Кратность близких звезд гало и толстого диска тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Специальная астрофизическая обсерватория РАН

На правах рукописи УДК 524.388; 524.63; 524-68

„ ^ , 0034Б4Э93

Растегаев Денис Александрович

КРАТНОСТЬ БЛИЗКИХ ЗВЕЗД ГАЛО И ТОЛСТОГО

ДИСКА

Специальность: 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

ЫчГ

Нижний Архыз - 2009

003464993

Работа выполнена в Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук,

член-корресиондент РАН Балега Юрий Юрьевич

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

Трушкин Сергей Анатольевич Специальная астрофизическая обсерватория РАН

доктор физико-математических наук Орлов Виктор Владимирович Санкт-Петербургский государственный университет

Ведущая организация: Институт астрономии РАН, г. Москва

Защита состоится 15 апреля 2009 года в 930 на заседании диссертационного совета Д002.203.01 в Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук но адресу: 396167 CAO РАН, нос. Нижний Архыз, Карачаево-Черкесская республика, Россия

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН.

Автореферат разослан " а " марта 2009 года.

Ученый секретарь диссертационного совета к.ф.-м.н. Е. К. Майорова.

Общая характеристика работы Актуальность темы

Исследование низкометалличных звезд ([Fe/H] < —1) позволяет пролить свет на многие проблемы современной астрофизики, из которых можно выделить производство тяжелых элементов при взрывах сверхновых, функцию распределения металличности звездного гало, первичную функцию масс, природу Большого Взрыва и первичных звезд (население III типа). Важную нишу среди подобных проблем занимают вопросы происхождения и эволюции (химической и динамической) нашей Галактики. Самые старые звезды с массами М ¡5 0.8 М© не успели проэволюционировать за время существования Галактики, и содержание химических элементов в их атмосферах отражает состав протозвездного вещества. Дополнительная информация о пространственном движении этих звезд сохраняет возможность восстановления картины формирования Млечного Пути.

Важным способом изучения протозвездного вещества является исследование орбитальных элементов двойных и кратных звездных систем. С момента формирования у одиночной звезды сохраняется всего один параметр — масса. Двойные и кратные системы обладают еще тремя дополнительными сохраняющимися величинами: угловым моментом, эксцентриситетом и отношением масс компонентов. Таким образом, двойные и кратные звезды несут больше информации о процессе звездообразования, чем одиночные, а изучение двойных и кратных низкометалличных систем позволяет наложить ограничения на физические условия в протозвездном веществе в момент зарождения нашей Галактики. Звезды с низким содержанием металлов входят в состав шаровых скоплений и поля Галактики, в котором выявлено наличие так называемых звездных потоков (см., например, Eggen, 1996а, 1996b). Логично предположить, что кратность и орбитальные параметры звезд, входящих в эти потоки, также могут дать дополнительную информацию о природе прародителя потока и его динамической эволюции.

Проблеме кратности звезд уделено много внимания в литературе, одна-

ко в основном это касается звезд тонкого диска, которые обладают метал-личностью, схожей с солнечной (Duquennoy & Mayor, 1991; Fischer & Marcy, 1992; Halbwachs et al., 2003). Низкометалличные звезды являются менее исследованными, поскольку их число, согласно данным каталога Nordstrom et al. (2004), в окрестности Солнца составляет меньше 1%. Ранние работы, в которых рассматривалась доля спектрально-двойных систем среди звезд населения II типа, говорили о том, что это значение мало по сравнению с аналогичным для звезд населения I типа (Abt & Levi, 1969; Crampton & Hartwick, 1972; Abt & Willmarth, 1987), более поздние (Preston к Sneden, 2000; Goldberg et al., 2002; Latham et al., 2002) — свидетельствуют о неразличимости этих величин (см. также Abt, 2008). Важную роль в исследовании кратности низ-кометалличных звезд сыграл многолетний спектральный мониторинг около 1 500 близких звезд с большими собственными движениями (Carney et al., 1994, 2001; Goldberg et al., 2002; Latham et al., 2002). Спектральные исследования охватывают системы с относительно короткими орбитальными периодами (Р < 10 лет). Изучение долгопериодических пар с компонентами с общим собственным движением (Zapatero Osorio & Martin, 2004) подтверждает представление о равенстве долей двойных звезд старого и молодого звездных населений (см. также Allen et al., 2000). Между тем "промежуточный" диапазон периодов Р ~ 10 — 1 000 лет, соответствующий орбитальным полуосям а ~ 10 — 100 а.е., доступный исследованию методами адаптивной оптики, спекл-интерферометрии и длиннобазовой интерферометрии, остается на сегодняшний день плохо изученным. Немногочисленные наблюдения звезд населения II типа интерферометрическими методами проводились для наиболее ярких звезд (Lu et al., 1987) и со сравнительно невысоким угловым разрешением (Zinnecker et al., 2004). Несмотря на имеющиеся результаты, число известных двойных и кратных систем с компонентами низкой метал-личности остается небольшим. Сказанное выше определяет актуальность ин-терферометрического исследования звезд старого населения Галактики.

Шестиметровый телескоп БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН предоставляет уникальные возможности для изучения кратных

звезд населения II типа в широком диапазоне угловых расстояний и разностей блеска компонентов. Благодаря высокой стабильности оптической передаточной функции массивного главного зеркала БТА позволяет реализовать в интерферометрическом режиме рекордное для наземных телескопов угловое разрешение — до и 0.015" в видимой части спектра (Kraus et al., 2009). В сочетании с новой системой для спекл-интерферометрии звезд на основе EMCCD с предельной квантовой эффективностью (Максимов и др., 2009) на телескопе БТА обеспечивается возможность обнаружения слабых спутников звезд до 14 звездной величины при разнице блеска до 5 величин.

Целями данного исследования являются:

• Определение доли двойных и кратных систем среди старого населения Галактики по выборке 223 близких (^ 250 пк) субкарликов, изученной с применением спекл-интерферометрии, а также с привлечением данных спектральных и визуальных исследований из литературы.

• Оценка распределения орбитальных элементов двойных и кратных звезд гало и толстого диска и сравнение с таковым для карликов тонкого диска.

• Определение физических характеристик компонент двойных и кратных звезд населения II типа.

• Сопоставление полученных результатов с теориями формирования звезд в ранней Галактике и моделями образования старых галактических подсистем.

Научная новизна и практическая ценность работы

• Выполнены однородные спекл-интерферометрические наблюдения 223 близких низкометалличных звезд на 6-м телескопе БТА САО РАН.

• Определена доля двойных и кратных звезд в выборке путем комбинирования результатов спектральных, интерферометрических и визуальных

исследований.

• Впервые построено распределение орбитальных периодов в широком диапазоне для двойных и кратных субкарликов.

• Получено распределение отношения масс компонентов двойных систем населения II типа.

• Впервые определены фундаментальные параметры (массы компонентов, соотношения орбитальных периодов подсистем) низкометалличной квад-рупольной системы G89-14.

Вышеперечисленные результаты позволяют исследовать условия звездообразования в ранней Галактике, а также наложить ограничения на формирование различных галактических структур. Последующий мониторинг обнаруженных двойных и кратных систем позволит уточнить зависимость "масса-светимость" для звезд с низким содержанием металлов.

На защиту выносятся

1. Результаты интерферометрического обзора выборки 223 субкарликов поля F, G и ранних К спектральных классов с металличностью [m/H] < —1, находящихся ближе 250 пк от Солнца, в диапазоне угловых расстояний от 0.03" до 3" и максимальной разностью блеска между компонентами 5 звездных величин. Обнаружение 5 новых двойных систем (G191-55, G114-25, G142-44, G28-43, G130-7), 3 тройных системы (G87-47, G111-38, G190-10) и одной четверной (G89-14).

2. Определение доли двойных и кратных систем среди звезд поля населения II типа на основе спекл-интерферометрического обзора выборки с привлечением результатов спектральных и визуальных измерений. Соотношение одиночных, двойных, тройных и четверных систем для 221 главного компонента выборки составляет 147:64:9:1.

3. Построение распределения периодов и отношения масс компонентов двойных и кратных субкарликов выборки. Распределение периодов асиммет-

рично с максимумом в области Р = 102 — 103 дней, а распределение отношения масс компонентов двойных систем близко к равномерному в диапазоне q ~~ 0.2 — 1.

4. Определение физических характеристик уникальной квадрупольной системы G89-14 с [m/H] = —1.9: масс компонент, соотношения орбитальных периодов подсистем.

5. Полученный на основании сопоставления результатов обзора с данными наблюдений шаровых скоплений вывод о том, что более вероятными механизмами образования звезд гало являются аккреция карликовых галактик и формирование субкарликов гало внутри самой Галактики.

Апробация результатов работы

Результаты диссертации докладывались автором на научных семинарах и конкурсах научных работ CAO РАН, а также были представлены на следующих российских и международных конференциях:

1. "Multiple Stars Across the H-R Diagram", 12-15 July 2005, Garching, Germany.

2. "The Milky Way Halo - Gas and Stars", 29 May - 2 June 2007, Bonn, Germany.

3. "Всероссийская Астрономическая Конференция" (BAK-2007), 17-22 сентября 2007, Казань.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, четырех приложений и списка литературы. Она содержит 144 страницы, 48 рисунков, 11 таблиц. Список литературы насчитывает 119 наименований.

Содержание работы по главам

Во введении обсуждаются актуальность работы, цели и задачи исследования, научная новизна, научная и практическая значимость работы, а также приводится список работ, в которых опубликованы результаты диссертации с указанием личного вклада автора в совместных публикациях.

В первой главе рассмотрены основные характеристики звезд населения II типа. Приведен обзор современного состояния изучения двойных и кратных звезд гало и толстого диска в сравнении с данными, полученными для звезд тонкого диска. В этой же главе представлена выборка 223 субкарликов, находящихся не далее 250 пк от Солнца, отобранных из спектрального каталога звезд с большими собственными движениями (/i ^ 0.2"/год) Carney et al. (1994) по следующим трем критериям:

• металличность [m/H] < — 1,

• склонение Ô > —10°,

• видимая звездная величина ту < 12т.

Отличительной особенностью данной выборки является исследование вошедших в нее звезд визуальным методом (Allen et al., 2000; Zapatero Osorio & Martin, 2004). Рассмотрены возможности изучения двойных и кратных звезд населения II типа методом интерферометрии, заполняющим "пробел" между спектральными и визуальными исследованиями.

Во второй главе рассмотрены основы спекл-интерферометрии и возможности ее применения для изучения кратных систем с низкой металличностью. Турбулентность земной атмосферы сильно ограничивает угловое разрешение крупных оптических телескопов. Одним из методов изучения астрономических объектов с дифракционным разрешением является анализ корот-коэкспозиционных (~0.01 с) изображений, полученных в узких фильтрах — спекл-интерферограмм, спектр мощности которых содержит высокочастотную пространственную информацию (Labeyrie, 1970). Описаны принципы работы спекл-интерферометра, методика и техника спекл-наблюдений звезд

log P (дни)

Рис. 1. Плотность распределения орбитальных периодов для двойных звезд нашей выборки (Population II), интерполированная кубическим сплайном, и для звезд тонкого диска (Population I), аппроксимированная гауссианой (Duquennoy к Mayor, 1991).

гало и толстого диска на БТА. Даны основы редукции спекл-изображений двойных звезд: определение позиционных параметров р и в и разности блеска между компонентами Am.

В третьей главе представлены результаты спекл-интерферометрических наблюдений звезд выборки на 6-м телескопе БТА САО РАН. Близкие спутники наблюдались у 19 звезд, из которых 16 было разделено астрометрическим методом впервые. Нами было обнаружено 9 новых систем: 5 двойных (G191-55, G114-25, G142-44, G28-43, G130-7), 3 тройные (G87-47, Glll-38, G190-10) и одна четверная (G89-14). Приведена таблица с позиционными параметрами р иди разностью блеска Am, а также комментарии к разделенным на индивидуальные компоненты звездам. Детально рассмотрены две уникальные системы высокой кратности, вошедшие в нашу выборку: тройная система G40-14 и четверная G89-14. На основе данных из работы Allen et al. (2000), эволюционных треков (Baraffe et al., 1997) и наших спекл-интерферометрических измерений получены оценки масс компонентов четверной системы: Мд « 0.67М0, Мв и О.24М0, Мс « 0.33MQ, MD и О.22М0 и соотношение периодов в трех

0.25 0.20 0.15

0.10 0.05

0.00

0 0

Рис. 2. Плотность распределение отношения масс компонентов q = М2/М1 для 58 двойных звезд выборки.

подсистемах G89-14, которое составило 0.52 года: 3 ООО лет: 650 ООО лет.

В четвертой главе проведен анализ результатов наблюдений. Определена доля двойных и кратных систем выборки путем комбинирования данных спектральных, спекл-интерферометрических и визуальных наблюдений. Соотношение одиночных, двойных, тройных и четверных систем среди 221 главного компонента выборки составляет 147:64:9:1. Показано (рис. 1), что распределение орбитальных периодов двойных и кратных субкарликов в диапазоне до Р = Ю10 дней асимметрично и имеет максимум в области Р = 102—103 дней, что отличается от распределения, полученного для G-карликов тонкого диска (Duquennoy & Mayor, 1991). Отношение масс компонентов q = М2/М1 в двойных системах выборки звезд населения II типа напоминает равномерное в диапазоне q = 0.2 — 1 (рис. 2) и также отличается от соответствующих распределений для звезд населения I типа, имеющих рост в сторону меньших q. Проведен анализ неучтенных различными методами компонент у звезд выборки. Рассмотрены потоки старых низкометалличных звезд в окрестности Солнца с точки зрения кратности.

В заключении проведено сравнение доли двойных субкарликов в поле и

в шаровых скоплениях, на основании чего показано, что процесс формирования звезд поля гало нашей Галактики путем разрушения шаровых скоплений является маловероятным. Формулируются основные выводы диссертации и приводятся результаты, выносимые на защиту.

В приложении А приведен список 223 субкарликов выборки, для которых на телескопе БТА выполнены спекл-интерферометрические наблюдения.

В приложении В представлены рисунки, иллюстрирующие основные характеристики звезд выборки.

В приложении С приведены звезды выборки, неразрешенные на индивидуальные компоненты спекл-интерферометрическим методом.

В приложении D приведен список широких компонент из каталога WDS (Mason et al., 2001) для субкарликов выборки.

Публикации по теме работы

Основные результаты диссертации изложены в 6 работах.

1. Д.А. Растегаев, Ю.Ю. Балега, Е.В. Малоголовец: "Спекл-интерфероме-трия низкометалличных звезд в окрестности Солнца. I", Астрофизический Бюллетень 62, К'- 3, 251 (2007).

2. И.И. Балега, Ю.Ю. Балега, А.Ф. Максимов, Е.В. Малоголовец, Д.А. Растегаев, З.У. Шхагошева, Г. Вайгельт: "Спекл-интерферометрия близких кратных звезд. IV. Измерения 2004 г. и новые орбиты", Астрофизический Бюллетень 62, № 4, 358 (2007).

3. Д.А. Растегаев, Ю.Ю. Балега, А.Ф. Максимов, Е.В. Малоголовец, В.В. Дьяченко: "Спекл-интерферометрия низкометалличных звезд в окрестности Солнца. II", Астрофизический Бюллетень 63, № 3, 298 (2008).

4. D.A. Rastegaev: "Multiplicity of Population II field stars in the solar vicinity", Astronomische Nachrichten, volume 330 (2009).

5. Д.А. Растегаев: "Самая низкометалличная четверная система субкарликов G89-14", ПАЖ, том 35, № 6 (2009).

6. A.F. Maximov, Y.Y. Balega, I.I. Balega, V.V. Dyachenko, E.V. Malogolovets, D.A.Rastegaev, Z.U. Shkhagosheva: "The EMCCD-based speckle interferometer of the 6 m BTA telescope: performance and results", Astrophysical Bulletin 64, № 2, 150 (2009).

Личный вклад автора

В перечисленных выше совместных работах автору принадлежат:

• В работах [1-3] — участие в наблюдениях.

• В работах [1,3] — обработка всех данных.

• В работе [6] — исследование временной переменности средней неоднородности чувствительности приемника излучения спекл-интерферометра.

Цитируемая литература

Abt Н. A., AJ 135, 722 (2008).

Abt Н. A. and Levi S. G., AJ 74, 908 (1969).

Abt H. A. and Willmarth D. W., ApJ 318, 786 (1987).

Allen C., Poveda A. and Herrera M. A., A&A 356, 529 (2000).

Baraffe I., Chabrier G., Allard F., Hauschildt P. H., A&A 327, 1054 (1997).

Carney B. W., Latham D. W., Laird J. В., Aguilar L. A., AJ 107, 2240 (1994).

Carney B. W., Latham D. W., Laird J. В., Grant С. E., Morse J. A., AJ 122,

3419 (2001).

Crampton D. and Hartwick F. D. A., AJ 77, 590 (1972).

Duquennoy A. and Mayor M., A&A 248, 485 (1991).

Eggen О. J., AJ 112, 1595 (1996).

Eggen О. J., AJ 112, 2661 (1996).

Fischer D. A. and Maxcy G. W., ApJ 396, 178 (1992).

Goldberg D., Mazeh Т., Latham D. W., Stefanik R. P., Carney B. W., Laird J. В., AJ 124, 1132 (2002).

Halbwachs J. L., Mayor M., Udry S., Arenou F., A&A 397, 159 (2003). Kraus S., Weigelt G., Balega Y. Y., Docobo J. A., Hofmann K.-H., et al., A&A, in press (2009).

Labeyrie A., A&A 6, 85, (1970).

Latham D. W., Stefanik R. P., Torres G., Davis R. J., Mazeh Т., et al., AJ 124, 1144 (2002).

Lu P. K., Demarque P., van Altena W., McAlister H., Hartkopf W., AJ 94, 1318 (1987).

А.Ф. Максимов, Ю.Ю. Балега, E.B. Малоголовец, Д.А. Растегаев, В.В. Дьяченко и др., Астрофизический Бюллетень 64, принято к печати (2009). Mason В. D., Wycoff G. L., Hartkopf W. I., Douglass G. G., Worley С. E., AJ 122, 3466 (2001).

Nordström B., Mayor M., Andersen J., et al., AkA 418, 989 (2004).

Preston G. W. and Sneden C., AJ 120, 1014 (2000).

Zapatero Osorio M. R. and Martin E .L., AkA 419, 167 (2004).

Zinnecker H., Köhler R., Jahreiß H., Rev. Mexicana Astron. Astrof. 21, 33 (2004).

Бесплатно

Д.А. Растегаев

Кратность близких звезд гало и толстого диска

Зак. N1820 Уч. изд. л. - 1.0 Тираж 100 Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Введение

1 Звезды населения II типа

1.1. Основные характеристики звезд населения II типа.

1.1.1. Звезды гало.

1.1.2. Звезды толстого диска.

1.2. Двойные и кратные звездные системы населений I и II типа.

1.2.1. Двойные и кратные звезды тонкого диска.

1.2.2. Двойные и кратные звезды гало и толстого диска.

1.3. Возможности интерферометрического исследования кратности низкоме-талличных звезд.

1.4. Выборка субкарликов в окрестности Солнца.

1.4.1. Критерии отбора.

1.4.2. Кинематические свойства отобранных звезд. Положение на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

1.4.3. Гелиоцентрические расстояния звезд выборки.

1.4.4. Полнота объектов выборки.

1.4.5. Выводы.

2 Методика спекл-интерферометрических измерений

2.1. Метод спекл-интерферометрии.

2.2. Методика и техника спекл-наблюдений звезд гало и толстого диска на БТА

2.2.1. Принципы работы спекл-интерферометра.

2.2.2. Калибровка масштаба изображений.

2.3. Спекл-интерферометрия двойных звезд населения II типа.

2.4. Выводы.

3 Интерферометрические исследования выборки звезд населения II типа

3.1. Наблюдения звезд выборки.

3.2. Результаты спекл-интерферометрических наблюдений субкарликов

3.3. Комментарии к разрешенным системам.

3.4. Уникальные системы высокой кратности.

3.4.1. Тройная система С40-14.

3.4.2. Четверная система 089-14.

4 Статистические характеристики двойных и кратных близких субкарликов

4.1. Учет неразрешенных различными методами спутников

4.2. Кратность звезд выборки.

4.3. Двойные и кратные системы выборки на ретроградных орбитах.

4.4. Распределение периодов субкарликов выборки.

4.5. Соотношение масс компонентов двойных систем выборки.

4.6. Звездные потоки с точки зрения кратности

Общая характеристика работы Актуальность темы

Исследование низкометалличных звезд ([Fe/H] < —1) позволяет пролить свет на многие проблемы современной астрофизики, из которых можно выделить производство тяжелых элементов при взрывах сверхновых, функцию распределения металличности звездного гало, первичную функцию масс, природу Большого Взрыва и первичных звезд (население III типа). Важную нишу среди подобных проблем занимают вопросы происхождения и эволюции (химической и динамической) нашей Галактики. Самые старые звезды с массами М ^ 0.8 М© не успели проэволюционировать за время существования Галактики, и содержание химических элементов в их атмосферах отражает состав протозвездного вещества. Дополнительная информация о пространственном движении этих звезд сохраняет возможность восстановления картины формирования Млечного Пути.

Важным способом изучения протозвездного вещества является исследование орбитальных элементов двойных и кратных звездных систем. С момента формирования у одиночной звезды сохраняется всего один параметр — масса. Двойные и кратные системы обладают еще тремя дополнительными сохраняющимися величинами: угловым моментом, эксцентриситетом и отношением масс компонентов. Таким образом, двойные и кратные звезды несут больше информации о процессе звездообразования, чем одиночные, а изучение двойных и кратных низкометалличных систем позволяет наложить ограничения на физические условия в протозвездном веществе в момент зарождения нашей Галактики. Звезды с низким содержанием металлов входят в состав шаровых скоплений и поля Галактики, в котором выявлено наличие так называемых звездных потоков (см., например, Eggen, 1996а, 1996b). Логично предположить, что кратность и орбитальные параметры звезд, входящих в эти потоки, также могут дать дополнительную информацию о природе прародителя потока и его динамической эволюции.

Проблеме кратности звезд уделено много внимания в литературе, однако в основном это касается звезд тонкого диска, которые обладают металлич-ностью, схожей с солнечной (Duquennoy & Mayor, 1991; Fischer & Marcy, 1992; Halbwachs et al., 2003). Низкометалличные звезды являются менее исследованными, поскольку их число, согласно данным каталога Nordström et al. (2004), в окрестности Солнца составляет меньше 1%. Ранние работы, в которых рассматривалась доля спектрально-двойных систем среди звезд населения II типа, говорили о том, что это значение мало по сравнению с аналогичным для звезд населения I типа (Abt & Levi, 1969; Crampton h Hartwick, 1972; Abt к Willmarth, 1987), более поздние (Preston & Sneden, 2000; Goldberg et al., 2002; Latham et al., 2002) — свидетельствуют о неразличимости этих величин (см. также Abt, 2008). Важную роль в исследовании кратности низкометалличных звезд сыграл многолетний спектральный мониторинг около 1 500 близких звезд с большими собственными движениями (Carney et al., 1994, 2001; Goldberg et al., 2002; Latham et al., 2002). Спектральные исследования охватывают системы с относительно короткими орбитальными периодами (Р < 10 лет). Изучение долгопериодических пар с компонентами с общим собственным движением (Zapatero Osorio & Martin, 2004) подтверждает представление о равенстве долей двойных звезд старого и молодого звездных населений (см. также Allen et al., 2000). Между тем "промежуточный" диапазон периодов Р ~ 10 — 1 000 лет, соответствующий орбитальным полуосям а ~ 10 — 100 а.е., доступный исследованию методами адаптивной оптики, спекл-интерферометрии и длиннобазовой интерферометрии, остается на сегодняшний день плохо изученным. Немногочисленные наблюдения звезд населения II типа интерферометрическими методами проводились для наиболее ярких звезд (Lu et al., 1987) и со сравнительно невысоким угловым разрешением (Zinnecker et al., 2004). Несмотря на имеющиеся результаты, число известных двойных и кратных систем с компонентами низкой металличности остается небольшим. Сказанное выше определяет актуальность интерферометрического исследования звезд старого населения Галактики.

Шестиметровый телескоп БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН предоставляет уникальные возможности для изучения кратных звезд населения II типа в широком диапазоне угловых расстояний и разностей блеска компонентов. Благодаря высокой стабильности оптической передаточной функции массивного главного зеркала БТА позволяет реализовать в интерферометрическом режиме рекордное для наземных телескопов угловое разрешение — до « 0.015" в видимой части спектра (Kraus et al., 2009). В сочетании с новой системой для спекл-интерферометрии звезд на основе EMCCD с предельной квантовой эффективностью (Максимов и др., 2009) на телескопе БТА обеспечивается возможность обнаружения слабых спутников звезд до 14 звездной величины при разнице блеска до 5 величин.

Целями данного исследования являются:

• Определение доли двойных и кратных систем среди старого населения Галактики по выборке 223 близких 250 пк) субкарликов, изученной с применением спекл-интерферометрии, а также с привлечением данных спектральных и визуальных исследований из литературы.

• Оценка распределения орбитальных элементов двойных и кратных звезд гало и толстого диска и сравнение с таковым для карликов тонкого диска.

• Определение физических характеристик компонент двойных и кратных звезд населения II типа.

• Сопоставление полученных результатов с теориями формирования звезд в ранней Галактике и моделями образования старых галактических подсистем.

Научная новизна и практическая ценность работы

• Выполнены однородные спекл-интерферометрические наблюдения

223 близких низкометал личных звезд на 6-м телескопе БТА CAO РАН.

• Определена доля двойных и кратных звезд в выборке путем комбинирования результатов спектральных, интерферометрических и визуальных исследований.

• Впервые построено распределение орбитальных периодов в широком диапазоне для двойных и кратных субкарликов.

• Получено распределение отношения масс компонентов двойных систем населения II типа.

• Впервые определены фундаментальные параметры (массы компонентов, соотношения орбитальных периодов подсистем) низкометалличной квадрупольной системы G89-14.

Вышеперечисленные результаты позволяют исследовать условия звездообразования в ранней Галактике, а также наложить ограничения на формирование различных галактических структур. Последующий мониторинг обнаруженных двойных и кратных систем позволит уточнить зависимость "масса-светимость" для звезд с низким содержанием металлов.

На защиту выносятся

1. Результаты интерферометрического обзора выборки 223 субкарликов поля F, G и ранних К спектральных классов с металличностью [m/H] < 1, находящихся ближе 250 пк от Солнца, в диапазоне угловых расстояний от 0.03" до 3" и максимальной разностью блеска между компонентами 5 звездных величин. Обнаружение 5 новых двойных систем (G191-55, Gl 1425, G142-44, G28-43, G130-7), 3 тройных системы (G87-47, Glll-38, G190-10) и одной четверной (G89-14).

2. Определение доли двойных и кратных систем среди звезд поля населения II типа на основе спекл-интерферометрического обзора выборки с привлечением результатов спектральных и визуальных измерений. Соотношение одиночных, двойных, тройных и четверных систем для 221 главного компонента выборки составляет 147:64:9:1.

3. Построение распределения периодов и отношения масс компонентов двойных и кратных субкарликов выборки. Распределение периодов асимметрично с максимумом в области Р = 102 - 103 дней, а распределение отношения масс компонентов двойных систем близко к равномерному в диапазоне q = 0.2 — 1.

4. Определение физических характеристик уникальной квадрупольной системы G89-14 с [m/H] — —1.9: масс компонент, соотношения орбитальных периодов подсистем.

5. Полученный на основании сопоставления результатов обзора с данными наблюдений шаровых скоплений вывод о том, что более вероятными механизмами образования звезд гало являются аккреция карликовых галактик и формирование субкарликов гало внутри самой Галактики.

Апробация результатов работы

Результаты диссертации докладывались автором на научных семинарах и конкурсах научных работ CAO РАН, а также были представлены на следующих российских и международных конференциях:

1. "Multiple Stars Across the H-R Diagram", 12-15 July 2005, Garching, Germany.

2. "The Milky Way Halo - Gas and Stars", 29 May - 2 June 2007, Bonn, Germany.

3. "Всероссийская Астрономическая Конференция" (BAK-2007), 17-22 сентября 2007, Казань.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, четырех приложений и списка литературы. Она содержит 144 страницы, 49 рисунков, 11 таблиц. Список литературы насчитывает 126 наименований.

2.4. Выводы

Приборы и методы спекл-интерферометрии, применяемые на БТА, позволяют проводить наблюдения старых звезд Галактики с дифракционным разрешением в оптическом диапазоне спектра 5500-8000 А объектов до 14-15 звездной величины и разностью блеска до 4.5 — 5 звездных вели

63 чин. Метод обработки спекл-интерферометрических изображений двойных и тройных звезд позволяет получать полную информацию о системе (позиционные параметры компонент р и в, разность блеска Am, истинную четверть позиционного угла) без наблюдения опорных звезд (за исключением систем с разделением компонент на пределе дифракционного разрешения). Используемые нами методы определения параметров орбитального движения компонент в двойных системах (Monet, 1977) позволяют вычислять элементы относительной орбиты: Р — период, Т — момент прохождения периастра, е — эксцентриситет, а — большая полуось, г — наклонение орбиты, Q — позиционный угол восходящего узла, и — долгота периастра. В комбинации с измерениями лучевых скоростей компонент можно построить комбинированную спектрально-астрометрическую орбиту (Tokovinin, 1992b) и, в дополнении к семи вышеуказанным элементам, вычислить полуамплитуды К а, К в и лучевую скорость центра масс системы Vq.

Глава 3

Интерферометрические исследования выборки звезд населения II типа

3.1. Наблюдения звезд выборки

Спекл-интерферометрические наблюдения 223 звезд выборки выполнены на 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН в 2006 и 2007 гг. (Растегаев и др., 2007, 2008). В 2006 году наблюдалось 109 звезд: одна звезда в апреле, 5 объектов в мае, 6 объектов в июне и 97 объектов в декабре. В 2007 году наблюдалось 115 звезд: 53 объекта в марте, 52 объекта в июне-июле и 10 объектов в сентябре. В марте 2007 года мы повторно наблюдали в двух фильтрах обнаруженную нами в декабре 2006 года подсистему четверной звезды G89-14 (Растегаев и др., 2007). В сентябре 2007 года наблюдалось 6 объектов, разделенных на компоненты в июне и июле (G141-47, G142-44, G217-8, G130-7, G190-10, G28-43). Также повторно наблюдались неразделенные объекты G183-9, G24-17, G26-1, G128-11 с целью получения спектров мощностей с большим соотношением сигнал/шум.

До декабря 2006 года наблюдения проводились с помощью системы, описанной в работе Максимова и др. (2003). В качестве детектора в ней использовалась быстродействующая ПЗС-камера на базе матрицы Sony ICX085 форматом 1280x1024 элемента в комбинации с трехкамерным электроннооптическим преобразователем с электростатической фокусировкой. Большая часть наблюдений была проведена с использованием системы (Максимов и др., 2009) на основе EMCCD (ПЗС-матрица с внутренним электронным усилением) форматом 512x512 элементов, имеющей высокую квантовую эффективность и линейность, что позволило обнаруживать объекты с разностью блеска между компонентами Am < 5Ш с дифракционным разрешением 6-м телескопа (0.023" для Л = 550 нм и 0.033" для Л = 800 нм).

Размер поля приемника 4.4" давал возможность обнаруживать вторичные компоненты на удалении до 3" от главной звезды. Спекл-интер-ферограммы регистрировались в пяти фильтрах: 545/30, 550/20, 600/40, 800/110 и 800/100 нм (первое число указывает центральную длину волны пропускания фильтра, второе — полуширину полосы пропускания) с экспозициями от 5 до 20 миллисекунд. Для каждого объекта в отдельном фильтре накапливалось от 500 до 2 000 изображений с короткими экспозициями в зависимости от погодных условий. Наблюдения выполнены при среднем качестве изображений 1.5 — 2".

Калибровка измерений проводилась по так называемым "стандартным" парам — двойным системам, для которых хорошо известны расстояния между компонентами и позиционные углы. В программу наблюдений были включены 11 звезд-"стандартов", позиционные параметры которых по многочисленным визуальным и интерферометрическим измерениям остаются практически неизменными или изменяются линейно. Характерная точность калибровки масштаба изображения и поправки позиционного угла составила «0.3% и «3% соответственно.

Помимо этого, в сентябре 2007 года для калибровки масштаба и позиционного угла мы пользовались непрозрачной маской с парой круглых отверстий, установленной в сходящемся от главного зеркала БТА пучке. Известная геометрия отверстий позволяет по интерференционной картине полос определить в каждом фильтре масштаб изображений и угловую ориентацию камеры. В качестве яркого источника света в этом методе мы использовали звезду Денеб. Точности, достигаемые используемой методикой обработки спекл-интерферограмм, составляют 0.02т для разности блеска, 2 мед для углового расстояния и 0.1° для позиционного угла (Balega et al., 2002).

Полученные спекл-интерферометрические данные обработаны с применением алгоритмов, описанных в Главе 2. Относительные положения и разности блеска двойных звезд были определены по средним спектрам мощности серий спекл-интерферограмм без компенсации передаточной функции спекл-интерферометрии. Для систем с угловым расстоянием между компонентами на пределе дифракционного разрешения параметры передаточной функции определялись по широким двойным звездам, наблюдавшимся при тех же условиях, что и тесные системы.

3.2. Результаты спекл-интерферометрических наблюдений субкарликов

Близкие спутники наблюдались нами у 19 звезд выборки, из которых 15 было разделено астрометрическим методом впервые. Из 19 разделенных компонентов 4 были известны как астрометрические и 6 были обнаружены ранее спектральным методом. Таким образом, мы впервые обнаружили 9 систем: 5 двойных (G191-55, G114-25, G142-44, G28-43, G130-7), 3 тройные системы (G87-47, Glll-38, G190-10) и одну четверную (G89-14).

На рисунке 3.1 показан спектр мощности двойной звезды G63-46 с ме-талличностью [т/Н]=: —1.03 (CLLA: Carney et al., 1994), разделенной нами в марте 2007 года в фильтре 550/20. Разность блеска компонентов системы 0.94 ± 0.02. Автокорреляционная функция G63-46 в фильтре 550/20 показана на рисунке 3.2.

Спектр мощности разделенной нами внутренней подсистемы астромет

Рис. 3.1: Спектр мощности двойной звезды G63-46 в фильтре 550/20. рической тройной звезды BD +19°1185 и автокорреляционная функция внешней подсистемы четверной звезды G89-14 показаны на рисунках 3.3 и 3.4 соответственно.

В табл. 3.1 приведены позиционные параметры и разность блеска между спекл-интерферометрическими компонентами. Для каждой пары приведены: колонка 1 — название объекта (G, BD), колонка 2 — название объекта из другого каталога (HIP, NLTT, BD), колонка 3 — угловое расстояние между компонентами в угловых секундах и его ошибка, колонка 4 — позиционный угол пары в градусах и его ошибка, колонка 5 — разность блеска между компонентами в звездных величинах и ее ошибка, колонка 6 — параметры используемого фильтра Л/АЛ,

Рис. 3.2: Автокорреляционная функция двойной звезды G63-46 в фильтре 550/20. колонка 7 — время наблюдения в долях Бесселианского года. Для спекл-интерферометрической подсистемы тройной звезды G87-47 положение вторичного компонента удалось определить лишь с неопределенностью ±180°. Ее позиционный угол в таблице отмечен *.

Средняя и медианная ошибки измерения углового расстояния между компонентами составляют 0.0065" и 0.005" соответственно. Для позиционного угла средняя и медианная ошибки измерения равны 1.71° и 0.50°. Средняя и медианная ошибки измерения разности блеска между компонентами составляют 0.11т и 0.05т.

Неразрешенные на компоненты объекты перечислены в Приложении С. Для каждого неразрешенного спекл-интерферометрическим методом объекта приведены: колонка 1 — название объекта (G, BD), колонка 2 — параметры используемого фильтра А/АЛ,

Рис. 3.3: Спектр мощности внутренней подсистемы тройной звезды ВБ +19°1185 в фильтре 550/20.

Рис. 3.4: Автокорреляционная функция внешней подсистемы четверной звезды 089-14 в фильтре 800/100. колонка 3 — время наблюдения в долях Бесселианского года. 3.3. Комментарии к разрешенным системам

В данном разделе мы собрали дополнительную информацию о разрешенных звездах. Для некоторых объектов приведены два расстояния, определенные по фотометрическим (CLLA) и тригонометрическим параллаксам (ESA, 1997). Очевидно, расстояние, полученное первым способом, будет заниженным, так как не учитывается светимость дополнительного компонента. С другой стороны, дополнительный компонент также вносит ошибку и в измерения тригонометрического параллакса, особенно в короткопериоди-ческих системах.

G102-20 (05/l40TO09^7 +12°10/41//; HIP 26676): Известная спектрально-двойная SB1 с периодом около 26 лет (Latham et al., 2002). Расстояние « 70 пк (ESA, 1997). Спекл-интерферометрически разделена впервые.

G191-55 (05/l57m28®6 +58°40/49//; BD+580 876; TYC 3762-1904-1): Новая двойная система спектрального класса F8 (Simbad). Расстояние до объекта «93 пк (CLLА).

BD+19° 1185А (06^03m14®9 +19°21/39"; HIP 28671): Спектральный класс объекта GOV (Simbad). Двойственность звезды с р — 223 мед (миллисекунды дуги) была обнаружена Hipparcos. Расстояние d « 42 пк (CLLA) и d « 66 пк (ESA, 1997). Учитывая наличие удаленного компонента [р « 7") BD+190 1185В, система является тройной.

G87-45 (07/l32m58®7 +31°07'00"; TYC 2453-763-1): Звезда спектрального класса G2 (Simbad). Известна как SB2 с периодом 51 день (Latham et al., 1988). В спектре присутствуют признаки третьего компонента (Latham et al., 2002), который мы скорее всего и разделили. Расстояние d « 123 пк (CLLA).

G87-47 (07ь35т34П +35057'11"; HIP 36936): Новая тройная система. Расстояние d « 62 пк (CLLA) и d « 100 пк (ESA, 1997). Известна как

Заключение

В диссертации была рассмотрена выборка 223 субкарликов F, G и ранних К спектральных классов, находящихся не далее 250 пк от Солнца, с металличностью [m/H] < —1 и большими собственными движениями ¡i > 0.2"/год. Звезды составляют около 5% от общего числа объектов подобного типа в исследуемом объеме. Субкарлики наблюдались спектроскопическим (Goldberg et al., 2002; Latham et al., 2002), интерферометриче-ским (Растегаев и др, 2007, 2008) и визуальным методами (Zapatero Osorio к, Martin, 2004). Представленная выборка является наиболее полно изученной с точки зрения кратности в широком диапазоне периодов (орбитальных полуосей) среди звезд поля населения II типа.

В результате наблюдений звезд выборки на БТА мы обнаружили 20 спекл-интерферометрических компонентов (рис. 4.1), из которых 7 были известны как спектральные, а 4 как астрометрические. Впервые обнаружено 9 систем: 5 двойных (G191-55, G114-25, G142-44, G28-43, G130-7), 3 тройные системы (G87-47, Glll-38, G190-10) и одна четверная (G89-14).

Комбинирование результатов исследований различными методами позволило оценить долю систем различной кратности с большими полуосями орбит от долей до десятков тысяч астрономических единиц. Соотношение одиночных, двойных, тройных и четверных систем среди 221 главного компонента выборки составило 147:64:9:1. Доля звезд, входящих в состав двойных и кратных систем превышает половину: fstars = 2Д + ЗГ + 40 „ 51%, j stars S + 2B + 3T + AQ ' где S, В, Т и Q — количество одиночных, двойных, тройных и четверных систем соответственно. Кратность же звезд: В + T + Q ^ systems- S + B + T+Q

Нами проведен анализ неучтенных компонетов с помощью аналитических вычислений для спектральных систем, а также численным методом Монте Карло для астрометрических пар. С учетом необнаруженных различными методами наблюдений спутников fsystems > 45%. Для карликов тонкого диска спектрального класса G аналогичная оценка fsystems > 60% (Duquennoy к Mayor, 1991).

Шесть из семи голубых странников в нашей выборке являются двойными (исключение составляет G245-32), что подтверждает гипотезу о связи феномена данного класса объектов с двойственностью.

Соотношения двойных, тройных и четверных систем (B:T:Q) среди звезд населения I и II типов — 64:9:1 и 40:7:2 (Duquennoy к Mayor, 1991) — статистически неразличимы друг от друга. Это является свидетельством того, что долгоживущие иерархические кратные системы являются универсальным результатом звездообразования, происходившего как в далекую эпоху, в момент формирования нашей Галактики, так и в настоящие дни.

Три разделенные нами двойные системы — G76-21 (HIP 12529), G114-25 (HIP 44111) и G217-8 (HIP 115704) — обладают очень низкими металлич-ностями ([m/H] < — 2). Этому же диапазону металличностей принадлежит тройная система G40-14 (см. табл. 3.3). Всего же в нашей выборке 63 главных компонента с [m/H] < —2 из которых 18 имеют по одному спутнику и один (G40-14) — два компаньона. На сегодняшний день известно незначительное количество систем высокой кратности (N > 2) в очень низко-металличном режиме. Накопление эмпирических данных об этих объектах позволит ответить на вопрос о возможной зависимости распределения орбитальных элементов двойных и кратных систем от металличности.

Для субкарликов на ретроградных галактических орбитах (V < —220 км/с) полученная кратность статистически совпадает с кратностью старых звезд, движущихся по направлению вращения Галактики. Carney et al. (2005а) нашли пониженную долю сильно ретроградных (V < —300 км/с) двойных: 10% ±2% против 28% ±3% для проградной выборки. Небольшая статистика звезд с V < —300 км/с в нашей выборке — 10 одиночных и одна двойная система — подтверждает их выводы.

Нами показано, что распределение орбитальных периодов старых звезд отличается от такового для звезд населения I типа (Duquennoy & Mayor, 1991) как по форме, так и положению максимума (рис. 4.8), делая более вероятным обнаружить двойную звезду населения II типа с периодом сотни дней. Распределение периодов для G, К и М карликов тонкого диска не зависит от спектрального класса и аппроксимируется в полулогарифмической шкале гауссианой с максимумом log Ртах ~ 5 dex (см. рис. 1 в работе Kroupa, 1995). Орбитальные периоды звезд тонкого диска распределены более симметрично, а максимум распределения смещен в стороную больших Р на два порядка по сравнению с населением II типа. Важной особенностью в распределении периодов двойных и кратных субкарликов является отсутствие короткопериодических систем, с периодами меньше 1 дня. Диапазон Р < 10 дней представлен в нашей выборке лишь одной спектральной системой SB2 типа G183-9. Причиной отсутствия старых короткопериодических пар может служить динамическая эволюция систем с малыми орбитальными периодами, которая способна привести к слиянию компонентов и образованию таких феноменов как голубые странники (см., например, Bailyn, 1995). Еще одной важной особенностью в распределении периодов у старых низкометалличных звезд является наличие пар с Р > 109 дней (рис. 4.6, 4.7). Подобные объекты, обладающие малой энергией связи и выжившие в результате динамической эволюции в течение многих миллиардов лет, несут важные сведения о распределении плотности вещества в нашей Галактике. Диапазоны орбитальных периодов для субкарликов и карликов тонкого диска примерно равны, если не считать отсутствие короткоперио-дических старых систем, и составляют по меньшей мере 10 порядков. Такой широкий разброс периодов невозможно объяснить лишь динамической эволюцией и формируется он на самых ранних этапах образования звездных систем в ядрах молекулярных облаков (см., например, Kroupa & Burkert, 2001). Наши данные свидетельствуют, что за миллиарды лет динамической эволюции ширина диапазона возможных орбитальных периодов двойных и кратных звездных систем не уменьшается. Меняется лишь форма распределения периодов. Объяснение различия распределения периодов звезд разных населений требует теоретических исследований, а также дальнейшего накопления наблюдательного материала.

Отношение масс компонентов q = М2/М1 в двойных системах мы определяли для комбинированной выборки спектральных (SB1 и SB2) и астро-метрических пар. В случае астрометрических систем для вычисления q мы использовали эволюционные треки Baraffe et al. (1997). Для SB2 систем q определяется непосредственно из наблюдений. У SB1 пар остается неизвестным угол наклона плоскости орбиты к картинной плоскости, входящий в функцию масс, который мы моделировали методом максимального правдоподобия. Максимум составленной функции правдоподобия находился методом Ричардсона-Люси (Lucy, 1974; Cerf & Boffin, 1994). Для компонентов звездной природы (диапазон q = 0.2 — 1) распределение отношения масс в двойных системах, полученное в данной работе (рис. 4.10), напоминает равномерное, но также не противоречит и бимодальному распределению, полученному Голдбергом и др. (2003) для спектрально-двойных звезд поля гало. Наше распределение отличается от распределения q для двойных звезд населения I типа, полученного Дюкенуа и Майором (Duquennoy & Mayor,

1991), тем, что не имеет роста в сторону меньших значений q (см. рис. 10 в работе Duquennoy & Mayor, 1991). Аналогичное отсутствие роста для своей подвыборки спектрально-двойных звезд гало Goldberg et al. (2003) объясняют возможным различием в условиях звездообразования старых и молодых звездных систем. В частности, зависимостью потери углового момента и/или эффективности охлаждения ядер молекулярных облаков от металличности, что может привести к формированию различных двойных систем. Нами же предполагается, что возможным объяснением отсутствия роста кривой распределения в сторону меньших значений q является динамическая эволюция, которая может приводить, например, к поглощению маломассивных спутников (см., например, Massarotti et al., 2008), что подтверждается отсутствием короткопериодических пар субкарликов, и/или диссоциации таких систем. На форму кривой распределения могут влиять как статистические отклонения, связанные с количеством рассматриваемых объектов, так и ошибки вносимые моделированием угла наклона плоскости орбиты SB1 системы к картинной плоскости.

За пределами нашего внимания остались компоненты субзвездных масс — коричневые карлики и планеты. Современные работы (см., например, Fischer & Valenti, 2005) свидетельствуют о существовании корреляции между металличностью звезды и наличием у нее планет, подтверждая гипотезу о снижении частоты встречаемости планет с понижением металличности главной звезды. В каталоге Шнайдера известных звезд с планетами (http://exoplanet.eu) на момент написания статьи нет ни одной звезды с металличностью [Fe/H] < —1. Некоторые современные исследователи заявляют о том, что коричневые карлики и некоторые наименее массивные звезды (а возможно и планеты?) составляют обособленную популяцию со своими кинематическими свойствами и кратностью (см, например, Kroupa et al, 2003). Не исключено, что низкометалличный режим может оказывать влияние на формирование этой популяции. Вполне возможно, что звезды поля населения II типа вовсе не содержат коричневые карлики и планеты в качестве компаньонов (однако, см. Lutz et al., 2009). Еще одним актуальным в связи с этим является вопрос о наличии субзвездных компонентов в системах высокой кратности (N > 2) у звезд гало и толстого диска.

Найденная в работе доля двойных и кратных систем среди звезд населения II типа не противоречит предположению о незначительном влиянии химического состава протозвездного газопылевого облака на процесс звездообразования (однако этот вопрос остается открытым и, вполне возможно, обилие химических элементов усиливает свое влияние в режиме субзвездных масс). Это свидетельствует о том, что звезды гало также формировались в результате фрагментации ядер молекулярных облаков, как и звезды, формирующиеся в современную эпоху.

Доля двойных и кратных низкометалличных звезд налагает ограничения и на процесс образования звездного гало нашей Галактики. Можно выделить два глобальных сценария формирования звездного гало Млечного Пути, не вдаваясь в различные детали реализации каждого из них (более подробно на эту тему см. Majewski, 1993):

• Значительная часть звезд гало родилась в шаровых скоплениях или карликовых галактиках, которые были затем аккрецированы и разрушены в гравитационном потенциале Млечного Пути (см., например, Bell et al., 2008).

• Звезды гало генетически связаны с нашей Галактикой. Результатом, наблюдаемой и в настоящие дни, аккреции шаровых скоплений и карликовых галактик (Ibata et al., 1995) является лишь небольшая часть звезд гало. Видимые же кинематические структуры в звездном гало (Helmi et al., 1999; Bell et al., 2008) — следствие неоднородностей гравитационного потенциала Галактики и проявление различного рода резонансов.

Любой сценарий образования звездного гало Галактики должен налагать ограничения, помимо химического состава и кинематических свойств, на количество двойных и кратных систем и их характеристики (распределение орбитальных периодов, отношение масс компонентов, эксцентриситеты и тд.). В частности большая доля двойных и кратных звезд указывает на то, что формирование звезд поля гало путем разрушения шаровых скоплений маловероятно, поскольку в шаровых скоплениях относительное число двойных систем (Sollima et al., 2007) меньше наблюдаемого у низкометал-личных звезд поля. В настоящее время неясно, что происходит с относительным количеством двойных в результате динамической эволюции шаровых скоплений (Ivanova et al., 2005; Hurley et al., 2007; Sollima, 2008), поэтому полностью исключать сценарий формирования гало субкарликов путем диссоциации шаровых скоплений нельзя.

Вопрос о различии звездных потоков с точки зрения двойных и кратных систем требует дальнейшего накопления наблюдательных данных и на сегодняшний день далек от решения. Наши данные не противоречат предположению о равенстве долей двойных и кратных звезд в различных потоках, а также гипотезе о динамическом происхождении потоков (см., например, Famaey et al., 2008).

Часть обнаруженных спекл-интерферометрических пар с относительно небольшими периодами пригодна для мониторинга с целью построения орбит и определения масс низкометалличных звезд, необходимых для калибровки зависимости масса-светимость. Такие исследования успешно выполняются на телескопе БТА в течение последних 20 лет (см., например, Балега и др., 2007). С точки зрения проверки теории динамической эволюции интерес представляют системы высокой кратности, найденные среди старых низкометалличных звезд.

Автор выражает благодарность своему научному руководителю Ю. Ю. Ба-леге за постановку задачи, ценные советы и интерес, проявленный в ходе выполнения работы, всем сотрудникам группы методов астрономии вы

1. Н.Ш. Кремер, Теория вероятностей и математическая статистика, Москва, "Юнити" (2007).

2. П. Куто, Наблюдения визуально-двойных звезд, Москва, "Мир" (1981).

3. А.Ф. Максимов, Ю.Ю. Балега, У. Бекман, Г. Вайгельт, Е.А. Плужник, Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв. 56, 102 (2003).

4. A.Ф. Максимов, Ю.Ю. Балега, Е.В. Малоголовец, Д.А. Растегаев, В.В. Дьяченко и др., Астрофизический Бюллетень 64, принято к печати (2009).

5. Д.А. Растегаев, Ю.Ю. Балега, Е.В. Малоголовец, Астрофизический Бюллетень 62, 251 (2007).

6. Д.А. Растегаев, Ю.Ю. Балега, А.Ф. Максимов, и др., Астрофизический Бюллетень 63, 298 (2008).

7. B. Страйжис, Звезды с дефицитом металлов, Вильнюс, "Мокслас" (1982). Abt Н. A., AJ 135, 722 (2008).

8. Abt Н. A. and Levi S. G., AJ 74, 908 (1969).

9. Abt H. A. and Willmarth D. W., ApJ 318, 786 (1987).

10. Allen C., Poveda A. and Herrera M. A., A&A 356, 529 (2000).

11. Allen C. and Santillan A., Rev. Mexicana Astron. Astrof. 22, 255 (1991).

12. Aoki W., Frebel A., Christlieb N., et al., ApJ 639, 897 (2005).

13. Arifyanto M. I., Fuchs В., Jahreiss H., Wielen R., A&A 433, 911 (2005).

14. Bailyn C. D., Annu. Rev. Astron. Astrophys. 33, 133 (1995).

15. В alega I. I., Balega Y. Y., Hofmann K.-H., et al., A&A 385, 87 (2002).

16. Baraffe I., Chabrier G., Allard F., Hauschildt P. H., A&A 327, 1054 (1997).

17. Beers Т. С. and Sommer-Larsen J., ApJS 96, 175 (1995).

18. Bell E. F., Zucker D. B., Belokurov V., et al., ApJ 680, 295 (2008).

19. Bensby T., Oey M. S., Feltzing S., Gustafsson B., ApJ 655, L89 (2007).

20. Binney J. and Tremaine S., Galactic Dynamics: Second Edition, Princeton University Press (2008).

21. Brown W. R., Beers T. C., Wilhelm R., et al., AJ 135, 564 (2008). Bruck Y. M. and Sodin L. G., A&A 87, 188 (1979). Bullock J. S. and Johnston K. V., ApJ 635, 931 (2005). Burstein D., ApJ 234, 829 (1979)

22. Cabrera-Lavers A., Garzon F., Hammersley P. L., A&A 433, 173 (2005).

23. Carney B. W., Aguilar L., Latham D. W., Laird J. B., AJ 99, 201 (1990).

24. Carney B. W. and Latham D. W., AJ 92, 116 (1987).

25. Carney B. W., Latham D. W., Laird J. B., AJ 129, 466 (2005b).

26. Carney B. W., Latham D. W., Laird J. B., Aguilar L. A., AJ 107, 2240 (1994) (CLLA).

27. Carney B. W., Latham D. W., Laird J. B., Grant C. E., Morse J. A., AJ 122, 3419 (2001).

28. Carney B. W., Aguilar L. A., Latham D. W., et al., AJ 129, 1886 (2005a). Carollo D., Beers T. C., Lee Y. S., Chiba M., Norris J. E., et al., Nature 450, 1020 (2007).

29. Cerf N. and Boffin H. M. J., InvPr 10, 533 (1994).

30. Chabrier G., PASP 115, 763 (2003).

31. Chiba M. and Beers T. C., AJ 119, 2843 (2000).

32. Chiba M. and Yoshii Y., AJ 115, 168 (1998).

33. Crampton D. and Hartwick F. D. A., AJ 77, 590 (1972).

34. Dainty J. C., MNRAS 169, 631 (1974).

35. Dehnen W. and Binney J. J., MNRAS 298, 387 (1998).

36. Dinescu D. I., Girard T. M, van Altena W. F., AJ 117, 1792 (1999). Duquennoy A. and Mayor M., A&A 248, 485 (1991). Eggen 0. J., AJ 112, 1595 (1996). Eggen 0. J., AJ 112, 2661 (1996).

37. Eggen 0. J., Lynden-Bell D., Sandage A. R., ApJ 136 748 (1962).

38. The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA SP-1200 (1997).

39. Famaey B., Pont F., Luri X., Udry S., Mayor M., Jorissen A., A&A 461, 9572007).

40. Famaey B., Siebert A., Jorissen A., A&A 483, 453 (2008).

41. Fehlberg E., NASA TR R-381 (1972).

42. Fischer D. A. and Marcy G. W., ApJ 396, 178 (1992).

43. Fischer D. A. and Valenti J., ApJ 622, 1102 (2005).

44. Fried D. L., J. Opt. Soc. Am. 56, 1372 (1966).

45. Fuchs B. and Jahreiß H., A&A 329, 81 (1998).

46. Giclas H. L., Burnham Jr. R., Thomas H. G., Lowell Proper Motion Survey, Northern Hemisphere (Lowell Observatory, Flagstaff) (1971).

47. Giclas H. L., Burnham Jr. R., Thomas H. G., Lowell Obs. Bull. No 164 (1978).

48. Gilmore G. and Reid N., MNRAS 202, 1025 (1983).

49. Gilmore G., Wyse R. F. G., Kuijken K., Annu. Rev. Astron. Astrophys. 27, 555 (1989).

50. Goldberg D., Mazeh T., Latham D. W., ApJ 591, 397 (2003).

51. Goldberg D., Mazeh T., Latham D. W., Stefanik R. P., Carney B. W., Laird J. B., AJ 124, 1132 (2002).

52. Goodman G. W. and Belsher J. F., Proc. SPIE 75, 141 (1976). Grundahl F., VandenBerg D. A., Andersen M. I., ApJ 500, L179 (1998). Hartkopf W. I., Mason B. D., and Rafferty T., (in preparation).

53. Korff D., J. Opt. Soc. Am. 63, 971 (1973).

54. Kouwenhoven M. B. N., Brown A. G. A., Portegies Zwart S. F., Kaper L., A&A 474, 77 (2007).

55. Kraus S., Weigelt G., Balega Y. Y., Docobo J. A., Hofmann K.-H., et al., A&A, in press (2009).

56. Kroupa P., MNRAS 277, 1491 (1995). Kroupa P., Science 295, 82 (2002).

57. P. K., Démarqué P., van Altena W., McAlister H., Hartkopf W., AJ 94, 1318 (1987).1.cy L. B., AJ 79, 745 (1974).1.tz R., Schuh S., Silvotti R. et al., A&A 496, 469 (2009).

58. Majewski S. R., Annu. Rev. Astron. Astrophys. 31, 575 (1993).

59. Mason B. D., Wycoff G. L., Hartkopf W. I., Douglass G. G., Worley C. E., AJ 122, 3466 (2001).

60. Monet D. G., Levine S. E., Canzian B., et al., AJ 125, 984 (2003). Morrison H. L., AJ 106, 578 (1993).

61. Morrison H. L., Flynn C., Freeman K. C., AJ 100, 1191 (1990).

62. Nissen P. E. and Schuster W. J., A&A 326, 751 (1997).

63. Nordstrom B., Mayor M., Andersen J., et al., A&A 418, 989 (2004).

64. Norris J., ApJS 61, 667 (1986).

65. Nurmi P. and Boffin H. M. J., A&A 408, 803 (2003).

66. Pluzhnik E. A., A&A 431, 587 (2005).

67. Pourbaix D., Tokovinin A. A., Batten A. H., et al., A&A 424, 727 (2004). Preston G. W. and Sneden C., AJ 120, 1014 (2000).

68. Rey S.-C., Yoon S.-J., Lee Y.-W., Chaboyer B., Sarajedini A., AJ 122, 3219 (2001).

69. Richichi A. and Percheron I., A&A 386, 492 (2002). Ryan S. G and Norris J. E., AJ 101, 1865 (1991).

70. Schuster W. J., Moitinho A., Márquez A., et al., A&A 445, 939 (2006). Searle L. and Zinn R., ApJ 225, 357 (1978).

71. Siegel M. H., Majewski S. R., Reid I. N., Thompson I. B., ApJ 578, 151 (2002). Sollima A., MNRAS 388, 307 (2008).

72. Sollima A., Beccari G., Ferraro F. R., Fusi Pecci F., Sarajedini A., MNRAS 380, 781 (2007).

73. Spite M. and Spite F., Annu. Rev. Astron. Astrophys. 23, 225 (1985).

74. Tokovinin A. A., in: Mayor M., Duquennoy A. (eds.), Binary stars as tracers ofstellar formation, Cambridge Univ. Press, p. 230. (1992).

75. Tokovinin A. A., in: McAlister H.A., Hartkopf W.I. (eds.), Complementary

76. Approaches to Double and Multiple Star Research, ASP Conf. Ser., 32, 5731992).

77. Tokovinin A. A., A&AS 124, 75 (1997).

78. VandenBerg D. A. and Bell R. A., ApJS 58, 561 (1985).

79. Veltz L., Bienayme O., Freeman K. C., et al., A&A 480, 753 (2008).

80. Walker J. G., Opt. Acta 28, 735 (1981).

81. Weinberg M. D., Shapiro S. L., Wasserman I., ApJ 312, 367 (1987).

82. Wyse R. F. G. and Gilmore G., Resolved Stellar Populations, ASP Conference proceedings, eds.: D. Valls-Gabaud and M. Chavez (2005).

83. Zapatero Osorio M. R. and Martin E .L., A&A 419, 167 (2004).

84. Zinnecker H., Köhler R., Jahreiß H., Rev. Mexicana Astron. Astrof. 21, 332004).http://simbad.u-strasbg.fr/simbad / sim-fid