Звёздная кинематика
Звёздная кинема́тика (кинематика звёздных систем), раздел звёздной астрономии, изучающий закономерности движения звёзд, газа и звёздных скоплений в галактических подсистемах. Звёздная кинематика опирается на наблюдения лучевых скоростей и собственных движений (рис. 1), а также на измеренные расстояния до объектов. Произведения компонентов собственного движения на расстояния представляют собой компоненты тангенциальной скорости. Пространственные скорости известны далеко не всегда, поэтому в звёздной кинематике применяются методы анализа трёхмерного (пространственные скорости), двумерного (собственные движения) и одномерного (лучевые скорости) полей скоростей.
Рис. 1. Схема, иллюстрирующая разложение пространственной скорости звезды на лучевую и тангенциальную составляющие и связь собственного движения с тангенциальной составляющей.Для описания движения объектов в Галактике используется формализм, аналогичный гидродинамическому. Основное различие состоит в том, что объекты разной природы движутся в Галактике по-разному, поэтому вводится понятие скорости центроида объектов, т. е. средней скорости рассматриваемых объектов в небольшом элементе объёма Галактики. Скорость центроида является аналогом скорости потока в гидродинамике, и в статистическом смысле это скорость систематического движения. Скорость каждой звезды отклоняется от среднего значения, и это отклонение, в статистическом смысле рассматриваемое как случайный вектор скорости, называют остаточной скоростью. Распределение остаточных скоростей обычно описывается трёхмерным нормальным законом с тремя различными дисперсиями скоростей по осям координат (т. н. эллипсоидальное распределение остаточных скоростей Шварцшильда). В начале 20 в. Я. Каптейн пытался объяснить наблюдаемую вытянутость распределения остаточных скоростей наличием двух звёздных потоков, движущихся в разных направлениях. Немного позднее К. Шварцшильд предложил современное объяснение. Дисперсии скоростей можно рассматривать как компоненты тензора давления, и в этом смысле звёздная система представляет собой звёздный «газ» с анизотропным давлением. Средняя скорость (скорость центроида) и дисперсии скоростей плавно меняются с пространственными координатами, и их значения уникальны для каждой галактической подсистемы. В итоге Галактика представляет собой смесь практически не взаимодействующих частиц разного вида, каждый из которых обладает своими кинематическими характеристиками.
Анализ поля скоростей сводится к выделению систематических движений звёзд и оценке параметров распределения остаточных скоростей. Наибольшие скорости систематического движения имеют объекты тонкого галактического диска. Они участвуют в дифференциальном вращении вокруг оси симметрии Галактики с угловой скоростью, монотонно уменьшающейся с расстоянием. При этом линейная скорость вращения в широком интервале расстояний (от 5–6 до 17–18 кпк) остаётся почти постоянной и равной 200–240 км/с. Такую кривую вращения называют «плоской». Пример «плоской» кривой вращения диска Галактики, рассчитанной по 800 цефеидам с собственными движениями, измеренными в рамках проекта GAIA, приведён на рис. 2 (рисунок из статьи Analysis of galaxy kinematics ... 2021). На общее вращение накладываются небольшие (с амплитудой около 10 км/с) отклонения от чисто кругового движения, вызванные, вероятно, влиянием спиральных рукавов, рассматриваемых как проявление спиральных волн плотности, распространяющихся в диске Галактики, а также влиянием галактического бара.
Рис. 2. «Плоская» кривая вращения Галактики вплоть до расстояния 20 кпк, рассчитанная по наиболее надёжным данным о 800 цефеидах, полученным с помощью космического телескопа GAIA. По горизонтальной оси отложено расстояние от центра Галактики в кпк, по вертикальной оси – скорость вращения в км/с. Скорость вращения вблизи Солнца (R ≈ 8,2 кпк) – ок. 240 км/с. График из статьи: Analysis of galaxy kinematics based on Cepheids from the Gaia DR2 Catalogue / Bobylev V. V. [et al.]. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2021. Vol. 502. P. 4383.Особенность изучения кинематики галактических населений состоит в том, что компоненты наблюдаемой скорости объектов измерены в системе отсчёта, связанной с движущимся Солнцем, т. е. существенно неинерциальной. Скорость Солнца, как и любой звезды галактического диска, складывается из локальной скорости общего вращения Галактики, равной приблизительно 240 км/с, и остаточной скорости Солнца, составляющей приблизительно 15–20 км/с и направленной в сторону созвездия Геркулес. Влияние дифференциального вращения Галактики и остаточного движения Солнца на компоненты наблюдаемой скорости выражается формулами Боттлингера для чисто круговых движений. Из них находят либо угловую скорость вращения на расстоянии, равном расстоянию от центра Галактики до Солнца, и её производные по расстоянию, либо вид полиномиального приближения (приближённого описания функции многочленом) для зависимости скорости вращения от расстояния до центра Галактики. Изучая кинематику плоских подсистем Галактики, обычно считают, что угловая скорость вращения не зависит от высоты над галактической плоскостью (баротропное вращение). По лучевым скоростям звёзд определяется только разность угловых скоростей вращения Галактики и солнечного центроида, в то время как само значение угловой скорости можно рассчитать только по собственным движениям звёзд. Период вращения диска (галактический год) на расстоянии Солнца составляет примерно 230 млн лет. При анализе кинематики близких звёзд можно пользоваться упрощённым описанием, т. н. формулами Оорта.
Для исследования движения атомарного водорода в Галактике используются профили радиолиний 21 см, искажённые доплеровским уширением вследствие дифференциального вращения Галактики. Границы профилей дают возможность непосредственно определить скорость вращения газовой подсистемы в точке на луче зрения, ближайшей к центру Галактики (метод тангенциальной точки).
Рис. 3. Основные структурные компоненты дисковой галактики.Изучение кинематики плоских подсистем Галактики (рис. 3) показало следующие основные закономерности. Во-первых, все подсистемы диска вращаются, т. е. диск обладает значительным удельным угловым моментом. Во-вторых, средняя скорость вращения звёздной подсистемы всегда меньше круговой скорости, определяемой как скорость движения звезды по круговой плоской орбите. Круговая скорость определяется гравитационным потенциалом, и гипотетический объект, движущийся по такой орбите, называют местным стандартом покоя (МСП). В-третьих, сильнее всего отстают от МСП подсистемы с большой дисперсией остаточных скоростей. Так, толстый диск вращается на 40–50 км/с медленнее тонкого диска, населённого молодыми объектами, а гало – на 200 км/с медленнее. Отставание центроидов от МСП – следствие увеличения удельного углового момента в галактическом диске и падения его поверхностной плотности с расстоянием. В-четвёртых, большая ось эллипсоида остаточных скоростей большинства подсистем направлена на центр Галактики, малая ось – на галактические полюсы, средняя – вдоль вращения диска. Отношение большой и средней осей для всех локальных подсистем постоянно и определяется формой кривой вращения (теорема Линдблада), являясь функцией расстояния от оси. В окрестности Солнца отношение осей составляет приблизительно 1 : 0,64 : 0,5. Только у самых молодых подсистем большая ось заметно отклоняется от направления на центр (отклонение вертекса). Явление отставания центроидов и величина отношения осей эллипсоида скоростей строго объясняются в звёздной динамике. В-пятых, полная дисперсия остаточных скоростей звёзд-карликов плоских подсистем резко растёт с показателем цвета от 5–7 до 50–60 км/с вплоть до звёзд спектрального класса G и остаётся постоянной для более холодных звёзд. Общепринятое объяснение состоит в том, что в предположении почти постоянного темпа звездообразования вместе со спектральным классом растёт средний возраст звёзд-карликов. После излома, где время жизни звёзд на главной последовательности сравнивается с возрастом диска, средний возраст остаётся постоянным. Таким образом, наблюдения указывают на существование в диске Галактики эффективных механизмов векового роста остаточных скоростей, т. е. «разогрева» звёздного диска. Главными факторами могут служить сближения звёзд с массивными молекулярными облаками, влияние спиральных волн плотности и некоторые типы гравитационной неустойчивости.
Мощное средство анализа кинематики диска – это эпициклическая теория движения объектов. В её основе лежит представление о малых колебаниях отдельной звезды, происходящих с эпициклической частотой относительно плоской круговой орбиты с тем же значением удельного углового момента. Ввиду малости остаточных скоростей применение эпициклического приближения оправданно для большинства дисковых подсистем. В плоскости Галактики звезда описывает эллипс, центр которого движется с круговой скоростью, и совершает гармонические вертикальные колебания. Амплитуды радиальных и вертикальных колебаний пропорциональны остаточной скорости звезды. В общем случае три частоты – угловая скорость на круговой орбите, эпициклическая частота и частота вертикальных колебаний – несоизмеримы. В рамках эпициклической теории легко объясняются многие закономерности кинематики звёзд диска: скорость отставания центроидов от МСП и её связь с дисперсией скоростей подсистемы, форма эллипсоида скоростей, связь возраста звёзд с их кинематическими параметрами, пространственным распределением и химическим составом. Эпициклическая частота играет важную роль в теориях спиральной структуры галактик при описании резонансных взаимодействий волны со звёздами и газом.
Рис. 4. Орбита звезды S2 вокруг сверхмассивной чёрной дыры в центре нашей Галактики. Иллюстрация из статьи: Detection of the Schwarzschild precession in the orbit of the star S2 near the Galactic centre massive black hole / GRAVITY Collaboration // Astronomy & Astrophysics. 2020. Vol. 636. P. L5. 2020.В отличие от диска, в гало Галактики систематические движения практически отсутствуют, и гало в целом не имеет заметного углового момента. Звёзды гало и шаровые звёздные скопления движутся по хаотически ориентированным, сильно вытянутым орбитам со средними скоростями, сравнимыми со скоростью вращения диска (около 200 км/с). Отмечается небольшое уменьшение дисперсии скоростей с увеличением расстояния от центра Галактики. В окрестности Солнца максимальная пространственная скорость объектов гало составляет примерно 400–450 км/с. Скорости самых далёких объектов гало – шаровых скоплений и карликовых галактик – дают ценную информацию о массе тёмной материи в Местной группе галактик, достигающей, возможно, 500 млрд масс Солнца в пределах 50 кпк от центра Галактики и 1000–2000 млрд масс Солнца в пределах 250 кпк.
В центральной области Галактики, в непосредственной близости от сверхмассивной чёрной дыры, звёзды движутся со скоростями, достигающими 1500 км/с. Размеры их орбит и скорости позволяют наиболее точно оценить расстояние от Солнца до центра Галактики, по современным данным близкое к 8,2 кпк (рис. 4).