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

На рубеже веков: 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.Разрабатывается концепция виртуальных обсерваторий и международный консорциум VO как отклик на будущие тера- и петабайтные объемы данных.

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

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)

Специальные каталоги ASCC-2.5ASCC-2.5 (Н.Харченко, А.Пискунов, 2001): 2.5 млн. звезд (полнота РЗС до 850 пк от Солнца) W.Dias et al. (2002):W.Dias et al. (2002): компилятивный каталог данных о 1537 РЗС. OSACA :OSACA (Г.Гончаров, 2005): компилятивный каталог V R для 35 тыс. звезд в рукаве Ориона RAVE:RAVE: текущий статус:~25000 V R ( 2.3 км/с, I

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

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

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

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

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

Последние результаты проекта CFHT Legacy Survey (M.Schultheis, A.Robin et al., 2006) Функция светимости: m c – mass break (излом, красная черта) Для IMF вида dn/dm ~ m -α : α = 1.5 для m < 0.5 m 0 (стандартная модель): α = 4 для m < m c = 0.15 m 0 α = 3 для m < m c = 0.20 m 0 α = 2 для m < m c = 0.25 m 0 Избыток звезд малой массы! Вклад в решение проблемы DM? ____________________ α = 4 α=2 α=3 α=4

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

Глубина подсчетов (дифференциальная функция блеска) В NIR (K) В оптике (V) Необходимы подсчеты до V ~ m Наземные телескопы и космические проекты?

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

3D поглощение: 3D поглощение: распределение пыли в диске Галактики (R.Drimmel, 2004, 2005) Sun 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

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

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

Вертикальное распределение массы и кинематика толстого диска Прямые методы (звездные подсчеты и кинематика): цикл работ Siebert, Soubiran, Bienayme et al. ( ) ~400 gK в обл. NGP (TYCHO-2 + ELODIE V R ) Градиент σ Z по Z-коорд. Доля толстого диска: 0.15±0.07 Ф-я светимости gK

lg ρ vs z H~350 пк старый диск H~750 пк толстый диск Σ(0.8 кпк) ~57-66 M 0 пк -2 Поверхностная плотность: Σ(0.8 кпк) ~57-66 M 0 пк -2 Σ(1.1 кпк) ~57-79 M 0 пк -2 Σ(1.1 кпк) ~57-79 M 0 пк -2 Полупериод колебаний P Z ~ 42±2 Myr Малый вклад LDM:

RR-Лириды толстого диска: [Fe/H] > -0.8 (Дамбис, Расторгуев, 2001) Метод статистических параллаксов (3D скорости): -41±7(U 0 V 0 W 0 ) = (-16±8, -41±7, -18±5) км/с (σ U σ V σ W ) = (53±9, 42±8, 26±5) км/с Подсистема быстро вращается (~160 км/с, отставание от LSR на ~50 км/с) RR = m ± 0.28 m Первое прямое доказательство наличия зависимости RR - [Fe/H] из наблюдений RR = m ± 0.28 m Первое прямое доказательство наличия зависимости RR - [Fe/H] из наблюдений

Расторгуев, Дамбис, Заболотских (2005) – выделение RR-Лирид толстого диска по 2D-3D скоростям: бимодальное распределение (MLF) 3D (~ 360 звезд) -52±5(U 0 V 0 W 0 ) = (-14±5, -52±5, -16±4) км/с (σ U σ V σ W ) = (56±5, 44±4, 35±4) км/с f TD ~ Доля звезд толстого диска f TD ~ D (~1200 звезд) -52±6(U 0 V 0 W 0 ) = (-14±5, -52±6, -12±4) км/с (σ U σ V σ W ) = (48±6, 48±5, 22±4) км/с f TD ~ Доля звезд толстого диска f TD ~

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,...)

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) Oorts limit: Oorts limit: M 0 /пк 3

Дамбис (2003, 2004) – по зависимости «толщины» вертикального распределения цефеид и молодых рассеянных скоплений от возраста: Полупериод P Z = 37…52 Myr ω 2 Z 4πGM 0 ν 0 ρ dyn ~ 0.06…0.12 M 0 пк -3 LDM: ~ ρ< M 0 пк -3 LDM: ~ ρ< M 0 пк -3 DM Overshooting: есть ли?

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

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

Наблюдательные данные противоречивы Помехи: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 –H 2, CO, ОН: ненадежные кинематические расстояния (с ошибкой > 1 кпк) из-за неопределенности кривой вращения, особенно на периферии неизвестно Число спиральных рукавов – неизвестно неоднозначны Угол закрутки и фаза Солнца – неоднозначны неточна Скорость вращения узора – неточна

вблизи Солнца Направление вращения Галактики К центру Car Sgr Cyg Per 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. ~2 кпк Межрукавное расстояние

D.Russeil (2003): 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

Проблематика спиральной структуры тесно связана с кинематикой :Проблематика спиральной структуры тесно связана с кинематикой : –(a) –(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) –(б) Влияние волн плотности на кинематику звезд (эффекты селекции слабее!): найдены периодические радиальные и тангенциальные изменения остаточных скоростей параметры спиралей (f R, f Θ ; χ 0, i) Ω P

(а)(а) Варианты кривой вращения Галактики R 0 = 7.5 кпк При R 0 = 7.5 кпк кривая вращения за солнечным кругом «понижается». Уточнение кривой вращения – по-прежнему актуальная задача. R 0 =8.5 кпк Для R 0 =8.5 кпк

(б) (б) Периодические возмущения радиальной и тангенциальной остаточной скорости молодых объектов – следствие влияния волн плотности межрукав- ное расстояние. Возможна оценка амплитуд возмущений (f R, f Θ ). Но: Но: Ω P определяется весьма ненадежно. Альтернатива: Альтернатива: пространственно- возрастное распределение объектов (например, РЗС – Локтин, Попова, 2005) Молодые РЗС и цефеиды, lgT

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

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)

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

Перспективные проекты изучения рассеянных скоплений:Перспективные проекты изучения рассеянных скоплений: –Н.Харченко, А.Пискунов и др. (НАНУ, ИНАСАН): ASCC-2.5 –Н.Харченко, А.Пискунов и др. (НАНУ, ИНАСАН): открытие и систематическое изучение по компилятивному каталогу ASCC-2.5. Около 150 новых скоплений. –С.Копосов, Е.Глушкова, И.Золотухин (ГАИШ): –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»

Проблема шкалы расстояний Ранее:Ранее: была тесно связана с проблемой R 0 Наблюдения кеплеровских орбит и лучевых скоростей IR «звезд» в области центра Галактики близки к решению части проблемы: R 0 7.5±0.3 кпк Осталась проблема согласования шкал расстояний цефеид (более длинной) и RR-Лирид (более короткой) Возможный путь решения:Возможный путь решения: калибровка светимостей цефеид по Бааде-Весселинковским (пульсационным) радиусам по NIR данным (малое влияние поглощения и более тесная связь CI vs T eff ).

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 R 0 (S0-16 движется по сильно вытянутой орбите) 0.5"

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

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

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

Основной вклад в ограничения на полную массу системы дают Draco, Leo I, Pal 3 Нижние оценки массы: ~( )×10 12 M o ~( )×10 12 M o в пределах расстояния до Leo I (270 кпк) ~5.5×10 11 M o ~5.5×10 11 M o в пределах расстояния до БМО (~50 кпк), практически модельно не зависима «Гипергалактика» по Я. Эйнасто

Ультрабыстрые звезды (hypervelocity stars) Известно пока 7(?) HVS (проэволюционировавшие В- звезды) Происхождение: распад двойной в поле центральной SMBH Общее число оценивается в ~10 3 их нельзя использовать для тестирования галактического потенциалаЕсли так, то их нельзя использовать для тестирования галактического потенциала Bulge

Бар и его кинематика Бар рассматривается как генератор спирального узора Галактики, изучение его кинематики - важная задача Debattista et al. 2002: км/с/кпк –по возмущениям поля скоростей звезд в окрестности Солнца и по диаграммам (l – V R ) - угловая скорость вращения бара в пределах км/с/кпк Sumi et al. ( ): Red Clump ~100 км/с –собственные движения ~ 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

Любопытные методы изучения кинематики («Московская Школа») (1) Обширная выборка не всегда лучше малой: R 0 cosl = r cosb по «касательному кругу», опирающемуся на R 0 как на диаметр (R 0 cosl = r cosb), хорошо определяется угловая скорость ω 0 и исключаются корреляции с другими определяемыми параметрами. (2) В предположении выполнения теоремы Линдблада: (σ V /σ U ) 2 = 1 – A( R ) / ω ( R ) во всем объеме выборки (до 5-6 кпк от Солнца) оценка ω 0 ПО ЛУЧЕВЫМ СКОРОСТЯМ (!) совпадает с оценкой по 3D и 2D скоростям. Вывод: звездная динамика работает!

«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 (R hel ~25 кпк) и Sgr Stream (RR Lyrae, A, gM, GC) –Monoceros Ring - пояс на R Gal ~15-20 кпк из звезд пониженной металличности. Источник:CMa dSph Источник: CMa dSph? Изгиб галактического диска? –Orphan («сирота») Stream – большой галактоцентрический круг, источник пока не найден. Связь с HVC?

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

Orphan Stream HVC

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

GAIA первоначально было сокращением для Global Astrometric Interferometer for Astrophysics Методика измерений изменилась, но название осталось. В среднем ~150 эпох наблюдений объекта, в том числе: - 80 астрометрических; спектральных; фотометрических Суммарная экспозиция ~ 3000 с (по сравнению с ~ 500 с для HIPPARCOS) За полгода – 1 скан всего неба.

Принцип измерений Cканирование неба при (сложном) вращении спутника в L2. Срок службы: с ~ 2011 по 2017 г. Оборудование: –2 астрометрических зеркала 140 х 50 см с фокусным расстоянием ~42 м; –1 спектральное зеркало D~50 см; –Приемник: массив из 170 ПЗС-матриц общим размером ~85 х 60 см

Задачи и возможности GAIA Прецизионная астрометрия: – ± 4 μas для звезд 12 (V), –± 10 μas для звезд 15 (V), –± 0.2 mas для звезд 20 (V). Всего (войдет в 1-ю версию каталога) будет измерено ~1 млрд звезд ярче 20 (V), с дальнейшим распространением на (V) – всенебесный каталог. Фотометрия (MBP – полос, BBP – 5-6 полос); полосы оптимально выбраны для изучения химсостава и распределения поглощения (σ Av ~ 0.1 m ). Спектроскопия (RVM) в диапазоне nm, разрешение ~11500: – Лучевые скорости с ошибкой на конец миссии (для K1III) 10 км/с (18 V); –Химизм (по линиям Ca, Fe, Si; H -Пашеновская серия), в т.ч. [α/Fe], с точностью ~( ) dex.

Ожидаемые достижения для звездной астрономии Калибровки светимости:Калибровки светимости: –~ 20 млн. звезд с точностью лучше 1%, до 2.5 кпк –~150 млн. – 10% до 25 кпк –Всех «стандартных свеч», в т.ч. в LMC/SMC –«Чистые» диаграммы ГР для подсистем Галактики Астрометрическая полнота до 20 (V)Астрометрическая полнота до 20 (V) Лучевые скорости ~ 150 млн. звезд с V

GAIA versus HIPPARCOS !

Будет создана 3-мерная карта Галактики вплоть до расстояния ~10 кпкБудет создана 3-мерная карта Галактики вплоть до расстояния ~10 кпк

2-м телескоп прямых изображений (с полем зрения ~1.5º) в L2. Приемник: ПЗС-мозаика 28k×28k, 10μ (0.1") px, экспозиция с Поле 15 кв.град. в полюсе эклиптики (с покрытием 1 раз в 4 сут.), до 1000 кв. град. с меньшей частотой. Предельная величина ~30 m (I) (полосы UVRIZJH +8 специальных) + спектры (R~100)Предельная величина ~30 m (I) (полосы UVRIZJH +8 специальных) + спектры (R~100)

Основная цель проекта – поиск Сверхновых Ia до z~1.7 и уточнение вклада «темной энергии» Оценка частоты SN Ia – до 2000 в год

by-productЦенность для звездной астрономии – всего лишь by-product проекта: (30 m I) кинематика и параллаксы (?) –Глубокий предел (30 m I) и многоцветность, звездные подсчеты, функция светимости, строение Галактики, кинематика и параллаксы (?) –Полное поглощение (r > 1-2 кпк) ~ 0.08 m (I) –Могут быть обнаружены ВСЕ красные карлики (M V ~15 m ) до ~ 10 кпк и множество «коричневых карликов» до ~1-5 кпк. –ВСЕ WD гало. –Может быть, уточнив функцию светимости, удастся снять остроту проблемы скрытой массы?

Прогресс кинематики: –Если для яркой звезды N~10 to 100 px, предельная астрометрическая точность составит δx ~N -1/2 Δ, ~10 mas, в системе отсчета, опирающейся на далекие квазары (близкой к ICRS/ICRF) –При ~100 наблюдений в год в основном поле зрения 15 o в идеале можно уменьшить ошибку до 1 mas –Можно рассчитывать на довольно точное измерение собственных движений в гало за 3–6 лет

Технические характеристики и задачи проекта пока прорабатываются, но есть надежда на органическое включение в него и задач звездной астрономии Уступает GAIA в позиционной точности и широте поля, но намного превосходит в проницающей способности Из-за больших экспозиций не ожидается проблем с передачей данных (~неск. терабайт в сутки) (в отличие от GAIA)