Подсистемы переменныз звезд типа RR Лиры в нашей Галактике.

Т.В. Боркова, В.А. Марсаков

2002, Астрон. Журнал. Т.79, ? 6, С. 510-525

PostScript-формат, English, ]

abstract

     По опубликованным прецизионным наземным и спутниковым измерениям собственных движений, компилятивным лучевым скоростям и фотометрическим расстояниям вычислены компоненты пространственных скоростей и элементы галактических орбит для 174 переменных звезд типа ab RR Лиры околосолнечной окрестности. На основе вычисленных элементов орбит и опубликованных обилий тяжелых элементов исследованы связи между химическими, пространственными и кинематическими характеристиками близких переменных звезд типа RR Лиры. Обнаружены скачкообразные изменения пространственно-кинематических характеристик звезд при переходах через пограничное значение металличности ([Fe/H]-0.95) и через критическое значение полной остаточной скорости относительно локального центроида Солнца (V_ост290 км/с), свидетельствующие о том, что все население звезд RR Лиры не является однородным, а состоит по крайне мере из трех подсистем, различающихся занимаемым объемом в Галактике. На основании совпадения характерных параметров соответствующих подсистем у звезд типа RR Лиры и исследованных ранее шаровых скоплений, сделан вывод, что металличные звезды и шаровые скопления являются составляющими быстро вращающейся и весьма сплюснутой галактической подсистемы толстого диска, обладающего значительным отрицательным вертикальным градиентом металличности. Менее металличные объекты в свою очередь делятся на два типа населений, но критерии при этом для звезд и скоплений различаются. Полагается, что звезды поля со скоростями меньше критического значения и скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями образуют генетически связанную с толстым диском сферическую, медленно вращающуюся подсистему протодискового гало с незначительными, но отличными от нуля радиальным и вертикальным градиентами металличности. Размеры подсистем, оцененные по апогалактическим радиусам орбит звезд поля, оказались примерно одинаковыми. Быстрые звезды поля и скопления с более красными горизонтальными ветвями образуют сфероидальную подсистему внешнего аккрецированного гало, примерно в три раза большего размера, чем две предыдущие. Полное отсутствие в ней градиентов металличности, преимущественно вытянутые орбиты, большое число звезд с обратным галактическому вращением и относительно малые возрасты подтверждают гипотезу о внегалактическом происхождении объектов ее составляющих.

     RR LYRAE VARIABLES SUBSYSTEMS IN THE GALAXY, by Borkova T.V., Marsakov V.A. - The velocity components and orbital parameters have been computed for 174 nearby RR Lyrae using precise ground - based and Hipparcos proper motions, combined with their published radial velocities, metal abundances, and photometric distances. It is found that dispersions of spatial and kinematics characteristics of field stars change abruptly when the metallicity crosses the boundary [Fe/H] -0.95. The chemical, spatial and kinematics characteristics change abruptly also when the stellar peculiar velocity relative to the Local Standard Rest crosses the critical quantity V_LSR290 km/s. These sharp jumps show that overall population of field stars is not homogeneous, but consists of at least three groups. They occupy different volumes in the Galaxy. Based on concurrence of characteristic parameters of corresponding populations for RR Lyrae and globular clusters a conclusion is drawn that more metal abundant field stars and globulars are components of a fast rotating and rather flattened subsystem of the thick disk with large vertical metallicity gradient. Metal deficient objects also can be divided into two discrete groups, but the selection criteria for stars and globulars are different. Both field stars with V_LSR < 290 km/c and globulars with extremely blue horizontal branches form a spherical and slightly rotating subsystem of the proto-disk halo. It has negligible vertical and radial metallicity gradients and are genetically connected to the thick disk. The sizes of these subsystems are approximately equal. Fast field stars and globulars with composite horizontal branches form spherical subsystem of outer halo three time large than previous ones. There is no any metallicity gradients in there. The most RR Lyrae from this subsystem have stretched orbit, retrograde rotation, and have relative small ages. Such properties confirm the hypothesis about extragalactic origin of these stars

1. Введение

     В настоящее время все большее подтверждение находит гипотеза о том, что гало Галактики имеет сложную многокомпонентную структуру. В частности, в ней выделяется сравнительно богатая тяжелыми элементами подсистема толстого диска и две малометалличные компоненты - это связанная общностью происхождения с диском подсистема протодискового гало и подсистема, образовавшаяся предположительно из внегалактических фрагментов, захваченных Галактикой. Идея о двух населениях в малометалличном гало с различающимися историями предложена в работе Hartwick (1987) где показывается, что для моделирования динамики звезд типа RR Лиры с металличностью [Fe/H < -1.0 требуются две компоненты: одна сферическая, другая несколько сплющенная, которая доминирует на галактоцентрических расстояниях менее солнечного радиуса орбиты. Наибольшее развитие концепция двух населений в малометалличном гало получила в результате исследования шаровых звездных скоплений. Это единственная популяция в Галактике, наблюдаемая без значительных селекционных эффектов даже вблизи галактического центра и далеко за его пределами, что позволило более-менее надежно установить пространственное распределение объектов выделенных подсистем. Этому способствовало также и то обстоятельство, что у шаровых скоплений обнаружилось качество (строение горизонтальной ветви), отличающее малометалличные скопления одной подсистемы от другой. В итоге оказалось, что скопления гало, имеющие при данной металличности более красные горизонтальные ветви (т.е. на ней наблюдается значительное число звезд с низкотемпературной стороны от пробела Шварцшильда), находятся преимущественно за пределами солнечного круга орбиты. Кроме того, они имеют большую дисперсию скоростей, меньшую скорость вращения (причем значительная часть их находится на ретроградных орбитах) и оказываются в среднем моложе, чем скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями, которые концентрируются внутри солнечного круга. Такое различие было объяснено тем, что подсистема более старых скоплений сформировалась вместе со всей Галактикой, тогда как скопления молодого гало образовались из фрагментов, захваченных Галактикой из внегалактического пространства на более поздних стадиях эволюции Zinn (1993).

     Малометалличные звезды поля также обнаруживают сходную многокомпонентную структуру. В частности, исследование большой выборки звезд глубокого обзора в направлении Северного галактического полюса показало, что звезды, лежащие далее 5 кпк от плоскости диска, демонстрируют в среднем ретроградное вращение Majewski (1992). (А ретроградность вращения объектов является довольно убедительным аргументом в пользу независимости их происхождения от Галактики, имеющей положительную скорость вращения.) Дополнительным свидетельством в пользу существования среди звезд поля объектов внегалактического происхождения является их относительная молодость при низком обилии тяжелых элементов, (т.е. согласно их химическому индикатору возраста они должны быть старше). Напомним, что именно по этому признаку подсистема аккрецированных шаровых скоплений названа &quat; молодое гало". Действительно, высокоскоростные субкарлики поля с сильно вытянутыми орбитами (e > 0.85) оказались в среднем моложе субкарликов с такой же металличностью, но имеющих меньшие эксцентриситеты орбит Carney (1996). Изохронные возрасты для субкарликов получены в работе Carney (1996) по данным фотометрии Стремгрена. Вывод об относительной молодости малометалличных красных гигантов с ретроградными орбитами сделан и в работе Hanson (1998), где в качестве химического индикатора возраста выступало количество - элементов в звездах. (Известно, что у молодых объектов, образованных из вещества, уже обогащенного выбросами сверхновых SNIa, величина [/Fe] мала, тогда как у более старых звезд большее относительное содержание - элементов обусловлено вспышками сверхновых второго типа.) К сожалению, в случае звезд типа RR Лиры никаких показателей индивидуального возраста найти не удается. Однако в работе Laydan (1998), используя наблюдения звезд типа RR Лиры и голубых звезд горизонтальной ветви поля, подсчитали отношения этих объектов в разных направлениях от Солнца. Оказалось, что среди звезд более близких к центру и к плоскости Галактики превалируют голубые гиганты горизонтальной ветви, тогда как на далеких расстояниях численности переменных звезд и гигантов примерно одинаковы. Поскольку металличности у этих звезд совпадают, делается вывод, что внутреннее, более голубое население Галактики старше, чем внешнее.

     В недавно опубликованных обстоятельных работах Chiba, Yoshii (1998), Martin, Morrison (1998) на основе прецизионных астрометрических наблюдений исследуется кинематика звезд типа RR Лиры в окрестности Солнца. При этом полагается, что данные звезды образуют только две подсистемы - толстого диска и гало. В настоящей работе предпринята попытка выделить среди них звезды "аккрецированного гало". Основным инструментом разделения на подсистемы (учитывая локальное, околосолнечное положение исследуемых переменных звезд типа RR Лиры) мы решили использовать их полные скорости и вычисленные элементы галактических орбит. Целью работы является исследование взаимосвязей между физическими, химическими и пространственно-кинематическими характеристиками переменных типа RR Лиры внутри каждой из выделенных подсистем, определение для последних характерных параметров и сравнение их с параметрами одноименных подсистем шаровых скоплений.

2. Исходные данные

     Исходным каталогом для настоящих исследований послужил каталог из работы Laydan (1994), где для 302 известных на момент 1985 г. переменных типа ab RR Лиры ярче 13.5 видимой звездной величины приведены металличности. Обилия тяжелых элементов в работе определены по отношениям интенсивности линии CaII K к бальмеровским линиям водорода H, H (аналог индекса Престона S) и приведены к шкале [Fe/H] из работы Zinn & West (1984). Типичная ошибка индивидуального определения [Fe/H] равна 0.15 - 0.20 dex. К списку мы добавили несколько ярких звезд, не попавших в Laydan (1994), с металличностями, вычисленными по опубликованным индексам S в работе Laydan et. al (1996). Тестирование, проведенное в работе Lambert et al. (1996), показало, что металличности из работы Laydan (1994) очень хорошо согласуются с величинами [Fe/H], полученными по линиям FeII из спектров высокого разрешения с большим отношением сигнал-шум. Учитывая большие относительные ошибки ригонометрических параллаксов далеких объектов, мы остановились на фотометрической шкале расстояний из Laydan (1994) (подразумевающей M_V(RR)=0.15[Fe/H]+1.01). Лучевые скорости также взяты из исходного каталога Laydan (1994). Окончательный список содержит 317 звезд. Для получения возможности анализа трехмерного движения этих звезд как функции от металличности, мы составили еще одну выборку. В нее попали 124 звезды околосолнечной окрестности ярче 12.5 звездной величины из Chiba & Yoshii (1998), где использованы собственные движения из каталога Hipparcos. Это почти все яркие переменные типа RR Лиры, известные до 1976 г. (такие данные заложены в программу наблюдений на спутнике). Дополнили свой список мы звездами из работы Martin & Morrison (1998), где приведены данные для всех известных на момент 1997 г. 130 близких звезд типа RR Лиры северного неба ярче одиннадцатой звездной величины. Собственные движения в ней получены усреднением по семи источникам с высокоточными наземными измерениями, а также каталогу Hipparcos. В нашу выборку попали 50 звезд из этой работы.

TАБЛИЦА 1Элементы орбит близких переменных звезд типа RR Лиры

     Для всех звезд мы вычилили компоненты пространственных скоростей в цилиндрической системе координат и элементы орбит по модели Галактики из Allen & Santillan (1991)[13], состоящей из сферического балджа, диска и массивного протяженного гало. В модели принято галактоцентрическое расстояние Солнца R = 8.5 кпк и скорость вращения Галактики на солнечном расстоянии V_вр = 220 км/с. В Таблице. 1приведены металличности, галактические азимутальные компоненты скорости, полные остаточные скорости относительно локального центроида Солнца (при (U, V, W)=(-10, 10, 6) км/с) и элементы галактических орбит для 174 звезд типа RR Лиры нашей итоговой выборки. Элементы орбит вычислялись путем моделирования пяти полных оборотов звезды вокруг центра Галактики. Наиболее информативными являются следующие величины: Z_max - максимальное удаление точек орбиты от галактической плоскости, R_a - максимальное удаление точек орбиты от галактического центра (апогалактический радиус орбиты) и эксцентриситет e=(R_a-R_min)/(R_a+R_min), где R_min - минимальное удаление точек орбиты от центра Галактики. Для адекватности оценки характерных параметров выделенных подсистем звезд типа RR Лиры, необходимо, чтобы наша выборка была репрезентативна по отношению к объектам этих подсистем. Действительно, отбор звезд исключительно по типу переменности гарантирует отсутствие кинематической селекции. Однако поскольку кривые изменения блеска удается построить только для относительно ярких переменных, уже наша исходная выборка обладает недостаточной глубиной обзора для оценки размеров самых старых подсистем. На рисунке 1а приведено распределение звезд исходной выборки по их наблюдаемым расстояниям от Солнца. Сплошная кривая на рисунке - аппроксимация гистограммы вплоть до максимального по численности классового интервала (т.е. на участке R_набл < 1.75 кпк) функцией вида . Оказалось, что показатель степени =1.4±0.1. Темным фоном на гистограмме выделены звезды нашей итоговой выборки с полными скоростями. Как более яркие на небе, они, естественно, расположены в среднем ближе к Солнцу. Закон роста численности звезд с удалением от Солнца здесь такой же, как и для исходной выборки, но справедлив он в пределах меньшего радиуса. Видим, что получившаяся зависимость за пределами ошибки отличается от квадратичной, каковая должна наблюдаться в случае равномерного заполнения наблюдаемого объема. Другими словами, выборка не является полной. Это обусловлено присутствием наблюдательной селекции в исходном каталоге Laydan (1994), где с целью уменьшения итоговой ошибки в [Fe/H], вызываемой межзвездным покраснением, наблюдались только звезды, лежащие далее 10^o} от галактической плоскости. Это хорошо видно на рисунке 1б, где налицо практически полное отсутствие звезд в диапазоне Z_набл ± 250 пс. Видно также, что собственные движения в северном полушарии (Z > 0) измерены для большего процента звезд. Учитывая, что исследуемые в настоящей работе подсистемы гало Галактики занимают значительные размеры и селекция коснулась в основном только подсистемы более молодого тонкого диска, можно заключить, что по отношению к первым наши выборки обладают достаточной репрезентативностью.

Рис. 1.Распределения звезд типа RR Лиры по расстояниям от Солнца (а) и от галактической плоскости (б). Темным тоном выделены распределения звезд с известными собственными движениями. Кривая на гистограмме - аппроксимация степенным законом роста численности звезд с расстоянием на участке R < 1.75 кпк для исходной выборки. - показатель степени с ошибкой. На гистограмме (б) провал в окрестности Z± 250 пк - результат наблюдательной селекции.

3. Критерии выделения подсистем.

     Объекты подсистемы толстого диска уверенно выделяются по металличности. В частности, распределение шаровых скоплений по металличности демонстрирует не только ярко выраженный провал в окрестности [Fe/H] -1.0, но и скачком изменяющиеся дисперсии их скоростей и расстояний от центра Галактики (см., например, Боркова & Марсаков (2000)). На Рис.2а приведена функция металличности звезд RR Лиры нашей исходной выборки. Она на высоком уровне значимости также описывается суммой двух нормальных кривых. Проверка методом максимального правдоподобия показала, что вероятность ошибочно отвергнуть гипотезу об описании распределения одной гауссианой против альтернативы представления ее суммой двух гауссиан оказалась <<1%. В пределах ошибок средние значения и дисперсии металличности в группах совпадают с соответствующими параметрами для шаровых скоплений (см. Боркова & Марсаков (2000)). Точно так же, как и шаровые скопления , звезды RR Лиры демонстрируют на Рис. 2б резкий скачок дисперсии лучевых скоростей при переходе через граничное значение металличности, оказавшееся равным здесь [Fe/H]_гр=-0.95. При том же значении металличности виден скачок дисперсии и максимального удаления звезд от галактической плоскости на Рис. 2в).

Рис. 2.Функция металличности (а), и диаграммы связи металличности с лучевой скоростью (б), с максимальным удалением от галактической плоскости (в) и с периодом переменности (г) для звезд типа RR Лиры исходной выборки. Кривая на (а) - аппроксимация распределения методом максимального правдоподобия суммой двух нормалей, цифры - средние значения, дисперсии и численности этих нормалей. Штриховая вертикальная линия на диаграммах (б) и (в) - "глазомерная" граница резкого увеличения разброса Vr и Zmax на [Fe/H]=-0.95.

     Напомним, что шаровые скопления обнаруживают скачок дисперсии в окрестности [Fe/H]-1.0 и по другому внутреннему параметру - морфологическому строению горизонтальной ветви, которое тесно связано со средним периодом переменности звезд типа RR Лиры в скоплении. Между тем неоднократно отмечалось сходство распределений по периодам блеска звезд RR Лиры в поле и в шаровых скоплениях. Например, в работе Carney (1999) приведены соответствующие гистограммы и отмечена бимодальность обеих с одинаковыми положениями максимумов (Рис. 1.25 и 1.26). На Рис. 2г приведена диаграмма металличность-период переменных звезд нашей исходной выборки. Однако кроме хорошо известного тренда, никаких структурных деталей на диаграмме не наблюдается. Отсюда мы заключаем, что период переменности звезд типа RR Лиры поля не может служить дополнительным критерием выделения их в подсистему толстого диска.

Рис. 3.Связь полной остаточной скорости с другими характеристиками переменных типа RR Лиры. Заполненные кружки - звезды с [Fe/H]>-0.95, большие светлые кружки с барами - средние значения и дисперсии соответствующих параметров в узких диапазонах по Vост. Вертикальная и наклонная штриховые линии на диаграмме (а) отсекают области, заполненные объектами толстого диска согласно Hanson et al. (1998) и Martin, Morrison (1998) соответственно. Налицо резкий скачок дисперсии на всех диаграммах, кроме (а), в окрестности Vост 290 км/с (вертикальные пунктирные линии).

     Такой простой критерий отбора объектов толстого диска по металличности представляется чересчур категоричным, поэтому было предложено несколько критериев добора менее металличных звезд в подсистему. Все они основываются на ограничении круговой скорости, поэтому применимы только для звезд с измеренными собственными движениями. Например, в работе Hanson et al. (1998) в толстый диск предлагается включать все звезды со скоростями относительно локального центроида Солнца менее 125 км/с только на том основании, что этому критерию удовлетворяет большинство металличных звезд. На Рис. 3а мы нанесли такую вертикальную штриховую линию для звезд RR Лиры нашей итоговой выборки. Заполненными кружками выделены звезды с [Fe/H]>-0.95. Видно, что почти все они лежат левее линии. В той же области оказалось и довольно много менее металличных звезд, названные "малометалличным хвостом" толстого диска. Видно, однако, что несколько металличных звезд лежат правее этой линии. Если значение критерия скорости увеличить, чтобы включить их, тогда в подсистеме окажется много звезд, лежащих значительно выше над плоскостью Галактики, чем все металличные звезды. В итоге характерные размеры толстого диска увеличатся. Чтобы этого избежать, в работе Martin & Morrison (1998) предложен критерий, учитывающий также положение звезды (см. наклонную штриховую линию на Рис.3а). Характерные размеры подсистемы тогда, как видим, сохраняются, но распределения звезд разной металличности по |Z_набл|, тем не менее, останутся различными: из диаграммы следует, что у металличных звезд наибольшая плотность достигается при Z_набл< 0.5 кпк (см. также Рис. 4а), тогда как у звезд "малометалличного хвоста" - в окрестности |Z_набл|0.8 кпк. Кроме того, звезд типа RR Лиры так называемого "малометалличного хвоста" в толстом диске оказывается столько же, как и всех металличных звезд. Такое соотношение противоречит результатам, полученным по ближайшим звездам поля, когда звезды толстого диска отделяют от звезд более молодого тонкого диска. В частности, из недавно опубликованной подробной работы Prochaska et al. (2000) следует, что "малометалличный хвост" в толстом диске практически исчезает в окрестности [Fe/H] -1.5. По-видимому, "малометалличный хвост" по звездам RR Лиры если и имеет место, то критерий для его выделения должен быть более сложным. Большие ошибки в определении тангенциальных скоростей далеких звезд, каковыми и являются переменные RR Лиры, не позволяют корректно провести эту процедуру. Поэтому в настоящей работе мы решили не приписывать искусственно малометалличные звезды к подсистеме толстого диска и для оценки характерных параметров этой подсистемы ограничиться первичным критерием - [Fe/H]>-0.95. Дополнительный аргумент против существования "малометалличного хвоста" мы видим в том, что возрасты металличных шаровых скоплений толстого диска заметно меньше и практически не перекрываются с возрастами скоплений протодискового гало. Боркова & Марсаков (2000). Это говорит о различии временных интервалов их образования.

     Значительно сложнее выделить объекты, имеющие внегалактическое происхождение, т.е. принадлежащие аккрецированному гало. Согласно гипотезе монотонного коллапса протогалактики от гало к диску, предложенной в работе Eggen et al. (1962), звезды, генетически связанные с Галактикой, не могут находиться на ретроградных орбитах. (Исключением могут быть только самые старые звезды гало, у которых обратное вращение получается в силу естественной начальной дисперсии скоростей протозвездных облаков.) С другой стороны, и среди звезд, возникших из захваченных Галактикой внегалактических фрагментов, должны быть звезды с прямым вращением. В любом случае полная остаточная скорость относительно локального центроида у таких звезд должна быть довольно большой. На Рис. 3б продемонстрирована связь между этой скоростью и азимутальным компонентом скорости для звезд типа RR Лиры нашей выборки. Из диаграммы видно, что в окрестности значения V_ост290 км/с происходит переход от прямого вращения звезд вокруг галактического центра к обратному. Одновременно наблюдается и скачкообразное увеличение дисперсии азимутального компонента скорости (см. разметы баров на диаграмме). Рис. 3в демонстрирует значительное увеличение разброса звезд также и по Z_max при переходе через это критическое значение полной остаточной скорости. Еще нагляднее этот скачок виден по апогалактическим радиусам орбит звезд (Рис 3г). Эксцентриситеты орбит на Рис. 3д не только резко увеличивают дисперсию при переходе через эту точку, но и демонстрируют различные зависимости. Вначале с ростом остаточных скоростей эксцентриситеты орбит почти линейно увеличиваются, достигая максимальной величины вблизи критического значения скорости. При дальнейшем увеличении V_ост среднее значение и разброс эксцентриситетов остаются постоянными в пределах ошибок. Интересно, что и обилие металлов демонстрирует различное поведение в разных частях диаграммы на Рис. 3е. Здесь также вначале наблюдается уверенное уменьшение металличности с ростом скорости, а затем она остается практически постоянной при заметном уменьшении разброса. Поэтому именно значение V_кр км/с мы приняли в качестве критерия выделения звезд внешнего гало. При этом мы полагаем, что звезды с меньшими остаточными скоростями генетически связаны с Галактикой и принадлежат подсистемам толстого диска и протодискового гало. По-видимому, этот кинематический критерий не вполне однозначен и часть звезд протодискового гало имеют и большие значения полной остаточной скорости. Об этом, в частности, свидетельствует увеличение плотности звезд непосредственно справа от V_кр на диаграммах. Мы, тем не менее, решили и в этом случае (как и для толстого диска) ограничиться простым критерием, чтобы искусственно не запутать ситуацию.

     Напомним еще раз, что основным критерием выделения шаровых скоплений молодого гало являются их более красные горизонтальные ветви и, вместе с этим, меньшие, чем у скоплений протодискового гало, средние периоды переменности блеска принадлежащих им звезд типа RR Лиры. Для проверки этого обстоятельства в отношении звезд поля мы вычислили средние периоды звезд в узком диапазоне по металличности (-1.7 < [Fe/H] < -1.2) для обеих подсистем гало. В каждой выборке оказалось примерно по сорок звезд. Средние периоды у них оказались одинаковыми. Значит, период переменности звезд типа RR Лиры поля не может выступать в качестве дополнительного критерия их стратификации по подсистемам в малометалличном гало, как и в случае толстого диска.

      Рассмотрим свойства выделенных подсистем в сравнении.

Свойства звезд выделенных подсистем.

      Поскольку принадлежность звезд к толстому диску определяется по металличности, мы имеем возможность рассмотреть вначале ряд свойств этой подсистемы по исходной выборке звезд RR Лиры и затем сравнить их с результатами, полученными по меньшей численности, но с использованием полных скоростей и элементов орбит. Отличительной характеристикой толстого диска, является его быстрое вращение, приведшее к значительной сплюснутости этой подсистемы к галактической плоскости. В частности, плотность шаровых скоплений в нем уже на высоте 1.0 кпк уменьшается в e раз Боркова & Марсаков (2000). Глубина обзора нашей исходной выборки, как показано выше, значительно больше, поэтому мы можем найти шкалу высоты Z₀ подсистемы металличных звезд типа RR Лиры по их наблюдаемым положениям. Из Рис. 4а следует, что шкала высоты толстого диска на солнечном галактоцентрическом расстоянии оказалась даже несколько меньше, чем у близких к центру шаровых скоплений. В предположении о нетвердотельном вращении подсистемы с постоянной линейной скоростью, можно методом наименьших квадратов найти последнюю, основываясь только на лучевых скоростях и наблюдаемых положениях исследуемых звезд. (подробнее о методе см. в Zinn (1985)). На Рис. 4б приведена соответствующая кинематическая диаграмма cos - V_S, где - угол между лучом зрения на звезду и вектором вращения вокруг оси Z, а V_S - лучевая скорость звезды, приведенная к неподвижному наблюдателю, находящемуся на месте Солнца. Наклон среднеквадратичной прямой регрессии определяет на диаграмме величину скорости вращения подсистемы металличных звезд V_вр=220 ±14 км/с, а разброс вокруг нее - дисперсию остаточных скоростей _ост = 64 ± 6 км/с при весьма высоком коэффициенте корреляции r = 0.9 ± 0.1. По видимым положениям звезд мы можем проследить и изменение металличности с удалением от галактической плоскости. Соответствующая диаграмма приведена на Рис. 4в. Прямая регрессия, построенная для основной массы звезд (т.е. лежащих ближе 2 кпк), демонстрирует довольно значительную отрицательную величину вертикального градиента металличности при grad_Z[Fe/H] = -0.17 ± 0.09 кпс^-1 при r = 0.3 ± 0.1. Результат является устойчивым, поскольку даже при включении далеких звезд он хотя и уменьшается, но остается в пределах величины ошибки. Впрочем, столь далеко лежащие звезды (за пределами 3 по Z_набл) могут и не принадлежать дисковой подсистеме.

Рис. 4.Распределение по расстоянию от плоскости Галактики (а), кинематическая диаграмма (б) и связь металличности с модулем расстояния над галактической плоскостью (в) звезд типа RR Лиры с [Fe/H] > -0.95. Кривая линия на (а) - аппроксимация распределения экспоненциальным законом, Z0 - шкала высоты. Сплошная прямая на диаграмме (б) ( прямая регрессия, ее наклон определяется скоростью вращения подсистемы. Открытые кружки и штриховая линия - звезды с [Fe/H] > -0.4 и проведенная по ним регрессия, заполненные кружки и пунктирная линия - то же для звезд с -0.95 < [Fe/H] < -0.4. Прямая на диаграмме (в) - среднеквадратичная регрессия на участке |Z| < 2 кпк. Наклон ее определяется величиной градиента металличности. Квадратиками выделены далекие звезды, исключенные из расчетов.

     Заметим, что получившаяся высокая скорость вращения подсистемы металличных звезд RR Лиры, в пределах ошибок совпадающая с круговой скоростью Галактики на солнечном расстоянии, скорее всего, свидетельствует о том, что здесь присутствуют и звезды тонкого диска. Действительно, если разделить выборку, скажем, значением [Fe/H] = -0.4 на две, то более металличная группа продемонстрирует на кинематической диаграмме значительно большую скорость вращения (см. Рис. 4б). В результате наблюдательной пространственной селекции в нашу исходную выборку не попали звезды, лежащие ближе Z_набл = ± 250 пк от галактической плоскости, а так как шкала высоты подсистемы старых звезд тонкого диска меньше этих пределов Марсаков & Щевелев (1995), мы в настоящей работе не имеем возможности рассмотреть эту подсистему подробнее.

Рис. 5.Распределения по элементам орбит звезд типа RR Лиры с [Fe/H] > -0.95 - первый столбец, с [Fe/H] < -0.95 и Vост > 290 км/с - второй столбец и с [Fe/H] < -0.95 и Vост > 290 км/с - третий столбец гистограммы. Кривые на гистограммах по круговой скорости - описания распределений нормалями. Полигоны на нижних гистограммах - восстановленные распределения по Z звезд типа RR Лиры (подробнее см. в тексте), кривые линии - описание восстановленных распределений экспоненциальным законом, цифры - соответствующие шкалы высот с ошибками.

TАБЛИЦА 2Характерные параметры подсистем переменных звезд типа типа RR Лиры

      Полные скорости звезд дают возможность не только перепроверить полученные результаты выше для металличных звезд, но и оценить ряд характерных параметров обеих подсистем гало, восстановив предварительно галактические орбиты звезд. На Рис. 5 приведены распределения звезд трех выделенных подсистем по элементам орбит. Верхний ряд представляет собой гистограммы скоростей вращения звезд толстого диска, протодискового гало и внешнего аккрецированного гало, соответственно. Обращает на себя внимание то, что все три распределения весьма удовлетворительно описываются нормальным законом (кривые на гистограммах). При этом их максимумы разнесены почти на величину дисперсии (см. Табл. 2). Хорошее согласие средних значений скоростей вращения и их дисперсии для металличных звезд, полученные по лучевым (Рис. 4б) и по полным скоростям (Табл. 2), свидетельствует о высокой точности собственных движений и фотометрической шкалы расстояний, используемых в настоящей работе. Второй ряд - соответствующие распределения по эксцентриситетам орбит. И здесь налицо резкое различие характеров гистограмм. В диске практически нет звезд с e 0.5, в протодисковом гало примерно равнозначно представлены все эксцентриситеты, а во внешнем гало превалируют звезды с сильно вытянутыми орбитами (почти две трети звезд здесь имеют e > 0.8). Следующий ряд (Рис. 5 ж,з,и) демонстрирует распределения наклонов орбит. Как и ожидалось, наклоны орбит звезд диска очень малы и не превышают 15^o. Звезды обеих сферических подсистем могут иметь любой наклон орбиты, однако если в протодисковом гало их численность резко возрастает с уменьшением наклона при прямом вращении, то во внешнем гало - точно так же возрастает с уменьшением наклона, но только при ретроградном вращении. Здесь надо иметь ввиду, что дефицит звезд с большим наклоном орбит во многом обусловлен кинематическим селекционным эффектом. Действительно, такие звезды должны в окрестности Солнца обладать вертикальным компонентом пространственной скорости сравнимым по величине со скоростью вращения Галактики на данном расстоянии. Понятно, что вероятность их нахождения здесь крайне низкая.

      Четвертый ряд гистограмм (Рис. 5 к,л,м) позволяет оценить радиальные, а пятый (Рис. 5н,о,п) - вертикальные размеры подсистем на солнечном галактоцентрическом расстоянии. Попытаемся по этим распределениям сделать количественные оценки внешних размеров подсистем. Для этого воспользуемся стандартным правилом проведения верхней огибающей, часто используемым в наблюдательной астрономии. При отождествлении, например, членов звездного скопления на небесной сфере отбрасываются пять самых ярких звезд, как возможные звезды фона. Тем самым мы одновременно избавляемся как от самых больших неточностей при определении элементов орбит, так и от возможной неверной стратификации по подсистемам некоторых звезд выборки. Из получившихся оценок следует, что радиальные размеры генетически связанных подсистем сравнимы, тогда как размеры внешнего гало приблизительно в три раза больше (см. Табл. 2). Размеры подсистем в направлении перпендикулярном к галактической плоскости обнаруживают более резкие различия: наименьшая полутолщина оказалась у подсистемы толстого диска, в несколько раз больше у протодискового гало и почти на порядок больше у внешнего гало (см. Табл. 2).

      Понятно, что шкалу высоты вычислять по Z_max некорректно, поскольку все звезды подсистемы не могут одновременно оказаться в наивысших точках своих орбит. Чтобы воссоздать "реальное", одномоментное распределение по Z звезд подсистемы необходимо каждую звезду "размазать" по орбите пропорционально плотности вероятности нахождения ее в каждой точке орбиты. Последнюю можно легко найти, рассчитав орбиту звезды. Подробнее с этой процедурой можно познакомиться в работе Марсаков & Щевелев (1995). Полигоны на гистограммах по Z_max представляют собой восстановленные таким образом распределения по Z звезд каждой подсистемы. Другими словами, именно так будут распределены по высоте звезды выборки через некоторое время, распределившись случайным образом на своих орбитах. Сплошными кривыми на рисунках показана аппроксимация методом наименьших квадратов восстановленных распределений экспоненциальным законом вида , где Z₀ называется шкалой высоты. Соответственные величины приведены в таблице 2, при этом на полигоне толстого диска не учитывался первый классовый интервал, так как численность объектов в нем сильно занижена из-за наблюдательной селекции. (Везде при вычислении шкалы высоты мы отбрасывали пять самых далеких звезд.) Отметим хорошее согласие оценок шкалы высоты толстого диска по наблюдаемым положениям и по восстановленному распределению по |Z|_набл (см. Рис. 4а).

Рис. 6.Связь металличности звезд типа RR Лиры с апогалактическим расстоянием (а,б,в) и с максимальным удалением от галактической плоскости (г,д,е). Прямые линии - среднеквадратичные регрессии. На всех диаграммах обведено по пять самых далеких звезд, исключенных из расчетов. Везде указан коэффициент корреляции и величина его ошибки.

      Рассмотрим теперь градиенты металличности в подсистемах. На Рис. 6 приведены диаграммы R_a - [Fe/H] и Z_max - [Fe/H] для каждой подсистемы. Прямыми линиями проведены прямые среднеквадратичные регрессии. В предположении, что звезды рождаются вблизи апогалактических радиусов своих орбит, наклоны этих прямых отражают начальные радиальный и вертикальный градиенты металличности в подсистемах. В каждом случае для получения надежной величины градиента мы исключили из расчетов пять наиболее удаленных точек. Величины градиентов приведены в Табл. 2, а коэффициенты корреляции - на соответствующих диаграммах. Видно, что далеко за пределом ошибки и при высоком коэффициенте корреляции проявляется только вертикальный градиент в толстом диске. Его величина в пределах ошибки совпадает с полученной выше (Рис. 4в) по наблюдаемым положениям звезд , что свидетельствует о надежности результата. Радиальный градиент металличности в диске не отличим от нуля в пределах ошибок. В протодисковом гало обнаруживаются небольшие и одинаковые по величине градиенты, лишь слегка превышающие ошибки определения. Указанные на Рис. 5б,д величины градиентов еще уменьшатся, если включить пять исключенных из расчетов далеких звезд, но все же останутся отличными от нуля за пределами ошибок. Таким образом, существование градиентов в протодисковом гало остается под вопросом. В противоположность этому, полное отсутствие обоих градиентов у звезд типа RR Лиры подсистемы аккрецированного гало сомнений не вызывает.

Обсуждение

      Надежное отделение объектов толстого диска от объектов гало обусловлено резким изменением их пространственного распределения и дисперсии скоростей при переходе через граничное значение [Fe/H] -1.0. Отобранные по тому же критерию шаровые скопления толстого диска, продемонстрировали следующие характерные параметры: Z₀=1.0 ± 0.2 кпк, < [Fe/H] > =-0.56 ± 0.05, _[Fe/H] = 0.28 ± 0.03, V_вр = 165 ± 38 км/с, _ост = 88 ± 15 км/с, grad_R[Fe/H] = -0.01 ± 0.02 кпс^-1, grad_Z[Fe/H] = -0.16 ± 0.06 кпс^-1. Сравнивая их с параметрами для подсистем звезд RR Лиры из Таблицы 2 видим, что средние металличности у скоплений и наших звезд поля практически совпадают. Однако, если сравнивать их функции металличности, то существенным отличием является наличие резко выраженного провала численности скоплений в окрестности граничного значения металличности. Звезды типа RR Лиры поля такого провала на распределении не обнаруживают. (В окрестности [Fe/H] -0.85 даже наблюдается локальный всплеск.) Скорости вращения у подсистем хотя и совпадают в пределах ошибок, но у звезд типа RR Лиры она получилась на ~ 35 км/с больше из-за наличия в выборке звезд тонкого диска. Значительная величина дисперсии скоростей в диске у шаровых скоплений получилась скорее всего из-за крайней неопределенности вычисленных величин cos для скоплений, расположенных вблизи центра Галактики. Величины соответствующих градиентов у подсистем практически совпали, а вот шкала высоты у скоплений примерно на треть больше. Это находит естественное объяснение в том, что часть металличных скоплений, лежащих вблизи галактического центра, скорее всего, принадлежит балджу. Наиболее труднообъяснимое различие наблюдается между предельными радиальными размерами подсистем: у звезд RR Лиры поля они составляют ~ 13 кпк тогда как металличные шаровые скопления далее ~ 7 кпк почти не наблюдаются (возможно, это связано просто с ограниченностью статистического ансамбля шаровых скоплений в толстом диске). Исходя из совпадения всех (кроме последнего) характерных параметров богатых металлами подсистем различных объектов следует признать, что и шаровые скопления, и звезды типа RR Лиры поля с [Fe/H] -1.0 действительно принадлежат главным образом одной и той же подсистеме Галактики - ее толстому диску.

      Теперь о проблеме "малометалличного хвоста" толстого диска. Конечно, резкий обрыв распределения металличности значением [Fe/H] = -1.0 выглядит искусственно. Значительно большей величины дисперсии металличности толстого диска "требует" и метод максимального правдоподобия, что видно из сравнения цифр на Рис. 2 и в Таблице 2. Естественно поэтому желание сгладить функцию металличности, включив в подсистему менее металличные звезды, не уходящие далеко от плоскости Галактики и имеющие большие скорости вращения. При этом все характерные пространственно-кинематические параметры подсистемы не претерпевают существенных изменений. Однако, включение в выборку малометалличных звезд с малыми Z приводит к полному исчезновению вертикального градиента металличности в диске. Отсюда столь противоречивые выводы разных авторов о существовании градиента и, как следствие, - разница в моделях формирования и эволюции этой подсистемы. Действительно, наличие вертикального градиента свидетельствует в пользу медленного диссипативного коллапса как механизма формирования толстого диска, тогда как его отсутствие полностью отвергает такой процесс. Мы склонны полагать, что звезды "малометалличного хвоста" в диске (если последний существует), скорее всего, образовались из слабо взаимодействующих с основной массой родительского протодискового облака малометалличных газо-пылевых фрагментов, в которых звездообразование (а следовательно, и обогащение тяжелыми элементами) было длительное время подавлено. В этом случае малометалличные звезды диска могут располагаться в узком слое Галактики, и тем самым значительно уменьшить наблюдаемую величину вертикального градиента металличности, имеющего место среди генетически связанных звезд подсистемы.

      Перейдем теперь к звездам гало. Как и выше, характерные параметры малометалличных звезд типа RR Лиры, полученные в настоящей работе, сравним с параметрами одноименных подсистем шаровых скоплений из Боркова & Марсаков (2000), поскольку только эти объекты стратифицируются по внутреннему, физическому параметру, а не по пространственно-кинематическим, взаимообусловленным признакам. Параметры распределений по металличности соответствующих подсистем гало несколько различаются. В частности, по шаровым скоплениям средняя металличность протодискового гало меньше, чем во внешнем гало. Одновременно меньше и дисперсия металличности. По звездам поля картина получилась прямо противоположная (см. Табл. 2). Разница, однако, везде получилась одного порядка с формально вычисленными ошибками соответствующих параметров, что свидетельствует о низком уровне статистической значимости любых выводов о различии параметров. Величины градиентов в протодисковом гало полностью совпали. Зато в аккрецированном гало у звезд типа RR Лиры поля оба градиента полностью отсутствуют, тогда как у скоплений они отличны от нуля. Однако обе величины градиентов у шаровых скоплений обязаны исключительно близким к галактическому центру более металличным объектам (R 7 кпс), в нашу же выборку звезд RR Лиры столь далекие от Солнца объекты не попали. Поскольку в настоящей работе разделение на подсистемы в гало производилось по полной скорости, то различия между протодисковым и аккрецированным гало по всем кинематическим параметрам должны получиться более резкими. И действительно, если у шаровых скоплений протодискового и аккрецированного гало скорости вращения равны 77 ± 33 км/с и -23 ± 54 км/с, соответственно, а различие составляет ~ 100 км/с, то у звезд RR Лиры (как видно из Табл. 2) оно возросло примерно на 40%. Дисперсии скоростей у подсистем шаровых скоплений (129 ± 19 км/с и 140 ± 18 км/с) получились явно завышенными из-за больших ошибок в расстояниях и, как следствие, много больше, чем у звезд RR Лиры поля. Средние значения эксцентриситетов в подсистемах протодискового гало совпали, тогда как во внешнем гало, как и ожидалось, у звезд поля эксцентриситеты получились, в среднем больше за пределами ошибок (но здесь следует иметь ввиду, что элементы орбит определены только для небольшого числа скоплений, да и то с большими ошибками). Радиальные размеры протодискового гало у звезд поля получились примерно в полтора раза больше, чем у скоплений, а шкалы высот подсистем совпали в пределах ошибок. Напомним, что радиальные размеры подсистем звезд RR Лиры мы имеем возможность оценить лишь по максимальным удалениям их от галактического центра и это приводит к заведомо завышенным оценкам. Размеры подсистемы внешнего аккрецированного гало у звезд поля, как радиальные, так и вертикальные получились, естественно, наибольшими и неплохо согласующимися с аналогичными для подсистемы шаровых скоплений. Отметим, что для получения корректных оценок размеров подсистем Галактики по близким звездам, необходимо учесть кинематическую селекцию, приводящую к дефициту звезд с большими R_a и Z_max в окрестности Солнца.

      Итак, получившееся в целом неплохое согласие между характерными параметрами выделенных по разным критериям соответствующих подсистем звезд типа RR Лиры поля и шаровых скоплений указывает на то, что оба населения не являются однородными. Объекты, как скоплений, так и звезд поля оказываются составляющими, по крайне мере, трех подсистем Галактики: толстого диска, генетически с ним связанного внутреннего протодискового гало и внешнего аккрецированного гало. При этом совокупность результатов об огромных размерах последней подсистемы, отсутствию в ней градиентов металличности, преимущественно больших эксцентриситетах орбит и большом числе ретроградно вращающихся объектов, вместе с их меньшим (в среднем) возрастом подтверждает гипотезу об их вероятном внегалактическом происхождении.

      Авторы благодарны анонимному Рецензенту, указавшему на ряд неточностей в рукописи. Работа выполнена при поддержке грантов Российского фонда фундаментальных исследований (коды проектов: 00-02-17689 и 01-02-06449).

Литература

• Боркова Т.В., Марсаков В.А.// Астрон. журн., 2000. Т.7//Первая цитата в статье//полный текст
• Марсаков В.А., Шевелев Ю.Г. //Астрон. журн., 1995. Т.72. С.630//Первая цитата в статье//полный текст
• Allen C., Santillan A.// Rev Mexicana Astron. Astrophys., 1991. V.22. P.255//Первая цитата в статье
• Carney B.W.// Pab. Astron. Soc. Pacific, 1996, V.108. P.900//Первая цитата в статье
• Carney B.W.// Globular clusters 1999 (univ. Chapel Hill), USA//Первая цитата в статье
• Chiba M., Yoshii Y.// Astron. J., 1998. V.115. P.168 //Первая цитата в статье
• Eggen O.J., Linden-Bell D., Sandadge A.// Astrophys. J., 1962. V.136. P.748//Первая цитата в статье
• Hanson R.B., Sneden C., Kraft R.P., Fulbright J. // Astron. J., 1998, V.116, P.1286//Первая цитата в статье
• Hartwick F.D.A.// in The Galaxy /Eds. G. Gilmore, B. Carwell, Reidel, Dordrecht. 1987. p.281//Первая цитата в статье
• Lambert D.L., Heath J.E., Lamke M., Drake J.// Astrophys. J. Suppl. Ser., 1996. V.103. P.183//Первая цитата в статье
• Layden A.C.// Astron. J., 1994. V.108. P.1016//Первая цитата в статье
• Layden A.C., Hanson R.B., Hawley S.L., Klemola A.R., Hanley C.J.// Astron. J., 1996. V.112. P.2110//Первая цитата в статье
• Layden A.C. // Gaha. Conf. ASP Confer. Ser. /eds. D.Zarotsky. 1998, P.14//Первая цитата в статье
• Majewski S.R.// Astrophys. J. Suppl. Ser., 1992. V.78. P.87//Первая цитата в статье
• Martin J.C., Morrison H.L.// Astron. J., 1998. V.116. P.1724//Первая цитата в статье
• Prochaska J.X., Naumov S.O., Carney B.W., McWilliam A., Wolfe A.M.// Astron. J., 2000. V.120. P.2513//Первая цитата в статье
• Zinn R., West M.J.// Astrophys. J. Suppl. Ser., 1984. V.55. P.45//Первая цитата в статье
• Zinn R.// Astrophys. J., 1985. V.293. P.424//Первая цитата в статье
• Zinn R.// in The Globular Cluster - Galaxy Connection, ASP Conf. Ser. /Eds. Smith H., Brodee J. 1993. V.48, P.38//Первая цитата в статье

E-Mail:marsakov@ip.rsu.ru