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 (π):
 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
1 пк
πtr
GAIA
1 Кпк
1 Мпк
1 Гпк
Калибровки: диаграмма ГР для
звезд HIPPARCOS с σπ/ π < 0.1
«Парциальная» функция светимости – калибровка
светимости для звезд ГП разных спектральных
классов; хорошее приближение – нормальный закон
 ( M  M )2 
вида:
0


Звезды ГП; полоса V
M0
σSp

0
( M , Sp ) 
 e
 Sp 2
2
2 Sp


Параметры нормального закона для
звезд ГП разных спектральных классов
(Houk et al., The Properties of MainSequence Stars from HIPPARCOS
Data, Proceedings of the ESA
Symposium `Hipparcos - Venice '97',
p. 279-282, 1997)
σSp ~ 0.3 – 0.5m

Гауссово приближение для светимостей звезд ГП разных
спектральных классов (Houk et al., 1997)
Реально ли уменьшить дисперсию? –
Эффекты различия возраста и хим. состава.
 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
[Fe/H] растет
светимостей субкарликов для уточнения
расстояния ШЗС разной металличности
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 mμ, 1996)
 По параллаксам HIPPARCOS
LMC
(~270 цефеид Галактики,
в основном далекие, 1998)

Видимые зв. величины
цефеид LMC

Сравнение фотометрических (<MV> – lg P)
и тригонометрических (HIPPARCOS)
параллаксов
цефеид:
 Все – далекие!


Цефеидная
шкала
расстояний:
проблема еще
открыта…
Мода
α UMi
пульсаций?
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-классификацией и
μ из
HIPPARCOS
1)«Разогрев» звездного диска
2)Отставание центроидов от LSR
S2
1500 (км/с)2
VLSR !!!

Шкала диска: HR ~ 2.7 – 3 кпк – из кинематики!
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
«Двойная волна» в
остаточных скоростей
лучевых скоростях и
 Движение Солнца относительно
собственных движениях
выборки
 Некруговые движения (линейная волна
плотности)


Кривая вращения по молодым объектам
Рассеяние из-за фактора 1/|sin l|
Функция правдоподобия

N

T

1
LF ({ V },{ Ai })   lg L( k )  V ( k )  L ( k )  V ( k )
k 1
ΔV – 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

Кинематические параметры молодых
подсистем диска
 Вращение:
 (ω0 ω0' ω0") ≈ (27.5±0.5, –4.5±0.15, 1.2±0.1)
 Оси эллипсоида скоростей:
 (σU σV σw) ≈ (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, fΘ ≈ –2±1.5 км/с
 Углы: i ≈ -6±0.7°, χ ≈ -85±15°
– 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:
 1997
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 трехкомпонентной
модели
Внутренние движения в шаровых скоплениях




NGC 6121
= M4:
Данные:
HST
(WFPC +
ASC)
Интервал
времени –
2-5 лет
Дисперсия
σμ≈0.5mas/
year
, 2003-2004
Выделение
членов
скопления М4 по
собственным
движениям HST:
 Определено
движение звезд
балджа и
скопления
относительно
квазара
 Ω0 = 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
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

Тангенциальный
компонент
Анизотропия
 Прямой
выход на
модели
шаровых
скоплений
(не Кинг!)

Радиальный
компонент
Фундаментальная
работа по
применению ПЗСкамер 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
Квазары
47 Tuc
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 μ намного больше
несвязанных решений
Начальные условия
и устойчивость:
SMC
Черный: гравитационная
cвязанность на
интервалах времени
ΔT < 1 Gyr
Зеленый: ΔT~ 1 – 5 Gyr
Красный: ΔT > 5 Gyr
Диаграммы
μN - μW
LMC

«Старые» и новая
орбиты LMC в
изотермической
Галактике (ΛCDM,
MMW ~ 1012 MO)
Период больше,
апогалактий дальше
«Веер» орбит:
влияние ошибок μ
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
ArXiv: 0708.1704v1
VLBI наблюдения H2O мазеров в М 33 и IC 10
 Точность PM: ~ 3-6 μas/year
 MM31 > 6.6∙1011 MO – 1.2 ∙1012 MO в
зависимости от модели

Современные массовые обзоры
собственных движений
Kuijken & Rich (ApJ 124, 2054,2002)
 HST PC – WFPC2 в 2-x полях балджа
 ΔT ~ 7 лет
 εμ ≈ 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
Функции светимости
для диска и балджа

(относительное лучевое «расстояние»)
2) Обнаружено вращение
балджа:
Rattenbury et al. (MNRAS 378, 1165,2007)
 45 полей OGLE-II
 ~ 578000 звезд
 σμ(l,b)- точн.~2%
GC
(~ км/с)


Red Clump Giants
(«красное сгущение»)
σμ(b)
σμ(l)
σμ(l)
σμ(b)
l

b
Кинематическая модель: вращение бара +
анизотропия скоростей в балдже
Новые параллаксы далеких цефеид
Fritz Benedict et al. (AJ 133, 1810, 2007)
 Датчик точного гидирования HST (до 11 пар
наблюдений на звезду)
Name
 10 цефеид с D > 400 пк
 σπ/π < 8%

<MV> - lg P
LMC:
NB: кстати о цефеидах в проекте GAIA:
Современное рассеяние зависимости периодсветимость 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

Torres et al. (2007)
(2007)
(2007)
π = 4.0±1.3 mas, μ = 178.2 ± 1.8 mas/year
Honma et al. (ArXiv:0709.0820v1) – VERA
наблюдения H2O мазеров в области
звездообразования Sharpless 269
π=189±8 μas, D=5.28±0.23 кпк

Ограничение
на кривую
вращения
Галактики:
…
статистические параллаксы и
многое другое
 Спасибо
за внимание!
Начальные
условия и
времена
прохождения
сквозь диск
MW
 (1012 MO)


Прохождений
ранее 3 Gyr не
было
Начальные
условия и
времена
прохождения
сквозь диск
MW
 (2∙1012 MO)

VII, MW (50 кпк)
~ 550 км/с >
VTAN, L/SMC