЖКО с точными данными, и аналогичная диаграмма для них показана на рис. 1б. Видно, что в выборке, вслед за PCRV и в отличие от ЖКО, представлены все классы, включая главную последовательность (ГП), сгущение и ветвь гигантов, сверхгиганты, субгиганты, субкарлики, красные карлики и один белый карлик. Линией показана теоретическая начальная главная последовательность (НГП) по базе данных эволюционных треков и изохрон в Падуе (http://stev.oapd.inaf.it/cmd; Брессан и др., 2012) с достаточной для дальнейшего анализа точностью (около 0.1т), аппроксимированная полиномом
У = 5.9Х5 — 19.34Х4 + 21.IX3 — (3)
— 8.8Х2 + 5.8Х + 1.7,
где X = (Вт — Ут)0, У = МУт. Крест показывает типичные ошибки а((Вт — Ут)о) = 0.02т и а(Мут) = 0.5т для отдельной звезды. Видно, что облако точек звезд ГП, как и должно быть, располагается в основном правее и выше НГП. Однако в диапазоне 0т < (Вт — Ут)о < 0.35т, который примерно соответствует спектральному классу ЛУ, заметно известное отклонение облака от показанной НГП. Это отклонение будет обсуждаться в отдельном исследовании.
Галактические орбиты рассматриваемых звезд вычислены с использованием галактического потенциала Фелхауэра и др. (2006) и Хелми и др. (2006): Ф = Фиа1с + Ф^к + Фьи1ее. При этом
• гало представлено потенциалом, зависящим от цилиндрических галактических координат К и ^ как Фмо(К, Z) = V) 1п(1 + К2/й2 + + Z2/й2), где и0 = 134 км/с, й = 12 кпк;
• диск представлен потенциалом Миямото-Нагаи (1975) в зависимости от тех же координат: Ф«(К, Z) = — ^(К2 + (Ь + (^2 + + с)1/2)2)-1/2, где масса диска М(! = 9.3 х х 1010 М©, Ь = 6.5 кпк, с = 0.26 кпк;
Рис. 1. Диаграмма (Вт — Ут)0—Мут для звезд выборки (а) и звезд ЖКО (б), (линией показана теоретическая НГП), (Вт — Ут)о—е для звезд выборки (в) и звезд ЖКО (г); (Вт — Ут)о— Гтах для звезд выборки (д) и звезд ЖКО (е); (Вт — Ут)о—Гтт для звезд выборки (ж) и звезд ЖКО (з); (Вт — Ут)о—^тах для звезд выборки (и) и звезд ЖКО (к). Кресты около осей ординат показывают типичные ошибки данных для звезды. Штриховые линии обсуждаются в тексте.
• балдж представлен потенциалом Хернквиста (1990) Ф^Я) = -СМЬ/(Е + а), где масса балджа МЬ = 3.4 х 1010 М©, а = 0.7 кпк.
Скорость вращения Галактики при г = 8 кпк для Солнца принята как 220 км/с. Движение Солнца
относительно местного стандарта покоя принято как (и = 10, V = 11, Ш = 7) км/с по результатам Бобылева, Байковой (2010) в согласии с результатами Шонриха и др. (2010) и Гончарова (2012).
Ключевыми характеристиками вычисленных орбит являются пери- и апогалактические рас-
стояния, соответственно обозначенные далее как Гтш и гтах, а также эксцентриситет орбиты е и наибольшее удаление орбиты от галактической плоскости ^тах.
ОЦЕНКА ВЛИЯНИЯ ОШИБОК
Оценим влияние на величины гт;п, гтах, е, ^тах ошибок Уг и
Для двойных и кратных звезд наблюдаемый компонент или фотоцентр может двигаться по небесной сфере нелинейно. Для визуально-двойных звезд (разрешенных систем) это происходит из-за орбитального движения компонентов или попадания/непопадания одного из них в поле зрения. Для астрометрических двойных (неразрешенных систем) это происходит из-за орбитального движения фотоцентра системы относительно барицентра. В обоих случаях может сказываться и переменность хотя бы одного из компонентов. Хотя Витязевым и др. (2003) показано незначительное влияние орбитальных движений
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.