Роль астрометрических данных в звездной астрономии

А.С.Расторгуев ГАИШ МГУ, отдел изучения Галактики и переменных звезд

Физфак МГУ, кафедра экспериментальной астрономии Роль астрометрических данных в звездной астрономии «Проблемы современной астрометрии» (Звенигород, 22-26 октября 2007 г.)

Астрометрические данные решают:

Проблему шкалы расстояний (?): Калибровки «стандартных свечей» Калибровки светимости звезд Калибровки изохрон (звездные скопления) Калибровки других вторичных методов Задачи звездной кинематики: Собственные движения звезд и скоплений Поля пространственных скоростей Вращение Галактики Распределение масс в Галактике и Местной Группе

2000-е годы: использование наследия HIPPARCOS / TYCHO-2 система ICRS в

оптике «звезды-реперы» (~60 */кв. гр.) методы ПЗС-астрометрии

!

Иерархия методов определения расстояний

Грав. линзирование

Эффект Зельдовича-Сюняева

SN Ia

Tulli – Fisher relations

GCLF

Ceph

RR

MS Fit

GAIA

?tr

1 Гпк

1 Кпк

1 Мпк

1 пк

Калибровки: диаграмма ГР для звезд HIPPARCOS с

?/ ? < 0.1

Параметры нормального закона для звезд ГП разных спектральных классов

(Houk et al., The Properties of Main- Sequence Stars from HIPPARCOS Data, Proceedings of the ESA Symposium `Hipparcos - Venice '97', p. 279-282, 1997) ?Sp ~ 0.3 – 0.5m

«Парциальная» функция светимости – калибровка светимости для звезд ГП разных спектральных классов; хорошее приближение – нормальный закон вида:

Звезды ГП; полоса V

M0 ?Sp

Реально ли уменьшить дисперсию

– Эффекты различия возраста и хим. состава.

Гауссово приближение для светимостей звезд ГП разных спектральных классов (Houk et al., 1997)

Калибровки светимостей и возрастов для звезд GK разных классов

светимости

Red Clump Giants

Калибровки: расстояния близких рассеянных скоплений (для метода

наложения изохрон – MS Fitting)

Гиады: d ~ 46 ± 1 пк

Обнаружены систематические различия положения ГП между близкими

скоплениями (до 0.5m у Плеяд), не объясняющиеся различиями [Fe/H]: Вариации содержания гелия?

Z Y 0.020 0.18 0.020 0.23 0.020 0.28 0.020 0.33 0.015 0.38 0.015 0.43

(Z,Y) = (0.018, 0.28) - Солнце

Калибровки: расстояния 30 близких субкарликов (метод наложения изохрон

для шаровых скоплений и звезд гало)

Светимость - металличность ZAHB: начальная горизонтальная ветвь ШЗС

Пример: использование калибровки светимостей субкарликов для уточнения

расстояния ШЗС разной металличности

[Fe/H] растет

Построение шкалы расстояний: цефеиды как «стандартные свечи»

Связующее звено между Галактикой и Вселенной

Цефеиды как «стандартные свечи»

Главные проблемы: Наклон зависимости <MV>I - log P Нуль-пункт зависимости <MV>I - log P Наклон по цефеидам LMC, SMC? – различия [Fe/H]! По цефеидам – членам РЗС (многоцветные зависимости в BVRCRICIJHK, 0.44 – 2.2 m?, 1996) По параллаксам HIPPARCOS (~270 цефеид Галактики, в основном далекие, 1998)

LMC

Видимые зв. величины цефеид LMC ?

Сравнение фотометрических (<MV> – lg P) и тригонометрических

(HIPPARCOS) параллаксов цефеид: Все – далекие! Цефеидная шкала расстояний: проблема еще открыта…

Плохая корреляция!

Мода пульсаций?

? UMi

Астрометрия и звездная кинематика

Собственные движения – главный источник кинематических данных Преимущества: несмещенность кинематических оценок (по сравнению с лучевыми скоростями) Недостатки: ошибки тангенциальных скоростей растут с расстоянием Метод решения – максимального правдоподобия

J.Binney et al

(1997) Выборка близких звезд ГП с МК-класси-фикацией и ? из HIPPARCOS

1)«Разогрев» звездного диска 2)Отставание центроидов от LSR

VLSR !

S2

Шкала диска: HR ~ 2.7 – 3 кпк – из кинематики!

1500 (км/с)2

Кинематика диска и кривая вращения Галактики

Данные: ~240 цефеид и 120 РЗС с пространственными скоростями (лучевые скорости + собственные движения – HIPPARCOS) Кинематическая модель: Дифференциальное вращение Эллипсоидальное распределение остаточных скоростей Движение Солнца относительно выборки Некруговые движения (линейная волна плотности)

«Двойная волна» в лучевых скоростях и собственных движениях

Кривая вращения по молодым объектам

Рассеяние из-за фактора 1/|sin l|

?V – разность наблюдаемой и модельной скорости Матрица ковариации L

включает: -- ошибки наблюдений -- «космическую» дисперсию -- ошибки модели, вызванные ошибками расстояний; {Ai } – вектор параметров: - кривая вращения и движение Солнца - параметры спирального узора - форма эллипсоида скоростей

Функция правдоподобия

Кинематические параметры молодых подсистем диска

Вращение: (?0 ?0' ?0") ? (27.5±0.5, –4.5±0.15, 1.2±0.1) Оси эллипсоида скоростей: (?U ?V ?w) ? (14±1, 9±0.5, 7±0.5) км/с Движение Солнца: (U0 V0 W0) ? (10±1, 12±1, 7±1) км/с Параметры 2х-рукавного спирального узора: Возмущения: fR ? 7±2 км/с, f? ? –2±1.5 км/с Углы: i ? -6±0.7°, ? ? -85±15°

1997 – 2011 (скорее, 2014

): после HIPPARCOS в ожидании GAIA и SIM … но астрометристы и звездники не спят! Вот что было сделано по далеким звездам за последние годы на основе астрометрических данных:

Движение шаровых скоплений

Alle et al. (2007) PM – по данным SPM (разность эпох 1970 – 1990-е) Влияние бара Галактики (справа)

Цикл работ Dinescu et al

(1997-2003) по южным скоплениям (SPM и его ПЗС-продолжение)

Пример: тангенциальные и пространственные скорости некоторых шаровых скоплений балджа Галактики Малые ошибки!

Milone et al

(2006) – NGC 6397

PM: HST (WFPC2) – по отношению к 33 галактикам VR: VLT (FLAMES)

Орбита для разных значений расстояния в трехком- понентной модели

Внутренние движения в шаровых скоплениях

NGC 6121 = M4: Данные: HST (WFPC + ASC) Интервал времени – 2-5 лет Дисперсия ???0.5mas/year

, 2003-2004

Выделение членов скопления М4 по собственным движениям HST: Определено

движение звезд балджа и скопления относительно квазара ?0 = 27.6±1.7 км/с/кпк

King et al

(2002)

NGC 104 = 47 Tuc

HST (WFPC2) Распределение собственных движений (сплошная) Распределение ошибок (пунктир) Сравнение с VR выявило анизотропию скоростей

Andersen & king (2003) – вращение 47 tuc

PM: относительно звезд SMC VROT ~ 5.7 км/с на расстоянии от центра 7.5 пк

McLaughlin et al

(2006)

1995 - 2002

Качество решения

Центральная область 47 Tuc (HST WFPC2) Вверху – пример изменения координат для одной звезды Справа – профиль дисперсии скоростей в ядре скопления

Drukier et al

(2003): NGC 6752 (d~4 кпк)

HST WFPC 1994 – 1999 Анизотропия Прямой выход на модели шаровых скоплений (не Кинг!)

Тангенциальный компонент

Радиальный компонент

Фундаментальная работа по применению ПЗС-камер широкого поля в

астрометрических исследованиях Одна из задач: выделение членов скоплений:

Векторные диаграммы

Измерение собственных движений близких галактик (в Местной Группе) –

уже не мечта, а реальность

Kallivayalil et al

(2006-2007), Besla et al. (2007)

Динамика LMC, SMC и Магелланова потока по собственным движениям и лучевым скоростям Наблюдения: HST Advanced Camera for Surveys Привязка: к квазарам в полях галактик (21 – в LMC, 6 – в SMC) Разность эпох: 2 года (!) PM исправлены за эффекты проекции и вращения LMC

LMC

Квазары

SMC

47 Tuc

Квазары

VTAN > 220 км/с, VRAD > 0

LMC и SMC недавно прошли через перицентры галактических орбит VTAN близка ко II космической скорости MW (?) Относительная скорость 105±42 км/с близка ко II космической скорости LMC

Образуют ли Магеллановы Облака гравитационно-связанную систему

Одна из связанных орбит Облаков в изотермическом потенциале Галактики с учетом динамического трения (9 Gyr) Но: в пределах ошибок ? намного больше несвязанных решений

SMC

Диаграммы ?N - ?W

LMC

Начальные условия и устойчивость:

Черный: гравитационная cвязанность на интервалах времени ?T < 1 Gyr Зеленый: ?T~ 1 – 5 Gyr Красный: ?T > 5 Gyr

«Старые» и новая орбиты LMC в изотермической Галактике (

CDM, MMW ~ 1012 MO)

«Веер» орбит: влияние ошибок ?

Период больше, апогалактий дальше

Скорости L/SMC и Магелланова Потока

L/SMC не связаны с Магеллановым (газовым) потоком

Выполняется программа измерения собственных движений в карликовых

эллиптических галактиках с HST (WFPC2 + ACS): Car, For, Scl, UMi) (Prior, Olszewski, Monet, Piatek et al.) Основная цель – ограничения на потенциал и массу Галактики V II (MW) ~ 550 км/с на 50 кпк

VLBI наблюдения H2O мазеров в М 33 и IC 10 Точность PM: ~ 3-6

as/year MM31 > 6.6?1011 MO – 1.2 ?1012 MO в зависимости от модели

ArXiv: 0708.1704v1

Современные массовые обзоры собственных движений

Kuijken & rich (apj 124, 2054,2002) HST PC – WFPC2 в 2-x полях балджа ?T ~ 7 лет ?? ? 0.7 mas/y, ~ 36000 звезд

(l=1.13°, b=-3.77°)

(l=1.25°, b=-2.65°)

1) Кинематическое разделение звезд балджа и диска 2) Обнаружено

вращение балджа:

Функции светимости для диска и балджа ?

(Относительное лучевое «расстояние»)

Rattenbury et al

(MNRAS 378, 1165,2007) 45 полей OGLE-II ~ 578000 звезд ??(l,b)- точн.~2% (~ км/с)

GC

? Red clump giants («красное сгущение»)

Кинематическая модель: вращение бара + анизотропия скоростей в балдже

??(b)

??(l)

??(l)

??(b)

l

b

Новые параллаксы далеких цефеид

LMC:

Fritz Benedict et al. (AJ 133, 1810, 2007) Датчик точного гидирования HST (до 11 пар наблюдений на звезду) 10 цефеид с D > 400 пк ??/? < 8%

<MV> - lg P

Name

NB: кстати о цефеидах в проекте GAIA:

Современное рассеяние зависимости период-светимость мало ~%); точность определения внегалактических расстояний в основном ограничивается другими причинами (поглощение света, различия химсостава) Звездники ожидают «расщепления» зависимости период-светимость на 2 -3, для каждого прохождения через полосу нестабильности

!

Soderblom et al. (AJ 129, 1616, 2005) Датчик точного гидирования HST 3 члена Плеяд Проблема расхождения оценок расстояния до Плеяд решена? MS fitting – OK!

Результаты радиоастрометрии

Reid et al. (1981) – одна из первых оценок расстояния до мазеров в центре Галактики (7.1 кпк) – «короткая» шкала расстояний Loinard et al. (arXiv:0708.2081v1) VLBI (8.42 GHz) наблюдения «сверхкометы» вокруг протозвезды T Tau D = 147.6 ± 0.6 пк

Hirota et al

(2007) – VERA (VLBI Explorations of Radio Astrometry) 22 GHz H2O мазеры в области звездообразования NGC1333 ? D = 235 ± 18 пк, строение и динамика скопления Menten et al. (2007) – VLBA наблюдения молекулярных облаков в ближайшей крупной области звездообразования в Орионе D = 414 ± 7 пк ? калибровки для молодых звезд, строение и динамика системы облаков

? = 4.0±1

3 mas, ? = 178.2 ± 1.8 mas/year

Torres et al. (2007)

(2007)

(2007)

Honma et al

(ArXiv:0709.0820v1) – VERA наблюдения H2O мазеров в области звездообразования Sharpless 269 ?=189±8 ?as, D=5.28±0.23 кпк Ограничение на кривую вращения Галактики:

… статистические параллаксы и многое другое Спасибо за внимание