Астрономический журнал, 2023, T. 100, № 12, стр. 1286-1310

1. ВВЕДЕНИЕ

Так называемые “быстрые звезды” движутся в пространстве со скоростями, заметно превосходящими средние скорости пространственного движения звезд в окрестностях Солнца. Они составляют несколько десятков километров в секунду. Эти звезды давно привлекают к себе внимание астрономов. Их появление связано с мощными процессами, сопровождающими эволюцию звездного состава галактик и определяющими как форму галактик, так и кинематику их звездного населения. Результатам изучения кинематических свойств быстрых звезд и механизмов их ускорения посвящены сотни статей. Представим кратко пять основных возможных механизмов появления быстрых звезд, наблюдаемых в окрестностях Солнца.

1. Взрыв сверхновой звезды в тесной двойной системе [1], сопровождаемый сбросом заметной доли массы системы. Он ускоряет пространственное движение оставшейся системы или спутника сверхновой до величины порядка орбитальной скорости компонентов данной системы. Этот механизм особенно эффективен при взрыве вырожденного карлика, ведущем к его исчезновению [2].

2. Распад неустойчивых тройных звездных систем [3, 4]. В ходе взаимодействия компонентов тройных звездных систем два наиболее массивных компонента образуют пару, а компонент наименьшей массы ускоряется до скорости порядка орбитальной и покидает систему, унося избыток кинетической энергии.

3. Важная разновидность последнего сценария – взаимодействие двойной звезды со сверхмассивной черной дырой в ядре галактики [5–7]. Этот механизм дает возможность ускорить звезды до скоростей, составляющих заметную долю скорости света.

4. Разрушение галактик в их плотных массивных скоплениях [8, 9]. В итоге часть звезд скопления галактик заполняет весь объем скопления, а скорость звезд в этом случае отражает скорость движения галактик в скоплении. Она составляет порядка тысячи километров в секунду.

5. Звезды первого поколения, движущиеся со скоростями порядка параболических для данной галактики [10]. Величина их скоростей отражает гравитационный потенциал галактик и составляет обычно несколько сот километров в секунду.

Большое внимание привлекают звезды, ускоренные в ходе взаимодействия двойных звезд со сверхмассивной черной дырой ядра Галактики. В работе [11] найдена звезда, двигающаяся от центра нашей Галактики с радиальной скоростью около 709 км/с. Моделирование процесса ускорения СМЧД ядра показало, что в процессе такого ускорения компонентов двойных звезд, являющихся звездами главной последовательности, могут быть достигнуты максимальные скорости порядка 1000 км/с [12]. Кроме того, в итоге этого исследования стало ясно, что изучение орбит высокоскоростных звезд – эффективный метод получения информации о величине и форме Галактического потенциала. Детальное исследование звезд гало Галактики на основе каталога GAIA привело к выводу, что у большинства звезд с большими скоростями векторы их скоростей направлены от Центра Галактики [13]. Это обстоятельство подтверждает большую роль СМЧД, расположенной в ядре Галактики, в ускорении звезд окрестностей ядра до наблюдаемых высоких скоростей.

Исследование звездной структуры Галактики и ее компонентов традиционно основывается на изучении положения звезд в трех пространственных координатах: X, Y, Z. Спектральная информация о радиальных скоростях, учет движения Солнца в Галактике, долговременное изучение движения звезд на небесной сфере при известных параллаксах соответствующих звезд позволяет найти компоненты их пространственных скоростей U, V, W. Особенно эффективен в оценке отмеченных шести параметров каталог Gaia DR3 [13], позволяющий найти эти параметры для почти двух миллиардов звезд Галактики. Морфология звездного компонента Галактики была, в основном, восстановлена на основе исследования положения ее компонентов в пространстве. Привлечение скоростей звезд, в основном из окрестностей Солнца, с хорошо определенными координатами и скоростями позволяет установить связь между кинематическими характеристиками звездного населения Галактики с морфологическими параметрами их семейств. Изучение кинематики околосолнечных звезд с большими, более ~300 км/с, скоростями позволяет идентифицировать представителей балджа и короны Галактики, внегалактические звезды. Исследование звездного компонента Галактики в пределах доступных окрестностей Солнца демонстрирует, что свойства кинематики локального звездного населения тесно связаны с пространственной структурой Галактики, химическим составом и кинематикой ее популяций [14, 15].

Близость звезд к Солнцу позволяет получить наиболее надежные наблюдательные оценки трех основных компонентов их пространственной скорости, необходимые для исследования их кинематики. Это звезды диска, балджа, гало Галактики и свободные межгалактические звезды. Последние заполняют околосолнечное пространство, будучи потерянными в силу процессов, происходящих в нашей и соседних галактиках.

Каталог Gaia дает хорошие возможности по исследованию кинематики звезд околосолнечной окрестности. Надежные пространственные и скоростные характеристики позволяют эффективно использовать метод поиска генетического родства звезд по исследованию расположения их апексов на небесной сфере. Звездные скопления, ОВ ассоциации и спутники Галактики, распадаясь со временем, превращаются в потоки звезд. Звезды потоков сохраняют свою генетически предопределенную кинематику практически Хаббловское время. Это обстоятельство позволяет проследить генетические связи звездных популяций в течение большого времени при достаточной плотности последних.

2. ДАННЫЕ

С целью изучения кинематики и морфологии Галактики и ее периферии мы составили каталог 970 171 звезд в пределах сферы с радиусом 300 пк по данным Gaia DR3. Далее этот каталог мы будем называть AG300 (A – ансамбль, G – Gaia, 300 – радиус исследуемой зоны в пк). При отборе учитывались только звезды с ошибками лучевых скоростей менее 20%, ошибками собственных движений менее 0.1 мсд/год, ошибками параллаксов менее 0.1 мсд и значениями параметра RUWE <1.4. Полное же число звезд в указанной зоне ~${{10}^{7}}$.

3. МЕТОД

Метод апексов – эффективное средство поиска генетических связей звезд. Он восходит к рекомендациям Леонардо да Винчи художникам по передаче трехмерных перспектив городов на двухмерном холсте. Это было названо им законом перспектив. Параллельные линии фасадов и карнизов должны на картине сходиться в единой точке – “апексе”. Такая же задача стоит и перед астрономом при анализе картины движения звезд в трехмерном пространстве звездных групп.

Исследования кинематики околосолнечных звезд – популярное направление современной астрономии. Признание группового образования звезд в скоплениях и ОВ ассоциациях и последующего разрушения этих агрегатов с превращением в звездные потоки привело к выводу о том, что пространство звездного поля галактик представляет собой сумму звездных потоков разной степени сохранности [16]. Кинематический анализ звезд солнечного окружения, принадлежащих звездному диску Галактики, подтвердил этот вывод [17, 18]. Последние работы позволили найти несколько десятков звездных потоков звезд диска в солнечных окрестностях. Целью настоящей работы является анализ кинематики звезд AG300 с высокими скоростями в области Галактики при R < 300 пк.

4. ОСОБЕННОСТИ КИНЕМАТИКИ ЗВЕЗД ПО ВЫБОРКЕ AG300

Кинематика звезд диска Галактики в пределах 30 пк была изучена нами ранее [19]. В ходе этой работы было подтверждено существование двух обильных звездных потоков Каптейна. Расширение зоны обзора до 300 пк сохранило присутствие этих широких потоков, рис. 1. При этом левый поток (аА = 50°) показал признаки расщепления на две части (рис. 1), а правый поток (200° ≤ aA ≤ ≤ 360°) расширяется по склонению и прямому восхождению. Звезды AG300 при V(км/c) < 0 с дисперсией скоростей по U ≈ 300 км/с принадлежат сферическому компоненту Галактики (рис. 2). Дисперсия скоростей этих звезд по V и W (рис. 2) сравнима. Звезды этого компонента имеют значительную дисперсию обилия железа [20], что оставляет надежду на поиск первых звезд нашей Галактики и звезд, поглощенных спутников Галактики (с меньшим содержанием металлов).

Для изучения кинематики звезд AG300 и соотнесения их с морфологией нашей Галактики наблюдаемые скорости в системе координат, связанной с Солнцем, пересчитаны в систему, относящуюся к Центру Галактики. Параметры вектора скорости Солнца были приняты равными: $U = 11.1\;{\text{км/с}}~$, $V = 247.21~\;{\text{км/с}}~$ и $W = 7.25\;{\text{км/с}}$ [21]. Далее звезды AG300 мы делим на несколько групп, ориентируясь на координаты апексов и величину их пространственной скорости. Это звезды диска, звезды звездного гало (балджа) Галактики, звезды короны ядра Галактики (короны СМЧД) и свободные звезды локального скопления галактик.

Для изучения звездных популяций в околосолнечном пространстве Галактики построен рис. 2, на котором изображены звезды AG300 в трех проекциях их скоростей относительно Центра Галактики: V, U, W. Особенно интересна плоскость UV, в которой все звезды могут быть условно разделены на несколько семейств. Большинство звезд окрестностей, естественно, принадлежат диску с характерной дисперсией скоростей ~300 км/с по каждой координате. Звезды с $V \cong 240\;{\text{км/с}}$ и дисперсией по U ~ 200 км/с можно отнести к звездам диска – основного звездного компонента нашей Галактики. Сдвиг по V этих звезд отражает их вращение около центра Галактики. В плоскости UV (рис. 2) звезды в пределах околосолнечной сферы с радиусом 300 пк могут быть разделены на четыре семейства: диск, балдж, гало и свободные звезды скопления галактик вокруг двойной галактики, включающей нашу Галактику и галактику Андромеды. Звезды диска включают звезды двух потоков Каптейна, как свидетельствуют диаграммы распределения скоростей по U и V. Внешний контур звезд диска задан звездами толстого диска и балджа Галактики с дисперсией скоростей ~300 км/с как по оси U, так и по оси V. Толщина звездного диска Галактики коррелирует с обилием α-элементов [22]: чем больше W-компонента, тем больше обилие [C/Fe].

Хорошо заметна скоростная асимметрия звезд балджа (W-U, рис. 2). Вероятно, ее причина обусловлена генетически. Звезды балджа являются вероятными членами двух популяций: предельно старых звезд молодой сфероидальной Галактики [23, 24] и звезд – близких спутников нашей Галактики, поглощенных ею в прошлом [25]. Действительно, около 16% звезд балджа моложе 10⁹ лет [11, 24]. Распределение по пространственным скоростям звезд этих двух популяций балджа Галактики практически совпадает, но детальное исследование химии этих звезд, вероятно, поможет в будущем разделить их. И, наконец, часть звезд имеют скорости в плоскости UV, превосходящие ~350 км/с, но менее ~500 км/с. Они, по нашему представлению, представляют звезды гало нашей Галактики.

Сравнительное исследование металличности и отношения [Mg/Fe] для звезд диска и гало нашей Галактики продемонстрировало, что звезды гало имеют металличности – 2 ≤ [Fe/H] ≤ –0.2, фактически смыкаясь со звездами диска –0.8 ≤ ≤ [Fe/H] ≤ 0.4 [26]. При этом звезды гало с [Fe/H] ≤ ≤ –1 могли принадлежать поглощенным в прошлом спутникам Галактики, а звезды гало с –0.8 ≤ ≤ [Fe/H] ≤ –0.3 “продолжают” кинематику звезд диска такой же металличности. То есть эти звезды принадлежат толстому звездному диску Галактики, возникшему на ранних стадиях ее эволюции [15], когда, согласно модели, газовый диск Галактики был сфероидален [4].

Задачей настоящей статьи мы считаем анализ кинематики близких к Солнцу звезд с целью изучения звездной структуры самой Галактики и ее окрестностей на основе каталога Gaia.

Для изучения кинематики быстрых звезд гало Галактики (балджа) в рис. 2 отобраны звезды с V < 0 в системе координат Центра Галактики. Таким образом, мы не рассматриваем звезды, движущиеся в направлении вращения диска (левая половина диаграммы на рис. 3). Рисунок 2 свидетельствует, что звезды балджа (гало) с V < 0 в системе координат Центра Галактики частично пересекаются со звездами толстого диска, обладающими, как увидим позже, очень высокой ~300 км/с дисперсией пространственных скоростей. Распределение по небу выбранных звезд на LB диаграмме (рис. 3) однородно, рис. 4. Очень информативна диаграмма для апексов звезд балджа с V < 0 (рис. 3): звезды на ней сравнительно равномерно заполняют свою половину небесной сферы. Нет признаков звездных потоков, за исключением двух заметных концентраций апексов в двух противоположных направлениях: на центр и антицентр Галактики: $~L \approx 0^\circ $ и $L \approx 180^\circ $. Эти потоки представлены звездами, выброшенными из ядра Галактики – звезды короны и ядра. Детальное представление этой новой звездной компоненты будет изложено при обсуждении рис. 8. Звезды гало имеют почти случайные направления векторов скоростей (рис. 4). Эксцентриситеты орбит основной части этих звезд с [Fe/H] ≤ –0/8 менее ~0.4, но эксцентриситеты некоторых звезд гало Галактики достигают ~0.9 [27]. Звезды гало с малыми эксцентриситетами орбит являются, вероятно, предельно старыми звездами Галактики, а звезды с большими эксцентриситетами – возможные продукты ускорения звезд в ядре Галактики и разрушения галактик-спутников в ее ядре [16].

5. СЦЕНАРИИ ФОРМИРОВАНИЯ ЗВЕЗД С ВЫСОКИМИ ПРОСТРАНСТВЕННЫМИ СКОРОСТЯМИ

Для анализа кинематики и морфологии высокоскоростных звезд AG300 необходимо знать механизмы ускорения звезд, действующие в нашей и других галактиках. Ниже приведен их краткий обзор.

Рассмотрим эволюцию кратных звезд и галактик в поисках путей возникновения околосолнечных звезд с высокими пространственными скоростями, превосходящими характерные скорости движения звезд в галактиках и галактик в их скоплениях: ${v} = 300{{\left( {\frac{M}{{{{{10}}^{{11}}}M}}} \right)}^{{1/4}}}$ км/с [25], где M – масса галактики или скопления галактик. Последнее соотношение позволяет оценить и скорости движения галактик в их скоплениях с массами ${{10}^{{7~}}}{\kern 1pt} - ~{{10}^{{15~}}}{{M}_{ \odot }}$ в 30–$3000$ км/с. Столкновения и слияние галактик в их скоплениях часто приводят к их распаду и освобождению звезд [28, 25 ]. В итоге непрерывная среда межгалактических звезд скопления галактик состоит из звезд, движущихся со скоростями родительских галактик. Но наша Галактика с галактикой Андромеды образуют двойное ядро бедного локального скопления с массой $ \sim {\kern 1pt} 2 \times {{10}^{{12}}}{{M}_{ \odot }}$ [29, 30], поэтому столкновение близких галактик не могут дать скорости заметно выше ~600 км/с.

Гораздо более эффективен для ускорения звезд процесс слияния галактик, обладающих сверхмассивными черными дырами в их ядрах [31, 32, 25 ]. В этом случае звезды могут быть ускорены до скоростей порядка орбитальных скоростей этих звезд вокруг сверхмассивных черных дыр при условии, что приливные силы не разрушат ускоряющую звезду, или $\frac{m}{{{{r}^{3}}}} > \frac{M}{{{{a}^{3}}}}$, где m и r – масса и радиус звезды, M – масса черной дыры и a – большая полуось орбиты звезды.

Итоговая максимальная скорость для звезд главной последовательности равна $~{v} = 300 \times $ $~ \times \;{{\left( {M{\text{/}}m} \right)}^{{1/3}}}$ км/с [33]. То есть черная дыра в ядре Галактики с массой $ \sim {\kern 1pt} 4 \times {{10}^{6}}{{M}_{ \odot }}$ способна ускорять звезды главной последовательности до $3 \times {{10}^{4}}$ км/с, а вырожденные компактные карлики – до значительно больших скоростей. Звезды, ускоренные СМЧД имеют, как будет показано далее, специфическую кинематику. Интересно, что в пределах $ \sim {\kern 1pt} {{10}^{{17~}}}$ см от СМЧД в ядре Галактики степень двойственности звезд с ${v} = {{10}^{{3~}}}$ км/с понижена [34], что может быть свидетельством распада тесных двойных и ускорения компонентов до соответствующей скорости.

Появление звезд главной последовательности около СМЧД обеспечивается несколькими путями: слияние галактик, звездообразование в ядре галактики и поглощение своих шаровых скоплений. Изучение орбит шаровых скоплений Млечного пути показало, что орбиты некоторых из них погружены глубоко в ядро Галактики [35]. При этом несколько шаровых скоплений, расположенных на расстояниях в несколько кпк, приближаются в ходе орбитального движения в ядре Галактики на расстояние, меньшее 50 пк от Центра Галактики.

Звезды могут быть ускорены также в результате взрыва сверхновой в тесной двойной системе, если при взрыве один компонент уменьшает свою массу более чем в два раза [36]. Второй компонент с массой m при этом, сохраняя свою орбитальную скорость: ${v} = 300{{\left( {\frac{{{{M}_{{{\text{SN}}}}}}}{m}} \right)}^{{1/3}}}\;\frac{{{\text{км}}}}{{\text{с}}}$ оказывается среди высокоскоростных одиночных звезд. Численное исследование спектра скоростей звезд, возникших после взрыва сверхновых в двойной системе и распада последней, подтверждает приведенную оценку их максимальных пространственных скоростей [37]. При этом изменение массы, ускоренной при взрыве звезды, от 0.8 ${{M}_{ \odot }}$ до 0.2 ${{M}_{ \odot }}$ ведет к увеличению ее скорости от ~550 до ~1100 км/с.

Еще один эффективный механизм ускорения одиночных звезд – распад тесных кратных систем. Например, при распаде самых тесных тройных систем с двумя массивными звездами с массами M третий компонент с массой m согласно условию сохранения энергии может быть ускорен до скорости ${v} \approx 300{{\left( {\frac{M}{m}} \right)}^{{1/2}}}$ км/с, если он является звездой главной последовательности. Этот сценарий ускорения звезд в Галактике может быть одним из основных по частоте в околосолнечном пространстве. Для оценки его частоты используем эмпирическое распределение двойных звезд по большим полуосям Для устойчивости орбит тройной звезды $d\lg a{\text{\;}} \geqslant {\text{\;}}0.17$, т.е. несколько процентов таких звезд может подвергнуться распаду и ускорению своих компонентов меньшей массы до указанных скоростей. Следовательно, распад самых тесных тройных звезд с большим контрастом масс компонентов создает высокоскоростные звезды.

Еще один вариант сценария распада кратных систем состоит в столкновении маломассивной двойной системы с массами компонентов m с массивной одиночной звездой с массой M. Конечная скорость v ускоренной звезды с массой m в ходе образования новой двойной системы с большим контрастом M/m масс компонентов главной последовательности: ${v} \approx 300\cdot{{\left( {\frac{M}{m}} \right)}^{{1/2}}}$ км/с. Этот вариант ускорения особенно эффективен при столкновении кратных звезд солнечной массы со сверхмассивными черными дырами ядер шаровых скоплений с массами до ${{10}^{4}}{{M}_{ \odot }}$ [38, 39]. Интересно, что второй компонент двойной звезды, разрушаемой при столкновении с СМЧД, может быть разорван в процессе ускорения приливными силами. Разрушения звезд в ядрах галактик (tidal disruption) – одна из наиболее популярных тем в астрономии последних лет [40]. Эти явления, с одной стороны, являются свидетельствами возможного ускорения звезд СМЧД в ядрах галактик, а с другой, способствуют росту масс самих СМЧД.

Взаимодействия звезд в ядрах шаровых скоплений между собой и с массивными черными дырами приводят к появлению быстрых звезд со скоростями до 2000 км/с [41]. Выброшенные из центральных областей Галактики, где сосредоточены шаровые скопления, эти звезды теряются Галактикой при ${v} \geqslant 500$ км/с, либо выходят на квазирадиальные орбиты с большими эксцентриситетами при меньших скоростях. Эволюция таких орбит была изучена, она сводится к вращению большой полуоси орбит таких звезд со временем [42]. Таков один из путей формирования и эволюции орбит звезд короны ядра Галактики, обнаруженных нами и анализируемых далее.

Кроме того, сейчас ясно, что все рассмотренные выше сценарии, включающие столкновения, особенно эффективны в плотных ядрах своих галактик. Там же происходит и разрушение спутников галактик при столкновении их с материнской галактикой [43]. Таким образом, возникают наблюдаемые звездные потоки галактических масштабов и звезды, покидающие свои галактики со скоростями порядка параболических для разрушающих свои спутники галактик: 100–1000 км/с.

Стоит отметить, что самые большие скорости, вплоть до ${{10}^{5}}$ км/с, возникают у звезд, участвующих в слиянии сверхмассивных черных дыр ядер сливающихся галактик [33] и компонентов тесных двойных звезд, разрушенных при взаимодействии их со сверхмассивными черными дырами. А самый обильный компонент межгалактических звезд скопления является, вероятно, продуктом распада сталкивающихся галактик.

Перечисленные выше пути ускорения звезд помогают понять морфологические особенности галактик, подобных нашей Галактике, что позволяет выделить следующие их звездные компоненты [44]. Тонкий и толстый диски являются в основном продуктами поздних и ранних стадий эволюции газового компонента галактик [45]. Балдж представляет звездные компоненты галактик малой массы, слившихся в прошлом с массивной галактикой. В гало галактик попадают звезды, ускоренные в ходе эволюции диска галактики одним из описанных выше механизмов. Но основной компонент звезд гало, судя по их химическому составу, представлен первыми звездами Галактики и звездами разрушенных карликов [46]. Это простое описание звездных компонентов массивных галактик стоит дополнить звездами гало с почти радиальными относительно центра галактики орбитами, которые были ускорены в ядре галактики при участии СМЧД. Этот компонент, как будет показано дальше, надежно выделяется среди звезд, близких к Солнцу.

Звезды, ускоренные СМЧД, как показывает анализ, представляют особый интерес. Они заполняют не только родительские галактики с их полостями Роша, но и скопления галактик с их полостями Роша и всю Вселенную (рис. 5). Галактики являются членами скоплений с массами ${{10}^{{12}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{10}^{{15}}}{{M}_{ \odot }}$, расположенных на расстояниях ~30 Мпк друг от друга [47]. Характерные скорости движения галактик в их скоплениях ~1000 км/с [48]). Скопления галактик удаляются от соседних скоплений со скоростями ~3000 км/с в силу космологического расширения Вселенной. В итоге становится ясно, что звезды, каким-либо образом ускоренные в своих галактиках до скоростей выше $ \sim {\kern 1pt} 300{{\left( {\frac{{{{M}_{G}}}}{{{{{10}}^{{11}}}{{M}_{ \odot }}}}} \right)}^{{1/4}}}$ км/с [25], но менее ~${{10}^{3}}$ км/с, покидают свои галактики и заполняют за ~10⁹ лет объем родительского скопления галактик (рис. 5). Они пополняют население межгалактических звезд скопления, возникающих, в основном, при распаде сталкивающихся карликовых галактик.

Звезды, ускоренные в галактиках до скоростей $\sim {\kern 1pt} 3 \times {{10}^{3}}$ км/с, становятся членами звездных корон скоплений галактик (рис. 5) и, наконец, звезды со скоростями выше ~3000 км/с способны преодолеть вызванное Хаббловским расширением удаление скоплений галактик друг от друга. В результате они почти равномерно заполняют расширяющуюся Вселенную, обеспечивая обмен звездами между скоплениями галактик. Но сверхмассивные черные дыры ускоряют не только звезды, но и планеты, астероиды. Таким образом, в итоге, осуществляется и обмен высокоскоростными звездами, планетами и астероидами между галактиками и скоплениями галактик (рис. 5). И, что интересно, скорость высокоскоростных звезд является их важным генетическим признаком.

6. АНАЛИЗ КИНЕМАТИКИ ЗВЕЗД AG300: ДИСК, БАЛДЖ (ГАЛО) ГАЛАКТИКИ, ЗВЕЗДНАЯ КОРОНА СМЧД, МЕЖГАЛАКТИЧЕСКИЕ ЗВЕЗДЫ

Кинематические характеристики звезд солнечной окрестности и морфологические свойства Галактики тесно связаны и взаимно обусловлены. Это позволяет разделить околосолнечные звезды на пять популяций и связать эти популяции с морфологией Галактики и локального скопления галактик. Кроме того, удается установить существование нового компонента нашей и, вероятно, других массивных галактик с СМЧД – звездной короны СМЧД ядра. Ее образуют звезды, ускоренные с участием СМЧД в ядре Галактики до скоростей, достаточных для удаления из ядра, но не достаточных для покидания Галактики. Они образуют звездный аналог облака Оорта планетных систем, обладая высокими ~1 эксцентриситетами своих орбит около СМЧД.

На рис. 6 и 7 представлены распределения звезд AG300 по величине пространственной скорости в системе координат, связанной с Центром Галактики. Приведены линейные и логарифмические версии спектра скоростей звезд. Эти спектры позволяют выделить несколько популяций звезд, отличающихся характерными скоростями своих членов. Основная часть принадлежит двум потокам звезд диска Галактики, обнаруженным Каптейном. Их скорости ~230 и ~250 км/с. Поток 230 км/с почти в два раза интенсивней потока 250 км/с. Звезды потока в толстом диске имеют характерные скорости ~285 км/с. Этот рисунок позволяет оценить долю звезд балджа и гало, в ансамбле AG300 она не превышает 3%. Поток при ${{V}_{{{\text{SGal}}}}} \approx 230~\;{\text{км/с}}$ принадлежит, судя по характерной скорости, диску нашей Галактики и представляет, вероятно, левый поток (рис. 1). Специальное исследование показало (рис. 1), что левый поток Каптейна неоднороден и расщеплен. На рис. 7 показано распределение самых быстрых звезд с ${{V}_{{{\text{SGal}}}}} > 300\;{\text{км/с}}$ из AG300 по скоростям. Очевидно наличие перехода при скорости, близкой к параболической на орбите Солнца в Галактике ${{V}_{{{\text{SGal}}}}} \approx 450$ км/с. При этом число звезд с ${{V}_{{{\text{SGal}}}}} \leqslant 450~\;{\text{км/с}}$, продолжая спектр скоростей рис. 6, быстро уменьшается с ростом их пространственной скорости. При скоростях выше ~450 км/с спектр скоростей становится практически плоским в интервале 450–1100 км/с. Ясно, что эти звезды принадлежат не нашей Галактике, а вероятно, локальному скоплению галактик (рис. 5). Они являются, в основном, продуктами ускорения звезд в процессах, представленных в предыдущем параграфе статьи.

Звезды гало Галактики заполняют ее полость Роша, образуемую взаимодействием с галактикой Андромеды. Эксцентриситеты их орбит в Галактике: 0–0.99. В перицентрах они достигают расстояний до одного килопарсека, удаляясь в апоцентрах до ~200 кпк [49]. Распределение по возрасту звезд балджа и гало демонстрирует присутствие двух популяций [50, 51], что кажется естественным, поскольку эти компоненты звездного населения Галактики образованы в ходе двух процессов: исходного коллапса протогалактики и поглощения близких спутников малой массы. Участие процесса аккумуляции в образовании балджа и гало галактик подтверждается демонстрацией наблюдаемой корреляции доли эллиптических галактик в скоплении галактик с его поверхностной плотностью [52]). С ростом последней доля эллиптических галактик в скоплении галактик – продуктов столкновений галактик быстро растет.

Для детального исследования кинематики звезд AG300 построен рис. 8, на котором представлена картина изменения распределения апексов звезд в зависимости от их пространственных скоростей ${{V}_{{{\text{SGal}}}}}$. Локальные скорости движения звезд относительно Солнца приведены после учета его движения относительно центра Галактики. Анализ зависимости картины положения апексов от величины пространственной скорости позволяет найти около Солнца звезды, принадлежащие различным населениям Галактики и локального скопления галактик.

На рис. 8.1 нанесены апексы практически “покоящихся” в галактическом потенциале звезд со скоростями, меньшими 50 км/с. Распределение апексов этих звезд практически однородно, не выделен ни центр $\left( {L = 0^\circ } \right)$, ни антицентр Галактики $\left( {L = 180^\circ } \right)$. Но заметен небольшой ~50% избыток звезд в левой половине $\left( {L \approx 90^\circ } \right)$ небесной сферы, отвечающий, как мы увидели на рис. 8.2–8.9 , толстому диску Галактики. Звезды рис. 8.1 представляют, в основном, население балджа с предельно большими эксцентриситетами своих орбит. Их количество невелико – ~0.01% от числа звезд AG300.

Увеличение предельной скорости до ~100 км/с (рис. 8.2 ) резко меняет картину апексов, обогащая ее звездами толстого диска и медленно вращающегося гало Галактики $\left( {L \approx 80^\circ {\kern 1pt} --{\kern 1pt} 120^\circ } \right)$. Увеличивается и число звезд балджа, равномерно заполняющих небесную сферу. Центр и антицентр Галактики остаются невыделенными. Возможно, что звездный толстый диск неоднороден и показывает признаки звездных потоков.

Увеличение предельной скорости до 150 км/с (рис. 8.3 ) сужает дисковый компонент Галактики, демонстрируя возможные звездные потоки. Апексы звезд балджа продолжают почти однородно заполнять небесную сферу. В районе центра Галактики $\left( {L \approx 180^\circ } \right)$ и ее антицентра $\left( {L \approx 0^\circ } \right)$ на рис. 8.3 появляется новый компонент, получающий развитие на рис. 8.4–8.8 . Этот компонент присутствует и на рис. 3. Угловые размеры этого компонента $ \approx {\kern 1pt} 30^\circ $ на рис. 8.5–8.8 . Они, по крайней мере, частично, как уже отмечалось ранее, задаются остающимися неопределенностями величины компонентов пространственных скоростей каталога Gaia, но сам факт существования этого нового компонента на рис. 8.3–8.8 не вызывает сомнения. Он составлен звездами балджа и звездами, ускоренными в ядре нашей Галактики и составляющими корону СМЧД.

Для изучения скоростей радиального движения звезд этого нового компонента Галактики мы выделили звезды AG300 с апексами в пределах $ \pm 30^\circ $ от центра Галактики по ${\text{l}}\;{\text{и}}\;{\text{b}}$. В итоге этот ансамбль содержит 1349 звезд. Из них 734 звезды движутся к центру и 606 звезд – от центра Галактики, что в пределах стандартного $\surd N$ допускает их равенство. Оба потока демонстрируют концентрацию к центральной зоне в пределах круга с радиусом в $ \approx {\kern 1pt} 10^\circ $. Распределение по величине пространственных скоростей звезд этих противоположно направленных потоков практически одинаково и заключено в пределах 0 < ${{V}_{{{\text{SGal}}}}}$ < 430, что свидетельствует о принадлежности их звезд к нашей Галактике. Семь звезд двух потоков имеют скорости, превышающие $500~\;{\text{км/с}}$. Это свидетельствует об их внегалактическом происхождении и случайном попадании в зону небесной сферы, ограниченную тридцатью градусами. Распределение этих звезд на небесной сфере приблизительно равномерно.

Рассмотрим возможные причины изменения скорости звезд этих почти радиальных потоков, кроме остающихся неопределенностей вектора пространственной скорости, как причины расширения указанных потоков звезд. Однако ограничение AG300 звездами с ошибками скоростей в пределах ~5% не позволило уменьшить угловое рассеяние. Возможно также и рассеивающее влияние звезд диска Галактики и близких спутников Галактики в пределах ее полости Роша. Список около пятидесяти спутников в пределах 200 кпк показывает их концентрацию к Галактике [55]. Поскольку время жизни короны СМЧД порядка Хаббловского, их гравитационное взаимодействие со звездами диска и спутниками Галактики может изменить вектор скорости членов звездной короны СМЧД. А последнее способно расширить зону концентрации этих звезд с почти радиальными относительно СМЧД в начале орбитами.

Для понимания возможных причин рассеяния апексов звезд короны ядра Галактики оценим величину изменения их скоростей под влиянием сближения этих звезд со звездами диска и шаровыми скоплениями за время их жизни, полагаемому равным Хаббловскому времени Т. Примем скорость звезд короны порядка параболической V для однородного скопления с массой M и радиусом R, состоящего из гравитирующих тел с массой m. Характерная величина изменения скорости при сближении звезды на расстояние r с пробным телом: ${v} = Gm{\text{/}}Vr$, где G – постоянная гравитации. Тогда простая алгебра позволяет найти, что ${v}{\text{/}}V = {{\left( {m{\text{/}}M} \right)}^{{1/2}}}{{\left( {T{\text{/}}t} \right)}^{{1/2}}}$, где $t = R{\text{/}}V$ – динамическое время для принятого нами скопления. Ясно, что при характерном $T{\text{/}}t = 100~$ звезды диска солнечных масс не могут заметно изменить скорости звезд короны ядра. Для существенного изменения их скоростей необходимо привлечение взаимодействия звезд короны с наиболее массивными потенциальными спутниками Галактики в прошлом.

Еще одной причиной расширения потока звезд от ядра Галактики может быть соучастие СМЧД ядер шаровых скоплений в ускорении звезд. Околоядерные шаровые скопления занимают на небесной сфере круг с радиусом $ \sim {\kern 1pt} 15^\circ $ [56]. Не исключено также, что в рассеянии орбит звезд короны СМЧД участвует отклонение потенциала темного гало Галактики от сферической симметрии [57, 58]. Это может оказывать существенное влияние на движение звезд короны СМЧД в апоцентрах их орбит. Эта возможность нуждается в дополнительном численном исследовании.

То есть в окрестностях Солнца есть звезды, движущиеся по орбитам с большим эксцентриситетом около центра (СМЧД) нашей Галактики. Радиальные скорости этих звезд около центра Галактики в интервале 100–400 км/с. Одна из возможных причин появления этих звезд – распад кратных систем в ядре Галактики путем их взаимодействия с СМЧД в центре Галактики и при слиянии галактик [25, 32, 33]. Звездная корона СМЧД является аналогом облаков Оорта планетных систем. Ясно, что наиболее быстрые члены этого компонента покидают нашу Галактику, пополняя среду свободных звезд локального скопления галактик. Общее число звезд этого нового, интересного компонента каталога AG300 не превосходит ~0.1%. Полагая ее однородной и сферически симметричной, можно оценить общее число таких звезд в Галактике (с радиусом ≈10 кпк) в ~10⁸, а частоту их возникновения ~2 в год. Назовем этот компонент звездной короной ядра Галактики (СМЧД), ее члены имеют практически радиальное направление векторов скорости относительно центра Галактики.

Другое возможное объяснение причин появления компонента с большими эксцентриситетами орбит около ядра – генерация этих звезд в околоядерной звездной области, например, путем распада тройных звездных систем. Но преодоление потенциала ядра Галактики требует высокой, ~${{10}^{3}}$ км/с начальной скорости, что в системе звезд главной последовательности кажется недостижимым. Поэтому генерация этих звезд короны и ядра с почти радиальными орбитами при участии СМЧД в ядре Галактики и, возможно, массивных черных дыр в ядре шаровых скоплений и спутников Галактики кажется сейчас предпочтительной. Распределение звезд короны ядра (СМЧД) каталога AG300 по небу, как показало специально проведенное исследование, однородно. Это кажется естественным, поскольку размеры этой системы велики, порядка размеров полости Роша Галактики в локальном скоплении галактик: ~${{10}^{5}}$ парсек. Распределение звезд короны по скоростям с максимумом при 150–250 км/с в интервале 0–400 км/с не зависит от направления на центр-антицентр Галактики. Существование подобных звездных корон СМЧД в ядрах других массивных галактик кажется сейчас неизбежным и общим.

Не исключено, что звезды с низким угловым моментом найденной нами короны ядра Галактики являются продуктами распада карликовой галактики Gaie-Enceladus [59–61]. Оценка массы этого карлика составляет $3 \times {{10}^{8}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 3 \times {{10}^{9}}~{{M}_{ \odot }}$. Низкий угловой момент звезд короны ядра требует высокого, близкого к единице эксцентриситета орбиты галактики, столкнувшейся с нашей Галактикой и, поэтому, давнего столкновения, превратившего эту галактику в звездный поток. Однако образование быстрых звезд в ядре Галактики кажется более естественным объяснением низких угловых моментов звезд короны ядра.

Звезды диска наиболее обильны на рис. 2 и на рис. 8.5 со стандартными скоростями вращения звезд относительно центра Галактики 200–250 км/с. Структура диска на этих рисунках остается неясной, она будет предметом исследования другой нашей статьи. Диск на рис. 8 истощается при абсолютных скоростях, больших ~300 км/с, что позволяет видеть неоднородность его структуры, включающей звездные потоки с большими эксцентриситетами орбит в Галактике. Отметим, что звезды диска со скоростями, меньшими круговой на орбите Солнца (рис. 8.2–8.4 ), обладая небольшими эксцентриситетами орбит в Галактике, находятся в апоцентрах своих орбит. А звезды диска со скоростями, большими круговых (рис. 8.6–8.9 ), – в перицентрах своих орбит в Галактике.

Звезды балджа или звездного гало Галактики представлены на всех рис. 8 при скоростях, меньших ~500 км/с, достигая наибольшего числа при ${v} \approx 200\;~{\text{км/с}}$ (рис. 8.4 ). Но их общее число на периферии Галактики в районе Солнечной орбиты остается небольшим.

7. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ЗВЕЗДЫ AG300 (${{V}_{{{\text{SGAL}}}}} > 500\;~{\text{КМ/С}}$)

Для идентификации внегалактических звезд оценим пространственную скорость, необходимую околосолнечной звезде для ухода ее из Галактики. В предположении сферической симметрии распределение гравитирующего вещества Галактики найдем его аналитическое представление. Массы Галактики в пределах Солнечной орбиты с $R \approx 8{\text{\;}}$ кпк $\sim {\kern 1pt} 0.87 \times {{10}^{{11}}}{{M}_{ \odot }}$ [62], а в пределах R = 200 кпк ~${{10}^{{12}}}{{M}_{ \odot }}$ [63–65]. Эти данные позволяют дать степенное представление для зависимости массы Галактики от расстояния до ее центра как:

Эта аппроксимация верна в пределах $200{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 2 \times $ $ \times \;{{10}^{5}}$ пк [66].

Последнее соотношение позволяет оценить зависимость параболической скорости ${{{v}}_{{{\text{esc}}}}}$ от расстояния до центра Галактики из уравнения энергии:

где ${{r}_{4}}~$ и ${{R}_{4}}$ – минимальное и максимальное расстояние до центра Галактики в единицах ${{10}^{4}}$ пк. Если принять за границу Галактики радиус местного скопления: ~300 кпк [67], то ${{{v}}_{{{\text{esc}}}}} \approx 490~$ км/с. Эти оценки близки к величине локальной скорости освобождения, найденные ранее [69]. Постоянство скорости вращения Галактики прослежено до минимальных расстояний от СМЧД в центре ~200 пк [70, 66 ]. Это дает возможность оценить величину скорости, необходимую звезде из ядра нашей Галактики для присоединения к “свободным” звездам локального скопления галактик: ~860 км/с. Естественно, что эти оценки остаются пока недостаточно фиксированными. Исследования кинематики околосолнечных звезд каталога AG300 позволяет оценить “параболическую” скорость на орбите Солнца в 450 км/с (рис. 8).

Очевидно, что скорость освобождения звезды с орбиты Солнца в Галактике определяется гравитационным потенциалом Галактики. Среди имеющихся в литературе оценок имеется величина ${{{v}}_{{{\text{esc}}}}} \approx 530\;{\text{км/с}}$ [57]. Распределение апексов скоростных звезд в Галактике может помочь уточнить величину предельной скорости, отделяющей звезды гало Галактики от межгалактических звезд локального скопления галактик. Потенциал Галактики, стоит признать, остается пока недостаточно определенным, что делает оценку скорости освобождения на уровне орбиты Солнца в Галактике с радиусом ~8 кпк заключенной в интервале 500–620 км/с [62, 71]. Однако изучение рис. 8 показало, что увеличение скорости звезд до ~450 км/с ведет к истощению короны ядра, что указывает величину скорости освобождения.

При поиске скорости освобождения звезды с околосолнечной орбиты в Галактике необходимо изучить направление векторов скорости звезд AG300 и их зависимость от величины наблюдаемой скорости. Звезды со скоростью, превышающей 500 км/с, принадлежат некоему звездному фону, заполняющему местную группу звезд, представленную Галактикой и Андромедой. Звезды, летящие от центра Галактики и к центру – участники и свидетели процесса ускорения в ядре Галактики.

Звезды малой массы, движущиеся со скоростью ~1000 км/с, за Хаббловское время преодолевают расстояния ~10 Мпк. Поэтому естественно желание установить связь околосолнечных звезд с большими пространственными скоростями (${{V}_{{{\text{SGal}}}}} > 500{\text{\;км/с\;}}$) с их потенциальными источниками – близкими галактиками и их скоплениями. Это будет возможно с установлением геометрии гравитационного потенциала нашей Галактики и параметров кинематики близких галактик. Сейчас для понимания кинематики скоростных звезд необходимо знание их пространственных скоростей вне Галактики.

Для анализа звезд AG300 с большими пространственными скоростями нами был составлен список этих звезд (n = 63), для которых взяты данные из каталога Gaia DR3 [13], данные приведены в табл. 1. Таблица 1 содержит: GDR3 ID – номер по каталогу GDR3, α, δ – прямое восхождение и склонение звезды (ICRS) на эпоху Ep = 2016.0, ω, мсд – параллакс, G, mag – звездная величина, T_eff, K – эффективная температура, [Fe/H] – металличность. Посчитанные нами параметры этих звезд приведены в табл. 2, которая содержит GDR3 ID – номер по каталогу GDR3, aA, aD – координаты антиапекса звезды в экваториальной системе координат (скорость относительно Солнца), L, B – координаты апекса звезды в галактической сферической системе координат (скорость относительно центра Галактики), V_SGal, км/с – пространственная скорость звезды относительно центра Галактики, U, V, W, км/с – компоненты пространственной скорости звезды относительно центра Галактики, dist, пк – расстояние от Солнца, x, y, z, пк – координаты звезды в гелиоцентрической прямоугольной системе координат.

Положив параболическую скорость в околосолнечном пространстве равной ~500 км/с, скорость звезды вне Галактики можно оценить как ${{{v}}_{0}} = \sqrt {{{{v}}^{2}} - ~{{{500}}^{2}}} $ км/с. Для звезд из табл. 1 со скоростями около Солнца ${\text{500}} \lesssim {v}\,{~}\left( {\frac{{{\text{км}}}}{{\text{с}}}} \right) \lesssim 1100$ скорости вне Галактики будут ${\text{0}} \lesssim {{{v}}_{0}} \lesssim 1000\;\frac{{{\text{км}}}}{{\text{с}}}.$ Важно, что найденный интервал скоростей характерен для спутников нашей Галактики и галактик, близких к ней [72, 73]. Такие скорости характерны для бедных скоплений галактик с массами ~${{10}^{{12}}}{{M}_{ \odot }}$ [74, 75], которым является группа галактик около нашей и галактики Андромеды.

Масса локальной группы галактик, включающей нашу Галактику и Андромеду в качестве ее двойного ядра $\sim {\kern 1pt} 4 \times {{10}^{{12}}}{{M}_{ \odot }}$ [76], что при размере ~$2 \times {{10}^{5}}$ пк дает характерные пространственные скорости галактик ~300 км/с. Предстоящее столкновение с галактикой Андромеда нашей Галактики через миллиарды лет [77] определяет направление движения Галактики в пределах локальной группы. Координаты ядра Андромеды (М31): $\alpha = {{00}^{{\text{h}}}}{{40}^{{\text{m}}}}\left( {10^\circ } \right)$ и $\delta = 41^\circ $ [78]. Возможно, что движение Галактики в местной группе галактик, включающей M31, объясняет асимметрию распределения апексов звезд с ${{V}_{{{\text{SGal}}}}} \geqslant 500\;{\text{км/с}}$ на небесной сфере (рис. 8.10 ).

Распределение звезд AG300 с ${{V}_{{{\text{SGal}}}}} \geqslant 500\;~{\text{км/с}}$ в пространстве показывает, что основная их часть оказывается в пределах сферы радиусом всего ~150 пк, поскольку эти звезды слабы, имея характерные массы ~0.3${{M}_{ \odot }},~$ судя по их температуре (табл. 1). При числе межгалактических звезд каталога AG300, равном 63, можно оценить общее число таких звезд в локальном скоплении галактик, полагая его однородным с радиусом, равным ~350 кпк. Оно оказывается порядка ${{10}^{{12}}}$, а их масса ~${{10}^{{11}}}{{M}_{ \odot }}$. Эти звезды являются, в основном, продуктами распада карликовых галактик при их столкновениях и ускорения звезд в галактиках.

Распределение апексов самых быстрых звезд каталога AG300 дано на рис. 8.10 . Как было показано ранее, эти звезды, судя по их пространственным скоростям, гравитационно не связаны с нашей Галактикой, а принадлежат, вероятно, локальному скоплению галактик с двойным ядром, представленным нашей Галактикой и Андромедой. Очевидное смещение картины апексов в левую полусферу на рис. 8.10 может быть, например, отражением движения нашей Галактики со скоростью порядка двухсот километров в секунду в направлении, обратном направлению вращения Галактики в районе Солнца.

Если принять характерную массу самых быстрых звезд AG300 порядка 0.3 Солнечной, найдем, что масса звезд фона не превышает ~1.0% от общей массы локального скопления галактик. Следует, конечно, отметить, что найденная нами оценка локальной плотности звезд фона является пока весьма неопределенной в силу ряда причин, главные среди которых – степень полноты AG300 и степень однородности звездного фона локального скопления галактик. Распад карликовых галактик в ходе их столкновения между собой и с галактиками-гигантами ведет к появлению сравнительно контрастных звездных потоков и фона свободных звезд скоплений [43, 79–81]. Поэтому локальная плотность межгалактических звезд может быть заметно больше средней в случае, когда Солнце попадает в такой поток галактических масштабов.

Изучение соседей нашей Галактики в пределах 13 Мпк продемонстрировало, что их характерная радиальная скорость заключена в пределах 200–400 км/с [82]. Разрушение таких галактик и потеря ими своих звезд являются вероятными причинами заполнения межгалактического пространства свободными звездами [83]. В итоге все галактики оказываются в среде быстрых свободных звезд своих родительских скоплений.

Согласно табл. 1 практически все высокоскоростные звезды имеют малую яркость $(G \approx $ $ \approx {{15}^{{\text{m}}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{16}^{{\text{m}}}})$ и светимость (${{M}_{G}} \approx {{10}^{{\text{m}}}}$), что исключает оценку радиальной скорости более далеких и более слабых звезд. Привлечение скоростных звезд-гигантов высокой (до ~100 ${{L}_{ \odot }}\;{\text{при}}\;M\sim {{M}_{ \odot }}$) светимости позволило найти 72 звезды с ${v} \geqslant 500\;{\text{км/с}}$ [84] в пределах ~5 кпк от Солнца. Эти звезды имеют малую металличность: $ - 3 \leqslant \left[ {{\text{Fe/H}}} \right] < - 1$. Это, вероятно, указывает, что большинство высокоскоростных звезд являются продуктами распада галактик малой массы местной группы галактик при их столкновениях между собой и галактиками-гигантами [25]. Таким образом, местное бедное скопление галактик, включающее Галактику и Андромеду в качестве двойного ядра, имеет обильную популяцию межгалактических звезд. В богатых скоплениях галактик доля межгалактических звезд доходит до половины [85].

Интересно, что 53 высокоскоростных звезды из 63 табл. 2 с ${{V}_{{{\text{SGal}}}}} > 500~\;{\text{км/с\;}}$ имеют $L < 180^\circ $ (рис. 8.10 ). Эта асимметрия заслуживает особого внимания. С целью изучения ее причин были построены распределения высокоскоростных звезд по компонентам их пространственных скоростей относительно центра Галактики (UVW) (рис. 9). Распределение по U оказалось почти однородным в интервале скоростей от –700 до +750 км/с с величиной медианной скорости ~0. Распределение по W обнаружило небольшую концентрацию к медианной нулевой скорости при пределах: –700 и +750 км/с. Распределение по V этих звезд демонстрирует очевидные признаки бимодальности, 22 звезды почти равномерно распределены в интервале: –444 $ \leqslant V~$ (км/с) $ \leqslant $ 950), а остальная 41 звезда сосредоточена в интервале: 350 $ \leqslant $ $ \leqslant $ V (км/с) $ \leqslant $ 950. Если звезды первого семейства обнаружили признаки равномерного распределения своих апексов по небесной сфере, то звезды высокоскоростного семейства $(V \geqslant ~$ ≥ 350 км/с) сосредоточены в правой половине рис. 8.10 и рис. 10. То есть, наряду со сравнительно однородной средой скоростных звезд, в которую погружена наша Галактика, мы, вероятно, наблюдаем звездный поток с $350 \leqslant V~$(км/с) $ \leqslant $ 950 с медианной скоростью ~650 км/с. Сдвиг первого семейства по V обусловлен вращением звезд диска Галактики. Среди генераторов этого потока стоит иметь в виду близкие галактики.

Очевидный сдвиг распределения скоростных звезд по V (рис. 9) примерно на 300 км/с в сторону положительных скоростей возможно, по крайней мере, частично отражает движение Солнца в поле “свободных” внегалактических звезд. Действительно, изучение движения Солнца относительно внегалактических сверхновых SNIa показало его смещение со скоростью ~370 км/с в направлении $L = 260^\circ \pm 20^\circ $, $B = 48^\circ \pm 20^\circ $, отмеченном на рис. 8.10 [53]. Возможно, это обстоятельство объясняет смещение распределения основной массы “свободных” звезд по $V$ на рис. 9. Для поиска причин появления наблюдаемого на рис. 9 высокоскоростного потока со скоростью по $300 \leqslant V~\left( {{\text{км/с}}} \right) \leqslant 650$ на рис. 8.10 нанесено положение близкого массивного скопления галактик Дева [53, 54]. Пока нет аргументов в пользу того, что этот скоростной поток как-то связан со скоплением Дева. “Простое” объяснение причин появления потока со скоростью около 500 км/с сводится к разрушению спутника Галактики, двигавшегося со скоростью порядка параболической на орбите Солнца в Галактике. Скорость звезд этого потока на бесконечности согласно (1) ~300 км/с. Этот поток нуждается в дополнительном изучении.

В поисках причин асимметрии распределения апексов “свободных” звезд (рис. 8.10 ) и при поиске источника возможно представленного на нем звездного потока естественно обратиться к сравнению химического состава их звезд. Характерные металличности быстрых звезд (табл. 1) $ - 0.6 \leqslant \left[ {{\text{Fe/H}}} \right] \leqslant 0.35$ с максимумом при $\left[ {{\text{Fe/H}}} \right] \approx ~$ ≈ –0.2. Металличность звезд LMC близка к металличности быстрых звезд [86]. Не исключено, что избыток звезд в левой части рис. 8.10 является следствием наличия звездного потока, рожденного недавним ($7.5 \times {{10}^{6}}$ лет назад) близким происхождением (${{R}_{{{\text{min}}}}} \approx 15$ кпк LMC [87]). Необходимо отметить, что наблюдаемая металличность звезд с ${v} > 500\;~{\text{км/с}}$ близка к металличности звезд балджа Галактики ($ - 1.0 \leqslant \frac{Z}{{{{Z}_{ \odot }}}} \leqslant 0.5$) [88]. Это делает вполне вероятным общность механизма образования звезд центральных областей нашей Галактики, короны ядра Галактики и свободных звезд местного скопления галактик.

Распределение галактик в окрестностях нашей Галактики неоднородно. В [89] находят, что близкие спутники Галактики расположены в некоем толстом супердиске с радиусом в несколько оптических радиусов нашей Галактики. Этот супердиск наклонен к диску Галактики примерно на $50^\circ $. Распределение апексов сверхскоростных звезд по небу (рис. 9) не обнаруживает корреляции с положением супердиска. Вероятно, роль галактик указанного диска в образовании межгалактических звезд недостаточно велика для того, чтобы быть обнаруженной в рамках очень ограниченной по числу нашей статистики звезд с ${v} \geqslant 500\;{\text{км/с}}{\text{.}}~$

Звезды с абсолютной скоростью выше ~500 км/с покидают нашу Галактику, образуя поле межгалактических звезд. Обширное исследование высокоскоростных (${{V}_{{{\text{SGal}}}}} \geqslant 500\;{\text{км/с}}$) звезд Галактики было выполнено [90, 91]. Из почти двух миллионов звезд с известными скоростями, изученных ими, оказалось 414 звезд со скоростями, большими 500 км/с [90]. Расширение каталога до $7 \times {{10}^{6}}$ звезд позволило найти три звезды с рекордными скоростями около 1200 км/с [91]. Быстрые звезды были найдены в широком диапазоне расстояний от центра Галактики, от 2 до 43 кпк. Очень важно, что изучение направлений движения двадцати высокоскоростных звезд относительно центра Галактики, который в силу наличия в ядре сверхмассивной черной дыры предполагается ускорителем, показало практически полную их симметрию [90]. Это означает, что часть высокоскоростных звезд, вероятно, являются внегалактическими, а некоторая часть в силу недооценки авторами параболической скорости на орбите Солнца не являются “свободными”, а находятся на орбитах с эксцентриситетами, близкими к единице. То есть они могут быть представителями указанной выше короны ядра Галактики.

Конечно, список известных звезд с большими пространственными скоростями не ограничивается околосолнечной зоной Галактики. Список 39 звезд со скоростями более 275 км/с в пределах сферы с радиусом 112 кпк от Солнца приведен [92]. При всей остающейся неопределенности гравитационного потенциала Галактики звезды со скоростями выше ~400 км/с и расстояниями более ~70 кпк покидают Галактику, будучи, как правило, ускоренными, по мнению авторов, сверхмассивной черной дырой в ядре нашей Галактики. Возможная связь этих звезд с S-звездами ядра Галактики обсуждается с целью установления, по возможности, однозначного отождествления конкретных ускорителей изученных звезд [93]. Скорости отдельных звезд из списка [92] достигают величины ~700 км/с при расстоянии от центра Галактики ~110 кпк, что, на наш взгляд, допускает их внегалактическое происхождение. Список 20 высокоскоростных около галактических звезд со скоростями 600–1200 км/с приведен в [90]. Важно, что большинство этих звезд, как показывают направления векторов их скоростей, не связано с Галактикой. И, судя по величине наиболее быстрых звезд, они покидают локальное скопление галактик малой массы.

8. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Целью настоящей работы является исследование скоростей звезд каталога Gaia DR3 из околосолнечной зоны с радиусом 300 парсек и связи между скоростями звезд и звездной структуры Галактики и окологалактического пространства. Для объяснения причин появления высокоскоростных звезд привлечены четыре сценария, включающие распад кратных систем и взаимодействие кратных систем со сверхмассивными черными дырами ядер шаровых звездных скоплений и галактик. Проведено сопоставление спектра скорости околосолнечных звезд и звездной структуры Галактики и скоплений Галактик.

Детальное исследование связи скоростей звезд каталога AG300 с картиной апексов их пространственных скоростей позволило найти звезды, представляющие свои родительские популяции: галактический диск, балдж, звездное гало Галактики. Эта работа позволила идентифицировать звезды, ускоренные СМЧД в ядре Галактики. Они, имея эксцентриситеты своих орбит, близкие к единице, образуют звездную корону СМЧД, ядра Галактики. Существование таких звезд было предсказано Хиллсом (1988), но идентификация звездной короны СМЧД выполнена впервые. Такие короны должны быть у всех массивных галактик с СМЧД в их ядрах.

Звезды AG300 со скоростями менее ~500 км/с представляют звездные популяции нашей Галактики. Звезды со скоростями 500–3000 км/с заполняют пространство скоплений Галактик, а звезды со скоростями выше ~3000 км/с заполняют пространство между скоплениями галактик, создавая непрерывную и почти однородную звездную и, вероятно, планетную среду Вселенной. То есть идентификация звезд со сверхвысокими скоростями позволяет найти в нашей Галактике не только звезды других галактик, но, потенциально, и звезды других скоплений галактик.

Отметим, что в каталоге Gaia DR3 имеется много звезд с недостаточно надежно измеренными лучевыми скоростями. Так, ошибки лучевой скорости в нем могут превышать несколько десятков км/c. Понятно, что для высокоскоростных звезд эта величина в относительном выражении составляет не более 20%. Поэтому мы использовали только звезды с относительной ошибкой лучевой скорости, не превышающей указанные 20%.

В табл. 1 и табл. 2 приведены основные параметры звезд с пространственными скоростями относительно центра Галактики выше 500 км/с. Основная их часть имеет температуру 3300–4000 K и принадлежат, судя по светимости, к числу звезд главной последовательности, имея массы $0.3{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 0.5~{{M}_{ \odot }}$. Последнее естественно, поскольку большая часть звезд, согласно функции их масс, имеет именно такие массы. Эффекты наблюдаемой селекции пока препятствуют обнаруживать хорошо, согласно функции масс, представленные высокоскоростные коричневые карлики и свободные планеты. Обилие металлов быстрых звезд, как правило, ниже солнечного, что отражает, вероятно, их образование в маломассивных галактиках местного скопления галактик, разрушенных в ходе столкновений галактик в прошлом. Характерное расстояние до быстрых звезд AG300 ~100 пк. Расстояние до ближайшей быстрой звезды в табл. 1 c ${{m}_{G}} \approx {{14}^{{\text{m}}}}$ всего около восьми парсек.

Стоит специально отметить, что наряду с указанными выше звездными популяциями Галактики должны существовать и соответствующие звездным населения коричневых карликов и планет. Наблюдаемая функция масс [94] делает два последних семейства сопоставимыми по численности с численностью звезд малых масс. Их представители найдены в солнечной окрестности [95] и балдже [96]. Простые оценки показывают, что планеты с массами порядка массы Юпитера могут быть потеряны своими системами при больших полуосях их орбит $a \geqslant 100{{R}_{ \odot }}$ (${{P}_{{{\text{orb}}}}} \geqslant $ 100 дней). Действительно, изучение планетных систем показало, что эксцентриситеты орбит планет уже при орбитальном периоде, большем трех дней, становятся ~0.3, а при периодах более 100 дней они приближаются к единице [97]. Это означает, что планеты в родительских системах активно взаимодействуют друг с другом и часть планет на неустойчивых орбитах теряется своими звездами, образуя поле свободных планет Галактики. Далее планеты и коричневые карлики могут участвовать в описанных выше процессах ускорения наряду со звездами и формировать соответствующие популяции галактических и внегалактических скоростных объектов.

Девятилетнее изучение микролинзирования планетами и звездами балджа нашей Галактики позволило надежно ценить функцию масс свободных планет в интервале ${{10}^{{ - 6}}} \leqslant {{M}_{{\text{p}}}}{\text{/}}{{M}_{ \odot }} \leqslant 0.02$ [81, 95]. Она оказалась близкой к универсальной функции масс космических объектов: $dN{\text{/}}d{{M}_{{\text{p}}}}\sim M_{{\text{p}}}^{{ - 2}}$ [98]. Оценка общей массы свободных планет гало Галактики оказалась около 0.25${{M}_{{{\text{Jupiter}}}}}$ на одну звезду [95], что сопоставимо со средней массой планет звездных планетных систем. То есть планетообразование около звезд балджа нашей Галактики активно, причем заметная доля планет, возникающих около звезд, оказывается в результате взаимодействия планет между собой свободными, создавая планетный балдж и гало Галактики. Очевидно, что достаточно плотное поле свободных планет существует и в объеме звездного диска Галактики [99]. То есть процесс планетообразования около звезд сопровождается созданием поля свободных планет, кинематика и морфология которого близки к кинематике и морфологии соответствующих звездных компонентов, так как скорости потерянных планет относительно родительских звезд невелики: до 50 км/с.

Выполненное на основе каталога AG300 исследование кинематики высокоскоростных звезд околосолнечной окрестности с радиусом 300 парсек позволило изучить морфологические свойства этого компонента. Показало, что она состоит из звезд диска Галактики, звезд балджа и короны ядра Галактики, звезд гало Галактики и внегалактических звезд. Звезды короны ядра рождены в центральных областях Галактики при вероятном взаимодействии двойных звезд со сверхмассивной черной дырой в центре. Корона ядра состоит из двух потоков: к центру и от центра Галактики и является вероятным продуктом ускорения звезд в ядре до скоростей, недостаточных для ухода из Галактики. Корона ядра является звездным аналогом кометно-астероидного облака Оорта, рожденного Юпитером. Внегалактические звезды со скоростями выше ~500 км/с принадлежат двум компонентам. Один из них заполняет межгалактическое пространство локального скопления галактик с Андромедой и нашей Галактикой в его ядре. Второй компонент демонстрирует наличие некоторого звездного потока звезд со скоростями 600–1000 км/с относительно Центра Галактики.

Распределение по массам быстрых звезд AG300 почти не зависит от их скорости. В качестве индикатора массы мы принимаем эффективную температуру этих звезд малой массы, полагая их звездами главной последовательности. Звезды со скоростями 250–500 км/с, принадлежащие короне ядра Галактики (рис. 8.4–8.9 ), имеют температуру в интервале 3000–6800 К, что отвечает массам $0.3{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 1.1{{M}_{ \odot }}$. Температуры звезд AG300 с ${v} > 500\;{\text{км/с}}$ заключены в интервале 3300–4500 К, что отвечает массам $0.3{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 0.75{{M}_{ \odot }}$.

Выполненное нами исследование близких к Солнцу звезд каталога AG300 ставит новые интересные задачи:

1. Использовать метод апексов для изучения звездных потоков звезд диска и выяснения природы этих потоков.

2. Изучить динамику звезд и свойства звезд звездной короны СМЧД ядра нашей Галактики. Судя по их скоростям в окрестностях Солнца, скорость, которую они получили при распаде двойных в ядре Галактики, $\sim {\kern 1pt} {{10}^{3}}$ км/с. Это соответствует распаду двойных с большими полуосями исходных орбит менее ${{10}^{{17}}}$см в поле СМЧД.

3. Просканировать орбиты звезд со скоростями, превышающими 500 км/с, с целью выявления среди них тех, которые не принадлежат локальному скоплению галактик со сравнительно малой массой и низкой $\sim {\kern 1pt} 300\;~{\text{км/с\;}}$скоростью освобождения. Отметим, что скорость ~1000 км/с достаточна, чтобы за Хаббловское время преодолеть расстояние до ближайших скоплений галактик.