Кратность близких звезд гало и толстого диска

2
Львиная доля того, что совершается в биологии или физике, — это механическая работа мысли, доступная едва ли не каждому. Для успеха бесчисленных опытов достаточно разбить пауку на крохотные сегменты, замкнуться в одном из них и забыть об остальных.
Хосе Ортега-и-Гассет. “Восстание х«асс” (1929).
Оглавление
Введение 10
1 Звезды населения II типа 20
1.1. Основные характеристики звезд населения II типа.........................20
1.1.1. Звезды гало......................................................20
1.1.2. Звезды толстого диска ...........................................24
1.2. Двойные и кратные звездные системы населений I и II тина................27
1.2.1. Двойные и кратные звезды тонкого диска...........................27
1.2.2. Двойные и кратные звезды гало и толстого диска...................29
1.3. Возможности иптерферометрического исследования кратности низкомс-талличных звезд..............................................................33
1.4. Выборка субкарликов в окрестности Солнца................................34
1.4.1. Критерии отбора..................................................34
1.4.2. Кинематические свойства отобранных звезд. Положение на. диаграмме Герцшпрунга-Рассела...............................................36
1.4.3. Гелиоцентрические расстояния звезд выборки.......................38
1.4.4. Полнота объектов выборки.........................................40
1.4.5. Выводы...........................................................42
2 Методика спекл-интерферометрических измерений 44
2.1. Метод спекл-интерферометрии.............................................44
2.2. Методика и техника спек л-наблюдений звезд гало и толстого диска на БТА 49
2.2.1. Принципы работы спекл-интерферометра.............................49
2.2.2. Калибровка масштаба изображений..................................51
2.3. Спекл-интерферометрия двойных звезд населения II типа...................54
2.4. Выводы..................................................................62
3
4
3 Интерферометричсские исследования выборки звезд населения II типа 64
3.1. Наблюдения звезд выборки..........................................64
3.2. Результаты спекл-интерферометрических наблюдений субкарликов .... 66
3.3. Комментарии к разрешенным системам................................ТО
3.4. Уникальные системы высокой кратности..............................76
3.4.1. Тройная система С40-14......................................76
3.4.2. Четверная система С89-14....................................77
4 Статистические характеристики двойных и кратных близких субкарликов 87
4.1. Учет неразрешенных различными методами спутников .................87
4.2. Кратность звезд выборки...........................................90
4.3. Двойные и кратные системы выборки на ретроградных орбитах.........94
4.4. Распределение периодов субкарликов выборки........................96
4.5. Соотношение масс компонентов двойных систем выборки...............99
4.6. Звездные потоки с точки зрения кратности.........................102
5 Заключение 106
Приложения 120
А Список звезд выборки 120
В Графическое представление основных характеристик звезд выборки 127
С Звезды, неразрешенные на индивидуальные компоненты
спекл-интерферометрическим методом 133
Б ХУББ компоненты для звезд выборки
140
Список иллюстраций
1 Плотность распределения орбитальных периодов для двойных звезд нашей выборки (Population II), интерполированная кубическим сплайном, и для звезд тонкого диска (Population I), аппроксимированная гауссианоп (Duquennoy к Mayor, 1991).......................................................16
2 Плотность распределение отношения масс компонентов q = М2/Мі для 58 двойных звезд выборки...........................................................18
1.1 Функция распределения металличности различных подсистем нашей Галактики. Рисунок взят из работы Schuster et al. (2006)................... 21
1.2 Относительный вклад населений тонкого диска, толстого диска и гало в звездную плотность (Siegel et al., 2002). Сплошная линия: IIthin = 230 пк,
Lthin = 2 кик, f)thick = 10%, Нthick = 600 пк, Lthick = 4 кпк; рШо = 0.15%, c/dhaio = 0.5, r^o0. Пунктирная линия: Я^ш = 230 рс, Lthin = 2 kpc,
Plhick = 10%, Нthick = 600 ПК, Lthick = 3 КПК, Photo — 1%) C-j&halo ~ 0.7, 't'halo' Рисунок взят из работы Brown et al. (2008)................................ 25
1.3 Функция распределения q, полученная из трех различных начальных функций масс (Miller к Scalo (1979), Kroupa et, al. (1993), Kroupa (2002)), и наблюдаемое распределение для G карликов тонкого диска из работы Duquennoy к Mayor (1991). Рисунок взят из статьи Nurmi к Boffin (2003). 28
1.4 Функция распределения спектральной двойственности звезд гало (сплошная линия) и тонкого диска (точечная линия) в зависимости от периода для выборки Carney et al. (1994). Рисунок взят из работы Latham et al. (2002)..........................................................................ЗО
1.5 Спектральная двойственность звезд в зависимости от металличности. Рисунок взят из работы Carney et al. (2005)...................................... 31
5
6
1.6 Распределение отношения масс компонент q для выборки 56 двойных звезд гало (слева) и 73 двойных звезд токого диска (справа) из работы Goldberg et al. (2003). Сплошной линией показано истинное распределение, не скорректированное лишь за эффект Опика (Opik), пунктирная линия — распределение, не учитывающее необнаруженные компоненты, точечная линия — то же самое, но скорректированное за эффект Опика......................32
1.7 Зависимость эксцентриситета от орбитального периода для 61 спектральнодвойной звезды гало. Рисунок взят из работы Latham et al. (2002)........ 33
1.8 Распределение звезд выборки по металличности [т/Н] и V-компоненте
пространственной скорости. Пунктирная линия отделяет звезды, находящиеся на проградных и ретроградных орбитах. Данные взяты из каталога CLLA.....................................................................36
1.9 Диаграмма (В—V) - Му. Точками обозначены звезды шарового скопления
М13 из работы Rey et al. (2001), крестиками — 213 звезд из рассматриваемой выборки. Семь голубых странников (blue stragglers) нашей выборки отмечены кружками........................................................37
1.10 Диаграмма Т^фф - Му- Точками обозначены звезды из каталога Nordstrom et al. (2004). крестиками — 213 звезд из рассматриваемой выборки. Семь голубых странников (blue stragglers) нашей выборки отмечены кружками. 38
1.11 Распределение звезд выборки на небесной сфере............................39
1.12 Сравнение тригонометрических расстояний из каталога HIPPARCOS и фотометрических из CLLA для 133 звезд выборки. Пунктирной линией показана линейная регрессия у = 48.03 + 1.40z. Коэффициент корреляции
г = 0.32. Сплошная линия — график функции у = х..........................39
2.1 Спекл-интерферограмма одиночной звезды...................................45
2.2 Калибровка масштаба изображения и позиционного угла с помощью диафрагмы с парой круглых отверстий, установленной в сходящемся пучке
от главною зеркала телескопа.............................................52
2.3 Спектр мощности серии короткоэкспозиционных изображений интерференционной картины.......................................................52
2.4 Автокорреляционная функция серии мгновенных изображений двойной
звезды: а) обычный метод усреднения, б) усреднение с использованием разности соседних изображений.......................................56
2.5 Квадрат пространственного спектра двойной звезды.........................57
2.6 Автокорреляционная функция двойной звезды................................58
7
2.7 Средний темповой сигнал (слева) и распределение чувствительности по
полю камеры (справа).....................................................59
2.8 Влияние фотонного шума на оценку автокорреляционной функции:
а) автокорреляционная функция без коррекции фотонного смещения
б) автокорреляционная функция с коррекцией фотонного смещения 60
3.1 Спектр мощности двойной звезды G63-46 в фильтре 550/20.................. 67
3.2 Автокорреляционная функция двойной звезды G63-46 в фильтре 550/20. . 68
3.3 Спектр мощности внутренней подсистемы тройной звезды BD + 19°1185 в
фильтре 550/20.......................................................... 69
3.4 Автокорреляционная функция внешней подсистемы четверной звезды
G89-14 в фильтре 800/100................................................ 69
3.5 Изображение G89-14 из обзора DSS2 red: в центре тройная подсистема,
состоящая из спектральной пары и спекл-интерферометрического компонента, в 34" к северо-западу находится компонент с общим собственным движением. На рисунке, взятом из базы данных Aladin, север вверху, восток слева................................................................78
3.6 Схематичное представление уровней иерархии G89-14: A-I3 — спектральная подсистема, АВ-С — спекл-интерферометрическая подсистема, АВС-
D — подсистема с общим собственным движением.............................79
3.7 Орбита спектральной подсистемы G89-14. Рисунок взят из электронной
версии каталога орбит спектрально-двойных систем (Pourbaix et al., 2002) 81
3.8 Галактическая орбита G89-14..............................................86
4.1 Обнаруженные различными методами компоненты для звезд нашей выборки. Схематическое представление......................................91
4.2 Доля спектрально-двойных систем с металличносгями [Fe/H|< —1 как
функция V-компоненты пространственной скорости. Рисунок взят из работы Carney et al. (2005а)..........................................93
4.3 Доля спектрально-двойных систем в зависимости от метал личности [Ре/Н]
для проградных и ретроградных звезд из работы Carney et al. (2005а). . . 94
4.4 Доля снектрально-двойных систем с металличностями [Fe/H|< -1 как
функция ^/-компоненты пространственной скорости. Рисунок взят из работы Carney et al. (2005а)..........................................95
4.5 Доля спектрально-двойных систем с металличностями [Fe/II|< -1 как
функция И7-компоненты пространственной скорости. Рисунок взят из работы Carney et al. (2005а)..........................................96
8
4.6 Распределение периодов для 60 двойных систем выборки. Бары ошибок равны квадратному корню из количества звезд в каждом бине...........................96
4.7 Распределение периодов для двойных и подсистем кратных звезд выборки. 98
4.8 Плотность распределения орбитальных периодов для двойных звезд нашей выборки (Population II), интерполированная кубическим сплайном, и для звезд тонкого диска (Population I). аппроксимированная гауссиаиой (Duquennoy &. Mayor, 1991)..........................................................99
4.9 Распределение отношения масс компонентов q для а) 15 астрометрических двойных систем выборки, б) 15 астрометрических и 9 SB2 систем...10Ü
4.10 Плотность распределение отношения масс компонентов q = M2/Mi для 58 двойных звезд выборки....................................................102
13.1 Зависимость компоненты U пространственной скорости от [rn/Ы] для звезд
выборки..................................................................128
В.2 Зависимость компоненты W пространственной скорости от [ш/Н] для
звезд выборки............................................................128
В.З Распределение звезд исследуемой выборки по максимальному удалению от плоскости Галактики. Для наглядности, звезда G64-12 с аномально большим удалением от плоскости Галактики (25 кис) не представлена на
гистограмме..............................................................129
В.4 Распределение звезд исследуемой выборки но металличности..............129
В.5 Распределение звезд исследуемой выборки по расстоянию от Солнца (расстояния взяты из CLLA) 130
В.6 Распределение звезд исследуемой выборки по массе......................130
В.7 Распределение звезд исследуемой выборки ио эффективной температуре. . 131
В.8 Распределение звезд исследуемой выборки ио видимой звездной величине
в фильтре V (расстояния взяты из CLLA)...................................131
В.9 Распределение звезд исследуемой выборки по величине собственного движения. Для наглядности, звезда G122-51 с аномально большим собственным движением (/i = 7.042 "/год) на гистограмме не представлена.132
Список таблиц
1.1 Элементы пространственных скоростей различных представителей гало
нашей Галактики........................................................22
3.1 Результаты спекл-измерений объектов, разрешенных на компоненты .... 71
3.2 Дополнительные сведения о разрешенных звездах ................75
3.3 Системы высокой кратности населения II типа............................77
3.4 Параметры спектральной орбиты самой короткопериодической подсистемы G89-14. Данные взяты из работы Latham et al. (2002)................... 80
3.5 Начальные условия для построения галактической орбиты G89-14...........84
3.6 Параметры галактической орбиты G89-14..................................85
4.1 Движущиеся группы ....................................................104
А.1 Выборка звезд.........................................................120
А.1 Выборка звезд (продолжение)...........................................121
А.1 Выборка звезд (продолжение)...........................................122
А.1 Выборка звезд (продолжение)...........................................123
А.1 Выборка звезд (продолжение)...........................................124
А.1 Выборка звезд (продолжение)...........................................125
А.1 Выборка звезд (продолжение)...........................................126
С.1 Неразрешенные звезды..................................................133
С.1 Неразрешенные звезды (продолжение)....................................134
С.1 Неразрешенные звезды (продолжение)....................................135
С.1 Неразрешенные звезды (продолжение)....................................136
С.1 Неразрешенные звезды (продолжение)....................................137
С.1 Неразрешенные звезды (продолжение)....................................138
C.1 Неразрешенные звезды (продолжение)....................................139
D.l WDS компоненты для звезд выборки......................................140
9
Введение
Общая характеристика работы Актуальность темы
Исследование низкометалличных звезд ([Бе/Н] < -1) позволяет пролить свет на многие проблемы современной астрофизики, из которых можно выделить производство тяжелых элементов при взрывах сверхновых, функцию распределения металличности звездного гало, первичную функцию масс, природу Большого Взрыва и первичных звезд (население III типа). Важную нишу среди подобных проблем занимают вопросы происхождения и эволюции (химической и динамической) нашей Галактики. Самые старые звезды с массами М £ 0.8 Ме не успели проэволюционировать за время существования Галактики, и содержание химических элементов в их атмосферах отражает состав протозвездного вещества. Дополнительная информация о пространственном движении этих звезд сохраняет возможность восстановления картины формирования Млечного Пути.
Важным способом изучения протозвездного вещества является исследование орбитальных элементов двойных и кратных звездных систем. С момента формирования у одиночной звезды сохраняется всего один параметр — масса. Двойные и кратные системы обладают еще тремя дополнительными сохраняющимися величинами: угловым моментом, эксцентриситетом и отношением масс компонентов. Таким образом, двойные и кратные звезды несут больше информации о процессе звездообразования, чем одиночные, а изучение двойных и кратных низкометалличных систем позволяет на-
.10
11
ложить ограничения на физические условия в протозвездном веществе в момент зарождения нашей Галактики. Звезды с низким содержанием металлов входят в состав шаровых скоплений и поля Галактики, в котором выявлено наличие так называемых звездных потоков (см., например, Eggen, 1996а., 1996b). Логично предположить, что кратность и орбитальные параметры звезд, входящих в эти потоки, также могут дать дополнительную информацию о природе прародителя потока и его динамической эволюции.
Проблеме кратности звезд уделено много внимания в литературе, однако в основном это касается звезд тонкого диска, которые обладают металлич-ностыо, схожей с солнечной (Duquennoy к Mayor, 1991; Fischer к Магсу, 1992; Halbwaehs et al., 2003). Низкометалличные звезды являются менее исследованными, поскольку их число, согласно данным каталога Nordstrom et al. (2004), в окрестности Солнца составляет меньше 1%. Ранние работы, в которых рассматривалась доля спектрально-двойных систем среди звезд населения II типа, говорили о том, что это значение мало по сравнению с аналогичным для звезд населения I типа (Abt, к Levi, 1969; Crampton к Hartwick, 1972; Abt к Willmarth, 1987), более поздние (Preston к Sneden, 2000; Goldberg et al., 2002; Latham et al., 2002) — свидетельствуют о неразличимости этих величин (см. также Abt, 2008). Важную роль в исследовании кратности низкометалличных звезд сыграл многолетний спектральный мониторинг около 1 500 близких звезд с большими собственными движениями (Carney et al., 1994, 2001; Goldberg et, al., 2002; Latham ct al., 2002). Спектральные исследования охватывают системы с относительно короткими орбитальными периодами (Р < 10 лет). Изучение долгопериодических пар с компонентами с общим собственным движением (Zapatero Osorio к Martin, 2004) подтверждает представление о равенстве долей двойных звезд старого и молодого звездных населений (см. также Allen et al., 2000). Между тем “промежуточный” диапазон периодов Р ~ 10— 1 000 лет, соответствующий орбитальным полуосям а ~ 10 - 100 а.е., доступный исследованию
12
методами адаптивной оптики, спекл-иитерферометрии и длиннобазовой интерферометрии, остается на сегодняшний день плохо изученным. Немногочисленные наблюдения звезд населения II типа интерферометрическими методами проводились для наиболее ярких звезд (Lu et al., 1987) и со сравнительно невысоким угловым разрешением (Zinnecker et al., 2004). Несмотря на имеющиеся результаты, число известных двойных и кратных систем с компонентами низкой металличности остается небольшим. Сказанное выше определяет актуальность интерферометрического исследования звезд старого населения Галактики.
Шестиметровый телескоп БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН предоставляет уникальные возможности для изучения кратных звезд населения II типа в широком диапазоне угловых расстояний и разностей блеска компонентов. Благодаря высокой стабильности оптической передаточной функции массивного главного зеркала БТА позволяет реализовать в интерферометрическом режиме рекордное для наземных телескопов угловое разрешение — до ^ 0.015" в видимой части спектра (Kraus et al., 2009). В сочетании с новой системой для спекл-интерферометрии звезд на. основе EMCCD с предельной квантовой эффективностью (Максимов и др., 2009) на телескопе БТА обеспечивается возможность обнаружения слабых спутников звезд до 14 звездной величины при разнице блеска до 5 величин.
Целями данного исследования являются:
• Определение доли двойных и кратных систем среди старого населения Галактики по выборке 223 близких (S 250 пк) субкарликов, изученной с применением спекл-интерферометрии, а также с привлечением данных спектральных и визуальных исследований из литературы.
• Оценка распределения орбитальных элементов двойных и кратных звезд гало и толстого диска и сравнение с таковым для карликов тонкого диска.