Особенности кинематики звезд в окрестностях Солнца презентация

Содержание

Задача - определение компонентов скорости движения Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звезд и рассеянных звездных скоплений. ВВЕДЕНИЕ Скорость солнечного движения относится к ключевым параметрам звездной кинематики, т.к. вводит

Слайд 1Особенности кинематики звезд в окрестностях Солнца
ПОПОВА Мария Эриковна
Уральский Государственный Университет


Слайд 2Задача - определение компонентов скорости движения Солнца по лучевым скоростям и

собственным движениям звезд и рассеянных звездных скоплений.

ВВЕДЕНИЕ

Скорость солнечного движения относится к ключевым параметрам звездной кинематики, т.к. вводит систему отсчета.
Однако, есть существенные разногласия в определении компонентов скорости (особенно в направлении галактического вращения), н.п.

Dehnen, Binney (1998)
(UO, VO, WO) = (10.0 ± 0.4, 5.2 ± 0.6, 7.2 ± 0.4) км/с
Fehrenbach et al. (2001)
(UO, VO, WO) = (2.9 ± 0.6, 10.4 ± 0.6, 4.8 ± 1.2) км/с


Слайд 3ВЫБОРКА:

Звезды
каталог Hipparcos (van Leeuwen, Astron. Astrophys. 474, 653 (2007))
каталог

Харченко (Kharchenko et al., Astron. Nachr. 328, 889 (2007))

РЗС
каталог Dias (Dias et al., Astron. Astrophys. 389, 871 (2002))


Звезды - расстояния от Солнца ≤ 300 пк.
РЗС - расстояния от Солнца ≤ 1 кпк.

Ошибки параллаксов, собственных движений и лучевых скоростей ≤ 30%.

Слайд 4ГР-диаграмма
(выбранные подгруппы звезд)
1.1. По звездам
1. ОПРЕДЕЛЕНИЕ КОМПОНЕНТОВ СКОРОСТИ ДВИЖЕНИЯ СОЛНЦА


Слайд 5Отбор звезд по диаграмме Линдблада (отбор по эксцентриситетам галактических орбит). Звезды

с малым эксцентриситетом лучше представляют кинематические свойства звезд в тонком диске.

гп 3

Зависимость ошибки определения UO от количества оставленных в подвыборке звезд


Слайд 6гп 3
Компоненты скорости движения Солнца, полученные по лучевым скоростям и собственным

движениям звезд.

Слайд 7Компоненты скорости движения Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звезд

окрестностей Солнца

Слайд 8Вывод: отбор звезд по эксцентриситетам не обеспечивает надежного подавления асимметрии Стремберга

в подвыборках (особенно для определения VO).

Метод предполагает свободное от локальных эффектов распределение остаточных скоростей. В действительности, распределение скоростей звезд сильно структурировано.

Большие ошибки (в VO) вызваны локальными эффектами в распределении остаточных скоростей звезд.

Необходимо увеличение рассматриваемого объема Галактики. Удобные объекты - РЗС. Молодые => имеют практически круговые орбиты.

Слайд 9Поле остаточных скоростей для РЗС

Распределение достаточно однородно, кинематические группировки скоплений

практически не выделяются.

1.2. Определение компонентов скорости движения Солнца по РЗС


Слайд 10Распределение РЗС в плоскости Галактики с остаточными скоростями.
Солнце - X

= 8.3 кпк
Y = 0.0 кпк

Для вычисления компонентов скорости движения Солнца можно использовать РЗС с r ≤ 1 кпк.

Вероятно, собственные движения слабых звезд каталогов UCAC-2 и UCAC-3 отягощены существенными систематическими ошибками.


Слайд 11Компоненты скорости движения Солнца (UO и VO), полученные по лучевым скоростям

и собственным движениям РЗС

UO = 9.4 ± 0.2 км/с
VO = 11.0 ± 0.5 км/с

(WO = 7.1 км/с
по звездам)

После отбора по диаграмме Линдблада - 220 РЗС


Слайд 12
На плоскости VR - Vθ явно выделяются сгущения звезд, имеющих близкие

скорости - движущиеся группы.

Движущиеся группы, вероятно, имеют динамическое происхождение, поэтому их удобно использовать для изучения крупномасштабной структуры и динамики Галактики.

2. ПОЛЕ ОСТАТОЧНЫХ СКОРОСТЕЙ ПО ДАННЫМ О ЗВЕЗДАХ

VR > 0 от центра Галактики
Vθ > 0 в сторону вращения Галактики


Слайд 13Сглаженное поле остаточных скоростей (вейвлет-сглаживание)
Полосовая цифровая фильтрация выделяет многочисленные сгущения звезд,

в основном совпадающие с известными кинематическими группами.

Слайд 14Выделенные движущиеся группы

Francis, Anderson (2009)
Antoja, Figueras et al. (2008)
Famaey, Siebert, Jorissen

(2008)

Наиболее полное распределение движущихся групп - Zhao, Zhao, Chen (2010) (квадраты)

Stream 1 не отмечен ни в одной из работ.


Слайд 15На диаграмме Линдблада хорошо разделяются
движущиеся группы звезд.
Выделенные движущиеся группы


Слайд 16ГР-диаграммы для движущихся групп (изохроны Girardi, Bertelli et al. (2003))


Слайд 17Чем дальше к периферии на диаграмме VR-Vθ расположена движущаяся группа, тем

больше ее ГР-диаграмма похожа на диаграмму для РЗС.

ГР-диаграммы для движущихся групп (изохроны Girardi, Bertelli et al. (2003))


Слайд 18ВЫВОДЫ:

Компоненты скорости движения Солнца по лучевым скоростям и собственным движениям звезд:

UO = 11.1 ± 0.6 км/с, VO = 15.1 ± 1.3 км/с, WO = 7.1 км/с,
по РЗС:
UO = 9.4 ± 0.2 км/с, VO = 11.0 ± 0.5 км/с.
Различия в этих оценках и ранее получавшихся значительно больше интервала ошибок.
Звезды окрестностей Солнца менее пригодны для определения компонентов скорости движения Солнца в связи с особенностями распределения скоростей. Следует выбирать объекты из большого объема. Кинематические группы не позволяют с достаточной точностью установить систему отсчета скоростей в Галактике.
Остается открытым вопрос о происхождении движущихся групп. Идея чисто динамического происхождения групп (н.п. Famaey et al. (2008)) на основе большого разброса возрастов и металличностей звезд в пределах одной группы не очень убедительна, т.к. единственный критерий принадлежности к группе - кинематический.

Слайд 19Астрономическая обсерватория Уральского Университета
Екатеринбург
СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ!


Слайд 21VR=dR/dt
Vθ=R*dθ/dt


Слайд 22Компоненты скорости движения Солнца:

средневзвешенные по лучевым скоростям и собственным движениям (точечные

ломаные)

и средневзвешенные по всем подгруппам (прямые линии)

Слайд 23ДИАГРАММА ЛИНДБЛАДА (интегралы движения – энергии и момента)

Галактика находится в

приблизительно стационарном состоянии
Симметрия относительно оси вращения



Все объекты находятся на диаграмме Линдблада в области, ограниченной двумя линиями:


Используемая кривая вращения

- кривая круговых орбит

- энергии (полная энергия системы const)

- момента (=площадей) (угловой момент относительно оси вращения const)


Обратная связь

Если не удалось найти и скачать презентацию, Вы можете заказать его на нашем сайте. Мы постараемся найти нужный Вам материал и отправим по электронной почте. Не стесняйтесь обращаться к нам, если у вас возникли вопросы или пожелания:

Email: Нажмите что бы посмотреть 

Что такое ThePresentation.ru?

Это сайт презентаций, докладов, проектов, шаблонов в формате PowerPoint. Мы помогаем школьникам, студентам, учителям, преподавателям хранить и обмениваться учебными материалами с другими пользователями.


Для правообладателей

Яндекс.Метрика