Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.9.2.html

9.2 Остаточные скорости звёзд

Лекция 9. Движение Солнца в пространстве и остаточные скорости звёзд

9.2 Остаточные скорости звёзд

Исследование остаточных скоростей звёзд, т.е. скоростей относительно определенных центроидов позволяет выявить кинематические признаки отдельных типов объектов и связать их с особенностями пространственного распределения этих объектов и их астрофизическими признаками. В качестве астрофизических признаков могут выступать, например, возраст или химический состав. Интуитивно распределение остаточных скоростей представляется сферическим, аналогичным распределению Максвелла для молекул газа, находящихся в термодинамическом равновесии. Однако сферичность распределения в <звёздном газе> не наблюдается.

Как было показано в предыдущем параграфе, уже определение движения Солнца в пространстве позволяет разделить объекты Галактики по кинематическим признакам. Рассмотрим теперь, как распределение остаточных скоростей близких звёзд зависит от величины средней остаточной скорости. На рисунке 9-1 показано распределение остаточных скоростей звёзд (точнее - их проекций на плоскость Галактики) для звёзд с полными остаточными скоростями менее 65 км/с (как позднее будет ясно, такое ограничение заведомо оставляет в выборке только звёзды, принадлежащие подсистеме тонкого галактического диска, исключая звёзды более старых подсистем). Как видим, распределение направлений векторов остаточных скоростей звёзд близко к сферическому - в первом приближении выделенных направлений не заметно. На следующем рисунке 9-2 показано распределение векторов остаточной скорости в проекции на плоскость Галактики для быстрых звёзд, у которых остаточные скорости превышают 65 км/c. Здесь мы уже видим резкую асимметрию - большие остаточные скорости направлены преимущественно в сторону третьего и четвертого квадрантов галактических долгот. Кроме асимметрии движений звёзд с большими остаточными скоростями обнаружилось, что средние остаточные скорости и средние пространственные скорости увеличиваются по мере продвижения к более поздним спектральным классам звёзд главной последовательности. Это навело на мысль, что звёзды, относящиеся к разным частям ГР-диаграммы, могут отличаться кинематическими свойствами. Позже выяснилось, что изменение кинематических свойств сопровождается и изменением в их пространственном расположении. Мы уже видели это на примере различий движения Солнца в пространстве относительно рассеянных и шаровых звёздных скоплений, различающихся и пространственным распределением в Галактике. В итоге налицо деление населений Галактики по крайней мере на две отдельные подсистемы, различающиеся свойствами пространственного распределения и кинематическими параметрами.

В таблице 9-2, во многом аналогичной таблице 9-1, приведены параметры движения Солнца в пространстве по отношению к звездам с разными скоростями. Из таблицы мы видим четкую зависимость координат апекса и величины остаточной скорости Солнца от средней скорости входящих в выборку звёзд.

Пределы, км/с <V> км/с V¤ км/с L град B град 0 - 25 13.9 17.3 53 +18 25 - 45 19 13.6 59 +26 45 - 65 56.1 25.5 70 +16 65 - 100 85.1 43.8 69 +15 100 - 250 199.2 109.0 78 +6 >250 384/6 284/3 98 -1

Свойства скоростей галактических объектов впервые были продемонстрированы Стрембергом в 1924 - 1925 гг. при исследовании пространственных скоростей 4600 объектов, разделенных на 50 однородных по физическим признакам групп. В группы вошли звёзды, звёздные скопления, планетарные туманности и ближайшие галактики. Для каждой группы плотность распределения компонентов пространственных скоростей были им представлены в виде: где u₀, v₀, w₀ - компоненты скорости центроида каждой группы объектов по отношению к Солнцу. Эти три величины, а также три величины дисперсий скоростей по трем осям σ₁, σ₂, σ₃ являются неизвестными.

Рис. 9-3	Рис. 9-4

Как видно из выражения (9-4), распределения скоростей объектов представлялось в виде эллипсоидального распределения, причем оси эллипсоидов равной плотности вероятности совпадают с осями координат. Вместо таблицы численных значений неизвестных, полученных для каждой группы, приведем рисунок 9-3, подобным которому Стремберг в 1925 г. иллюстрировал результаты своей работы. На рисунке показаны проекции эллипсоидов скоростей на галактическую плоскость, при этом полуоси эллипсоидов равны значениям дисперсий скоростей σ₁ и σ₂. В начале координат находится Солнце, на осях отложены скорости в км/с. Расстояние каждого эллипса от начала координат есть скорость соответствующего центроида относительно Солнца. (Вокруг маленьких кружков должны быть окружности радиуса ~200 км/с для звезд с Vmax и Vrmax и ~300 км/с для галактик.) Из рисунка следует главный вывод - чем дальше центроид от начала координат, тем больше дисперсия скоростей соответствующей группы объектов относительно центроида этой группы. Большая стрелка, на которую ложатся все центроиды, называется осью асимметрии Стремберга. Ее направление обратно направлению движения самых быстрых звёзд на рис. 9-2 и почти перпендикулярно направлению на центр Галактики, куда практически всегда направлены большие полуоси эллипсоидов остаточных скоростей. Группы самых быстрых звёзд и галактики имеют очень большие дисперсии скоростей и на рисунке не показаны (для быстрых звёзд окружности должны быть радиусами ~200 км/с, а для галактик ~300 км/с). На рис. 9-4 асимметрия звёздных движений показана по современным данным о пространственных скоростях звёзд, лежащих в пределах 50 пк от Солнца. Из рисунка видно, что большинство звёзд расположено под воображаемой линией V = 0, как и на рис. 9-3.

Рассмотренные особенности движений галактических объектов получили в дальнейшем объяснение в теории галактического вращения. Сначала Стремберг, затем Линдблад и Оорт в 20-х годах ХХ-го века предположили, что разные типы объектов принимают разное участие во вращении Галактики. При этом объекты с большими скоростями относительно Солнца - субкарлики, лириды поля и шаровые скопления - оказались на самом деле самыми медленными, эти подсистемы в целом очень медленно вращаются вокруг центра Галактики. А такие объекты, как звёзды ранних спектральных классов, классические цефеиды и рассеянные звёздные скопления, как оказывается, вращаются вокруг галактического центра значительно быстрее.

Включение Стрембергом в его исследование группы близких галактик привело к появлению первой оценки скорости вращения Галактики. Можно считать, что расстояние вдоль оси асимметрии между центроидом околосолнечных звёзд и <центроидом> рассмотренных Стрембергом галактик определяет сумму скорости вращения околосолнечного центроида вокруг центра Галактики и остаточной скорости Солнца. Эта величина полагается сейчас равной около 250 км/с. Таково, следовательно, приближенное значение круговой скорости вращения Галактики на расстоянии Солнца от ее центра. В направлении вращения Галактики практически нет скоростей, превышающих 250+65 км/с, значит величина 315 км/с может считаться оценкой предельной (критической) скорости на этом расстоянии от центра Галактики. В дальнейшем мы рассмотрим теорию вращения Галактики более подробно.