Структура и кинематика Галактики

1. «Астрономия-2006» 125 лет АО СПбУ Структура и кинематика Галактики А.С. Расторгуев (Москва, ГАИШ МГУ) Июнь 2006

2. На рубеже веков: 1997-2006 г. • Эпоха «после HIPPARCOS»: все новые данные с HIPPARCOS и TYCHO-2 (π, μ) уже использованы. Шкалы расстояний уточнены по π, но окончательные точки не расставлены. • Появился ряд новых «всенебесных» каталогов (UCAC2, SDSS, 2MASS, USNO-A2.0, USNO-B1.0, DENIS, ASAS-3 и др.), опирающихся на систему ICRS/ICRF. • Каталоги и архивы лучевых скоростей (RAVE, Женевско-Копенгагенский обзор Nordstrom et al. (2004), ELODIE, OSAСA и др.) • Разрабатываются новые космические проекты (GAIA, SNAP). • Разрабатывается концепция виртуальных обсерваторий и международный консорциум VO как отклик на будущие тера- и петабайтные объемы данных.

3. «Всенебесные» каталоги • Астрометрические: • UCAC2:20 mas (10-14mR), 70 mas(16mR), PM: (1-3 ÷ 4-6 mas/y), ~48млн. звезд южнее +50° • USNO-B1.0:0.2", полнота до 21m(V), 1.04 млрд. звезд, PM • Фотометрические и спектральные: • SDSS:5 полос (0.35-0.9μm), ~250 млн. звезд. • ASAS-3:~50 тыс. переменных среди 15 млн. звезд южнее +28° • IR:DENIS:iJK(18.5-14m), 355 млн. объектовюжного неба • IR+астрометрия:2MASS:JHK(15.8-14.3m), ~300 млн. точечных объектов, 0.5"

4. Комбинация позиционных данных из разных каталогов, с эпохами, разделенными десятилетиями, позволяет сейчас выводить собственные движения удовлетворительной точности (для скоплений и групп звезд ~1-2 mas/год)

5. Специальные каталоги • ASCC-2.5(Н.Харченко, А.Пискунов, 2001): 2.5 млн. звезд (полнота РЗС до 850 пкот Солнца) • W.Dias et al. (2002):компилятивный каталог данных о 1537РЗС. • OSACA(Г.Гончаров, 2005):компилятивный каталог VRдля 35 тыс. звезд в рукаве Ориона • RAVE:текущий статус:~25000 VR (2.3 км/с, I<12m) звезд южнее +20° (завершение – 2010) • Geneva-Kopenhagen survey(B.Nordstrom et al., 2004): VR, РМ и возрасты ~14000 близких звезд (0.5 км/с) • Bibl. Cat. of stellar rad. vel.(S.Malaroda et al., …-2005): VR~76000звезд. Продолжение дела Barbier-Brossat. • The ELODIE archive(PASP V.116, P.693-698, 2004 - http://atlas.obs-hp.fr/elodie) • ОКПЗ + КЗП:~50000 переменных звезд разных типов (ГАИШ)

6. Создана хорошая база для широкого спектра статистических исследований нашей Галактики, содержащая разнообразные массовые звездные данные (положения, собственные движения, лучевые скорости, многоцветную фотометрию)

7. Строение Галактики: задачи • Функция светимости (и функция массы, IMF) • Поглощение света – 3D модели • Строение и населенность подсистем • Вертикальное распределение масс, KZ, локальная плотность, толстый диск • Модели Галактики • Спиральный узор • «Темная» материя • «Микроструктуры» в Галактике

8. Принципиальные моменты, необходимые для решения этих задач: • Уверенный ход функции светимости для MV>15m для диска, толстого диска и гало (разные ли они?) • Картина поглощения (желательно 3D) • Глубокий предел звездных подсчетов (V>22-25m) • Многоцветность наблюдений, включая IR • Согласие фотометрических и динамических моделей

9. Метод: звездные подсчеты и дифференциальная функция блеска D(r) для подсистем

10. Безансонская модель Населений Галактики. Разные возрасты, химсостав и IMF.  Модель Реальная функция светимости в солнечной окрестности. Ее ход при MV>15m совершенно неясен. ?

11. Функция светимости: Последние результаты проекта CFHT Legacy Survey (M.Schultheis, A.Robin et al., 2006) α=4 ____________________ α = 4 α=3 mc – mass break (излом,красная черта) Для IMF вида dn/dm ~ m -α: α= 1.5для m < 0.5 m0 (стандартная модель): α = 4для m < mc= 0.15 m0 α = 3для m < mc= 0.20 m0 α = 2для m < mc= 0.25 m0 Избыток звезд малой массы! Вклад в решение проблемы DM? α=2

12. Вклад разных классов светимости в звездные подсчеты:при подсчетах для V>25mкритична модель Ф(М) для ГП Для умеренных широт Ф(МV) ?

13. Глубина подсчетов (дифференциальная функция блеска) В NIR(K) В оптике (V) ↓ Необходимы подсчеты до V ~ 25-30m Наземные телескопы и космические проекты?

14. Многоцветность: Помогает выявить вклады различных подсистем (гало – диск – ТД) в зави- cимости отb. Показаны модели подсчетов до ~19-22m(Bahcall & Soneira)  Многополосность запланирована в космических проектах.

15. 3D поглощение:распределение пыли в диске Галактики (R.Drimmel, 2004, 2005) Привлечены данные Bland-Hawthorn & Maloney (2002) по спиральной структуре и распределению HI Замечание: положение спиральных ветвей часто определяется по кинематике газа, поэ- тому результаты нельзя считать независимыми Sun

16. Drimmel et al. (2006): AKvs Dist для области антицентра Галактики Модель vs наблю- дения: о - NIR * - ОВ-звезды То же, дляобласти 30° < l < 75° Согласие не всегда хорошее.

17. Модели AKпозволяют позиционировать поло- жение звездRed Clump на диаграмме K-(J-K) c разными расстояниями (2MASS). K2III:MK = -(1.65±0.3)m, (J-K)0 = (0.75±0.2)m Индикаторы расстояния! Типичная диаграмма ГР для направлений в плоскости Галактики

18. Вертикальное распределение массыи кинематика толстого диска • Прямые методы (звездные подсчетыи кинематика): цикл работ Siebert, Soubiran, Bienayme et al. (2003-2005) • ~400 gK в обл. NGP (TYCHO-2 + ELODIE VR) Градиент σZпо Z-коорд.  Доля толстого диска: 0.15±0.07 Ф-я светимости gK

19. lg ρvs z Малый вклад LDM: <0.030 M0пк-3 Скорость отставания от LSR ~50 км/с H~350 пк старый диск H~750 пк толстый диск Поверхностная плотность: Σ(0.8 кпк) ~57-66 M0пк-2 Σ(1.1 кпк) ~57-79 M0пк-2 Полупериод колебаний PZ ~ 42±2 Myr

20. RR-Лириды толстого диска:[Fe/H] > -0.8(Дамбис, Расторгуев, 2001) • Метод статистических параллаксов (3D скорости): • (U0 V0 W0) = (-16±8,-41±7, -18±5) км/с • (σUσVσW) = (53±9, 42±8, 26±5) км/с • Подсистема быстро вращается (~160 км/с, отставание от LSR на ~50 км/с) • <MV>RR = +1.11m ± 0.28m Первое прямое доказательство наличия зависимости <MV>RR - [Fe/H] из наблюдений

21. Расторгуев, Дамбис, Заболотских (2005) – выделение RR-Лирид толстого диска по 2D-3D скоростям: бимодальное распределение (MLF) • 3D (~ 360 звезд) • (U0 V0 W0) = (-14±5,-52±5, -16±4) км/с • (σUσVσW) = (56±5, 44±4, 35±4) км/с • Доля звезд толстого диска fTD ~ 0.310.03 • 2D (~1200 звезд) • (U0 V0 W0) = (-14±5,-52±6, -12±4) км/с • (σUσVσW) = (48±6, 48±5, 22±4) км/с • Доля звезд толстого диска fTD ~ 0.42 0.02

22. Пример различий в [α/Fe] (Nissen et al., 2004):белые кружки – диск, черные – гало →классификация! В выделении населений большие перспективы имеют данные о химизме, например, об относительном содержании α-элементов (O, N, S, Mg,...)

23. Локальная плотность в диске • Bienayme et al. (ASP Conf. Ser. V.182, 1999) - по данным о близких А-звездах из HIPPARCOS (3D-поле скоростей и распределение) Oort’s limit: 0.076-0.10 M0/пк3

24. Дамбис (2003, 2004) – по зависимости «толщины» вертикального распределения цефеид и молодых рассеянных скоплений от возраста: • Полупериод PZ = 37…52 Myr  ω2Z≈ 4πGM0ν0 ↓ ρdyn ~ 0.06…0.12 M0пк-3 LDM: ~ ρ< 0.023 M0пк-3 Overshooting: есть ли? DM

25. Согласие фотометрических и динамических моделей • До конца 1980-х развивались раздельно • Фотометрические: звездные подсчеты • Динамические: кривая вращения и кинематические параметры • Первый шагк известным Безансонским моделям – Bienayme, Robin, Creze (1987): • Связь |z| подсистем с возрастом, химизмом и ростом дисперсии скоростей(Parenago’s discontinuity!) • Изотермичность подсистем • Звездные подсчеты для ограничения ρ(DM)и согласования с V(R)(показано, что роль DM в диске незначительна)

26. Спиральный узор нашей Галактики • Как может выглядеть Млечный Путь? М 74 NGC 4622

27. Наблюдательные данные противоречивы • Помехи: • В оптике сильное и неоднородное поглощение (эффекты селекции) • В NIR велик вклад красных слабых звезд, слабее концентрирующихся к спиральным ветвям • HII: большие ошибки шкалы расстояний (звезд ОВ) • HI: зависимость от модели распределения газа • H2, CO, ОН: ненадежные кинематические расстояния (с ошибкой > 1 кпк) из-за неопределенности кривой вращения, особенно на периферии Число спиральных рукавов – неизвестно Угол закрутки и фаза Солнца – неоднозначны Скорость вращения узора – неточна

28. вблизи Солнца Показано распределе-ние рассеянных скоплений и цефеид в плоскости Галактики и нанесены возмож- ные положения отрез-ков локальных спира-льных рукавов: Киля-Стрельца, Лебедя-Ориона, Персея-Кассиопеи. Солнце – в центре области размером 10 х 10 кпк. Per ~2 кпк Cyg Car Sgr Межрукавное расстояние Направление вращения Галактики К центру

29. D.Russeil (2003): спиральный узор по областям звездообразования Расстояния – кинематические (кривая вращения Brand, Blitz, 1993) 4-рукавная модель Галактики Угол закрутки и число рукавов связаны между собой

30. Проблематика спиральной структуры тесно связана с кинематикой: • (a)Кинематические расстояния газа (и звезд) требуют надежной кривой вращения (в т.ч. за солнечным кругом) и учета уклонений от круговых движений (этого никто не делает, хотя амплитуды ≥10 км/с) • (б)Влияние волн плотности на кинематику звезд (эффекты селекции слабее!): найдены периодические радиальные и тангенциальные изменения остаточных скоростей  параметры спиралей (fR, fΘ; χ0, i)ΩP

31. (а)Варианты кривой вращения Галактики ДляR0=8.5 кпк ПриR0 = 7.5 кпккривая вращения за солнечным кругом «понижается». Уточнение кривой вращения – по-прежнему актуальная задача.

32. Молодые РЗС и цефеиды, lgT<7.6 (б)Периодические возмущения радиальной и тангенциальной остаточной скорости молодых объектов – следствие влияния волн плотности  межрукав- ноерасстояние. Возможна оценка амплитуд возмущений (fR, fΘ). Но:ΩP определяется весьма ненадежно. Альтернатива:пространственно- возрастное распределение объектов (например, РЗС – Локтин, Попова, 2005) Периодичность ~ 2 кпк

33. Необходим целенаправленный (оптимальный) отбор объектов для определения кривой вращения за солнечным кругом: • Цефеиды больших периодов и далекие РЗС в направлениях l~120-145°и l~215-240° • Здесь большое число малоизученных рассеянных скоплений. Задачи: их поиск, выделение, определение избытков цвета, расстояний, возрастов илучевых скоростей.2MASS и другие всенебесные каталоги. • Нужны крупные телескопы (спектроскопия до 16m)

34. К оптимальному отбору объектов для определения кривой вращения по лучевым скоростям: Большой градиент лучевой скорости по гелиоцентричес- кому расстоянию r одновременно с большим расстоянием до центра Галактики (диаграммы l – r). (Рассчитано для наблюдаемой кривой вращения)

35. Звездные скопления • Шаровые:особая ценность для тестирования динамических моделей Галактики по их лучевым скоростям и собственным движениям. Известны практически все (~150). • Рассеянные:уникальная возможность анализа пространственно-возрастной структуры диска и истории звездообразования в Галактике. • Известно >1700, определены параметры ~750. • Изучение РЗС – большая и сложная задача.

36. Перспективные проекты изучения рассеянных скоплений: • Н.Харченко, А.Пискунов и др. (НАНУ, ИНАСАН):открытие и систематическое изучение по компилятивному каталогуASCC-2.5. Около 150 новых скоплений. • С.Копосов, Е.Глушкова, И.Золотухин (ГАИШ):методика автоматического открытия и изучения по 2MASS и другим большим каталогам путем вейвлет-сгладивания. Учитывается концентрация звезд – членов скопления. Открыт ряд новых далеких молодых скоплений в области антицентра Галактики: Окно фильтрации «сомбреро» 

37. Проблема шкалы расстояний • Ранее:была тесно связана с проблемой R0 • Наблюдения кеплеровских орбити лучевых скоростей IR «звезд» в области центра Галактики близки к решению части проблемы: R0≈ 7.5±0.3 кпк • Осталась проблема согласования шкал расстояний цефеид (более длинной) и RR-Лирид (более короткой) • Возможный путь решения:калибровка светимостей цефеид по Бааде-Весселинковским (пульсационным) радиусам по NIR данным (малое влияние поглощения и более тесная связь CIvsTeff).

38. ВПЕРВЫЕ методом динамического параллакса скоро непосредственно и надежно можно будет вычислить расстояние до центра Галактики В 2007 г. S0-2 завершит полный оборот, возможно, окончательно решив проблему R0 (S0-16 движется по сильно вытянутой орбите) 0.5"

39. Осталась проблема согласования шкал расстояний цефеид (более длинной) и RR-Лирид (более короткой) • Возможный путь решения:калибровка светимостей цефеид по Бааде-Весселинковским (пульсационным) радиусам по NIR данным (малое влияние поглощения и более тесная связь CIvsTeff). • Кстати:Пульсационные радиусы RR-Лирид, определенные в 198х, дают хорошее согласие с другими методами (статистическим и тригонометрическим) определения их шкалы расстояний

40. Механизм быстрого «нагрева» галактического диска Выбор конкретного механизма из числа нескольких предложенных зависит от показателя наблюдаемого степенного закона роста скорости: σ~t q Рост средних скоростей звезд ГП с цветом Однозначного результата пока нет (различие изо- хрон и методик, измене- ния темпа звездообразо- вания и т.д.): q ~ 1/3…1/2 Плато Область роста скоростей Излом Цвет Солнца

41. Ограничения на распределение масс в Галактике Анализируются скорости далеких объектов гало Sakamoto, Chiba & Beers (2002-2003): 11карликовых галактик, 137 ШЗС, 413HB-звезд поля

42. Основной вклад в ограниченияна полную массу системы дают Draco,LeoI, Pal3 Нижние оценки массы: ~(1.8-2.5)×1012 Moв пределах расстояния до Leo I (270 кпк) ~5.5×1011 Mo в пределах расстояния до БМО(~50 кпк), практически модельно не зависима «Гипергалактика» по Я. Эйнасто

43. Ультрабыстрые звезды (hypervelocitystars) Bulge • Известно пока 7(?)HVS (проэволюционировавшие В-звезды) • Происхождение: распад двойной в поле центральной SMBH • Общее число оценивается в ~103 • Если так, то их нельзя использовать для тестирования галактического потенциала

44. Бар и его кинематика • Бар рассматривается как генератор спирального узора Галактики, изучение его кинематики - важная задача • Debattista et al. 2002: • по возмущениям поля скоростей звезд в окрестности Солнца и по диаграммам (l–VR) - угловая скорость вращения бара в пределах 40-65 км/с/кпк • Sumi et al. (2003-2004): • собственные движения ~ 47000 звезд Red Clump в галактическом баре. По различиям кинематики яркой и слабой групп (ближнего и дальнего конца бара соответственно) оценена максимальная скорость его вращения: ~100 км/с

45. Любопытные методы изучения кинематики(«Московская Школа») (1) Обширная выборка не всегда лучше малой: по «касательному кругу», опирающемуся на R0как на диаметр (R0 cosl = r cosb), хорошо определяется угловая скорость ω0 и исключаются корреляции с другими определяемыми параметрами. (2) В предположении выполнения теоремы Линдблада: (σV/σU)2 = 1 – A(R)/ω(R) во всем объеме выборки (до 5-6 кпк от Солнца) оценка ω0 ПО ЛУЧЕВЫМ СКОРОСТЯМ (!) совпадает с оценкой по 3D и 2D скоростям. Вывод: звездная динамика работает!

46. «Тонкие структуры» в Галактике • Большое число работ по поиску и исследованию приливных «шлейфов» от скоплений и карликовых галактик с использованием всенебесных каталогов (2MASS, SDSS) и оригинальных наблюдений • Белокуров и др. (2006): • Sgr dSph (Rhel~25 кпк)и SgrStream (RR Lyrae, A, gM, GC) • Monoceros Ring - пояс на RGal~15-20 кпк из звезд пониженной металличности. Источник:CMa dSph? Изгиб галактического диска? • Orphan («сирота») Stream – большой галактоцентрический круг, источник пока не найден. Связь с HVC?

47. Sgr Stream • Комбинация данных 2MASS и SDSS: по геометрии двух ветвей потока делается вывод о сферичности темного гало SDSS 2MASS

48. Orphan Stream HVC

49. Коротко о космических проектах для звездной астрономии • GAIA (ESA) (M.Perriman et al.) • Запуск в 2011 г., ~6 лет работы • SNAP (NASA, DOE USA) (S.Perlmutter et al.) • Запуск в 2014 г., ~3 (-6?) лет работы

50. GAIAпервоначально было сокращениемдляGlobal Astrometric Interferometer for Astrophysics • Методика измерений изменилась, но название осталось. • В среднем ~150 эпох наблюденийобъекта, в том числе: - 80 астрометрических; - 120 спектральных; - 180 фотометрических Суммарная экспозиция ~ 3000 с (по сравнению с ~ 500 с для HIPPARCOS) За полгода – 1 скан всего неба.