ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 6, с. 396-403
УДК 524.6-34
ПОИСК КИНЕМАТИЧЕСКИХ БЛИЗНЕЦОВ СОЛНЦА ПО ДАННЫМ КАТАЛОГА XHIP
© 2014 г. В. В. Бобылев1,2*, А. Т. Байкова1
1 Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
2Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета Поступила в редакцию 11.11.2013г.
Из каталога XHIP мы отобрали 1872 звезды спектральных классов F—G—^ относительной ошибкой измерения параллакса <20% и модулем пространственной скорости звезды относительно Солнца <15 км/с. Для всех этих звезд были построены галактические орбиты на 4.5 млрд. лет в прошлое с использованием осесимметричной модели потенциала Галактики с учетом возмущения от спиральной волны плотности. Для каждой орбиты были вычислены параметры сближения с орбитой Солнца. Обнаружены три новые звезды, у которых галактические орбиты близки к солнечной на длительном интервале времени в прошлом. Это звезды HIP 43852, HIP 104047 и HIP 112158. Спектрально-двойная система HIP 112158 мало подходит на роль кинематического близнеца Солнца по возрасту и по спектральным характеристикам. Для одиночной звезды HIP 43852 и кратной системы HIP 104047 такая роль вполне возможна. Подтвержден также статус ранее найденных нами кандидатов на тесные сближения HIP 47399 и HIP 87382. Звезда HIP 87382, имеющая химический состав очень близкий к солнечному, на сегодняшний день является наиболее вероятным кандидатом, поскольку устойчиво показывает тесные сближения с Солнцем на временах более 3 млрд. лет при использовании различных моделей галактического потенциала как без учета, так и с учетом влияния спиральной волны плотности.
Ключевые слова: кинематика, аналоги Солнца, околосолнечная окрестность, HIP 43852, HIP 104047, HIP 112158, HIP 47399, HIP 87382.
DOI: 10.7868/80320010814060011
ВВЕДЕНИЕ
Поиск звезд, которые могли образоваться в общем с Солнцем скоплении, представляет большой интерес для изучения длительной эволюции солнечной системы в Галактике. Такая задача решалась в последнее время как по собственным движениям звезд (Браун и др., 2010), так и по полным пространственным скоростям звезд (Бобылев и др., 2011).
Предполагается, что родившиеся вместе звезды долго сохраняют близкий химический состав (Бланд-Хауторн, Фриман, 2004; Бланд-Хауторн и др., 2010). На этом основан метод поиска химических аналогов путем анализа спектральных данных для определения обилия различных химических элементов. Таким образом, при поиске кинематических близнецов Солнца мы исходим из того, что их
Электронный адрес: vbobylev@gao.spb.ru
химсостав должен быть максимально приближен к солнечному.
О таких конкретных характеристиках протосол-нечного скопления, как масса, плотность и первоначальный размер, а также количество членов, мы мало что знаем. В этой связи большой интерес представляет работа Фальзнер (2013), где обсуждаются возможные пути развития такого скопления, дана обширная литература по этому вопросу. Аргументируется точка зрения о том, что Солнце, вероятнее всего, образовалось в скоплении типа OB-ассоциации с первоначальным количеством членов не менее 1000. Как известно, такие скопления очень недолго (несколько млн. лет) остаются гравитационно-связанными образованиями, довольно быстро рассеиваются под влиянием гравитационного поля Галактики. Но такие образования не обладают большой плотностью, достаточной для разрушения протопланетных дисков из-за взаимных сближений звезд.
Согласно оценкам Портегиса Цварта (2009), 10—60 звезд от протосолнечного скопления звезд, первоначально содержащего около 103 членов, могут находиться сегодня в околосолнечной окрестности радиусом 100 пк. Мишуров и Ачарова (2011) показали, что влияние спиральной волны плотности может привести к существенному рассеянию членов первоначально компактного скопления. Согласно их оценке, чтобы сегодня в околосолнечной окрестности радиусом 100 пк могли наблюдаться около сотни звезд, необходимо, чтобы протосолнечное скопление содержало не менее 104 членов. Таким образом, учет влияния спиральной волны плотности в нашей задаче крайне важен.
Целью настоящей работы является поиск потенциальных кандидатов, которые могли образоваться в общем с Солнцем скоплении, на основе анализа их трехмерной кинематики. Для этого мы ищем звезды, галактические орбиты которых близки к солнечной на длительном интервале времени в прошлом. Возможности для нового поиска возникают в связи с появлением компиляции ХН1Р (Андерсон, Фрэнсис, 2012), которая позволяет анализировать пространственные скорости около 46 000 звезд HIPPARCOS.
ДАННЫЕ
В каталоге ХН1Р параллаксы взяты из переработанного варианта каталога HIPPARCOS (ван Лювен, 2007), собственные движения звезд из каталогов HIPPARCOS и ТусИо-2 (Хег и др., 2000), либо их комбинации. Измерения лучевых скоростей имеются для 46 392 звезд. Прежде (Бобылев и др., 2011) мы работали с каталогом Гончарова (2006), содержащего данные о лучевых скоростях 35493 звезд HIPPARCOS. В каталоге ХН№ имеется большее количество звезд с измеренными лучевыми скоростями, для ряда одиночных звезд включены новые измерения, а для спектрально-двойных звезд, что очень важно, произведена сверка с обновляемой библиографической базой данных SB9 (Пурбе и др., 2004).
Мы отобрали 1872 звезды со спектральными классами Б, О и К с относительной ошибкой измерения параллакса ап/п < 20% и модулем полной пространственной скорости звезды относительно Солнца л/и2 + V2 + Ц12 < 15 км/с. По сравнению с работой Бобылева и др. (2011) мы существенно смягчили критерии отбора, поэтому получили на порядок большее количество звезд для анализа.
Для всех этих звезд были построены галактические орбиты на 4.5 млрд. лет в прошлое с использованием трехкомпонентной осесимметрич-ной модели потенциала Галактики Фелхауэра и др. (2006) с учетом возмущения от спиральной волны
плотности (Фернандес и др., 2008). Для каждой звездной орбиты были вычислены такие параметры сближения с орбитой Солнца, как взаимное расстояние й и взаимная скорость йУ.
Можно предполагать, что первоначальный размер протосолнечного скопления мог составлять около 10—20 пк. С учетом того, что имеются ошибки в исходных наблюдательных данных, попадание звезды в зону й < 50 пк на интервале времени £ < < —3 млрд. лет при взаимной скорости йУ около нескольких км/с мы считаем сближением.
ПОСТРОЕНИЕ ОРБИТ
Модель потенциала
Галактические орбиты звезд и Солнца вычислялись путем решения следующей системы уравнений движения, исходя из реалистичной модели гравитационного потенциала Галактики:
<9Ф о £ = V,
9Ф 2 г] = -— + Щг] + 2О0£,
(1)
с = —
<9Ф
Ж'
где Ф — гравитационный потенциал Галактики; координатная система (£, п, С) с центром в Солнце вращается вокруг центра Галактики с постоянной угловой скоростью П0, причем ось £ направлена на центр Галактики, ось п направлена в сторону вращения Галактики, а ось С — в сторону северного полюса Галактики; К0 — расстояние Солнца до центра Галактики.
В работе Бобылева и др. (2011) для поиска кандидатов применялась модель галактического потенциала Аллен, Сантильяна (1991), которая жестко привязана к значению К0 = 8.5 кпк. Согласно обзору, например, Фостера, Купера (2010), современное значение этой величины составляет К0 = 8.0 ± 0.4 кпк. Поэтому в настоящей работе мы использовали модель потенциала, более приближенную к современным данным. Это модель Фелхауэра и др. (2006):
Ф = Фшо + Ф^ + Фьыдв, (2)
где
гало представлено потенциалом, зависящим от цилиндрических галактических координат К и Я как ФШо(Я, Я) = V21п(К2 + Я2 + й2), где щ = 134 км/с, й = 12 кпк;
• диск представлен потенциалом Миямото-Нагаи (1975) в зависимости от тех же координат: ФЛгзк (к, г) = -смл(к2 + (ь + (г2 + + с2)1/2)2)"1/2, где масса диска Мл = 9.3 х х 1010 М©, Ь = 6.5 кпк, с = 0.26 кпк;
• балдж представлен потенциалом Хернкви-ста(1990): ФЫ1де{К) = + + + а), где масса балджа Мь = 3.4 х 1010 М©, а = 0.7 кпк.
Круговая скорость вращения Галактики на расстоянии К0 = 8 кпк составляет 220 км/с. Компоненты пекулярной скорости Солнца относительно местного стандарта покоя приняты равными (и©, V©, Ш©)ьяк = (10,11, 7) км/с по результатам Бобылева, Байковой (2010) в согласии с результатами Шонриха и др. (2010). Учитываем возвышение Солнца над плоскостью Галактики г© = 17 пк (Йоши, 2007).
В случае учета спиральной волны плотности (Линь, Шу, 1964; Линь и др., 1969) в правую часть выражения (2) добавляется член (Фернандес и др., 2008):
фзр(к,в,г) = Асо8[ш(прг - в) + х(к)], (3)
где
А=
(КоПо)21'г0 tg г
т
т , /К ,
здесь А — амплитуда потенциала спиральной волны, /г0 — отношение между радиальной составляющей возмущения от спиральных рукавов и общим притяжением Галактики, — угловая скорость твердотельного вращения волны, т — количество спиральных рукавов, г — угол закрутки рукавов, для закручивающегося узора г < 0, х — фаза радиальной волны, тогда фазе х = 0° соответствует центр рукава, х© — радиальная фаза Солнца в спиральной волне.
Значения параметров спиральной волны Параметры спиральной волны известны весьма ненадежно. Как показывает анализ пространственного распределения молодых галактических объектов (OB-звезд, областей звездообразования, молодых рассеянных скоплений или облаков нейтрального водорода), возможен как двух-, трех, так и четырехрукавный узор. Известны и более сложные модели (Вали, 2008). Такая неоднозначность связана с большими ошибками в определении расстояний (фотометрические и кинематические) до далеких объектов, триссирующих спиральный узор.
В работах Бобылева, Байковой (2014, 2013б) для оценки угла закрутки спиральных рукавов Галактики были использованы данные о 80 галактических мазерах с известными тригонометрическими параллаксами, которые измерены РСДБ-методом с ошибкой, в среднем меньшей 10%. Эти мазеры связаны с очень молодыми объектами, расположенными в областях активного звездообразования. Они распределены в широком диапазоне расстояний, вплоть до К = 20 кпк. Во внешнем рукаве были привлечены данные о 12 очень молодых звездных скоплениях, расстояния до которых оценены по инфрак
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.