Numeriska simulationer av galaktiska banor för höghastighetsstjärnor
Karl Svensson
Institutionen för astronomi Lunds universitet
Vår galax Vintergatan består utav mer än 10 miljarder stjärnor. De flesta av dessa bildar en tillplattad disk som roterar runt centrum av galaxen. Solen befinner sig ungefär 8 kpc från centrum och roterar med en cirkulär hastighet av 220 km/s, liksom de flesta stjärnor gör oberoende av sitt avstånd från galaxcentrum. Galaxen har alltså vad man kallar en plan rotationskurva. Stjärnor som avviker kraftigt från rotationskurvan och har oväntat höga hastigheter utgör en stor fråga för astronomer, varför har de högre hastigheter? hur har de bildats? och var kommer de ifrån? För att komplicera saken ännu mer så är inte allt som tycks röra sig hastigt, verkligen hastigt. När astronomer observerar en stjärna mäts dels dess radialhastighet, dvs hur den rör sig i vår synlinje. Dels så mäts egenrörelsen; hur stor vinkel stjärnan rör sig under en viss tid. För att översätta denna storheten till verklig hastighet måste man veta avståndet till stjärnan, litet avstånd betyder att en stor egenrörelse egentligen bara är en liten verklig hastighet. Mitt forskningsprojekt har bestått av att undersöka hur två typer av höghastighetsstjärnor har rört sig i galaxen, och på så få kännedom om hur de uppstått.
Objekten vi har undersökt är dels en vit dvärg med både mycket hög hastighet och extremt låg massa, och dels en grupp stjärnor som har slungats ut från galaxens centrum av det supermassiva svarta hålet Sgr A*. Genom att beräkna hur den vita dvärgen har rört sig galaxen sedan den föddes kan vi kvantifiera hur den har accelererats. Innan den blev till en vit dvärg antar vi att den föddes som en dubbelstjärna, alltså två stjärnor gravitationellt bundna till varandra. Utvecklingen av dubbelstjärnan kan mycket kortfattat beskrivas såhär: När den massiva komponenten exploderar som en supernova, den extremt kraftfulla slutfasen för massiva stjärnor, kommer hela systemet att ges ett hastighetstillskott, detta kan förklara varför den idag har en hastighet på över 400 km/s, även om hastighetstillskottet inte var lika stort. När den mindre komponenten närmar sig slutfasen på sitt liv kommer neutronstjärnan, som är kvar efter supernovan, att dra till sig stor del av dess kropp och kasta ut den i rymden, kvar är en vit dvärg som har mycket lägre massa, och högre hastighet än nästan alla andra stjärnor av samma typ. Galaxens centrum är hem åt ett supermassivt svart hål med en massa 3.5 millioner gånger större en solens. Eftersom galaxcentrum är trångt jämfört med stjärntätheten kring solen, kommer stjärnor ibland för nära det svarta hålet. Om det är en dubbelstjärna kan det hända att en komplicerad 3­kroppars växelverkan att sker, resultatet blir att en av komponenterna blir kraftigt bundet till det svarta hålet medan dess kamrat kastas ut med en hastighet som kan vara flera tusen kilometer per sekund. Vi har undersökt en undergrupp av dessa höghastighetsstjärnor som har relativt låga hastigheter. Genom att beräkna ett stort antal möjliga banor har vi kunnat ta reda på vilken bana, och således den exakta hastigheten idag, som stämmer överens med att stjärnan kommer från galaxens centrum. Resultaten visar att flera av höghastighetsstjärnorna från galaxens centrum kan vara bundna till galaxen, i kontrast till tidigare hypoteser om att de alla rör sig med så höga hastigheter att de är helt obundna till galaxen.
Numerical simulations of galactic trajectories for high-velocity
stars
Karl Svensson
Lund Observatory
Lund University
June 29, 2007
Abstract
Most stars in the galaxy have regular and predictable velocities, orbiting the galaxy at 220 km/s. Therefore,
discoveries of stars with anomalous high velocities have puzzled the astronomical community for years.
In this investigation we consider two types of high-velocity stars.
First we consider the high-velocity and low-mass white dwarf LP 400-22, which is a helium white dwarf
with a mass of 0.17M⊙ and a tangential velocity of 414km/s. The identical mass of another star, J0917+46
is striking, therefore a similar formation scenario is very likely. The dynamical state of the white dwarfs is
investigated by means of their galactic trajectories. In order to do this, we have used numerical simulations
to calculate trajectories for a large sample of possible initial conditions based on observational uncertainties.
Assuming that the progenitor belonged to the disc population we determine the required kicks to put LP40022 and J0917+46 on their current orbits. Because of the low mass, evolution from main-sequence to white
dwarf as a single star is excluded: the main-sequence lifetime for the progenitor of a 0.17M⊙ white dwarf
is substantially greater than the age of the Galaxy. White dwarfs less massive than this are referred to as
low-mass white dwarfs, LP400-22 and J0917+46 being excellent examples.
The evolutionary scenarios we discuss here prescribe a binary system as the progenitor; the low mass
is achieved by stripping the hydrogen envelope of a partially evolved low-mass star, and the kick by the
supernova explosion of its massive companion.
Secondly, the nature of hypervelocity stars ejected from the galactic centre on bound orbits is investigated. We describe a method of using a trajectory integrator to determine the full space velocities of
hypervelocity stars even if only the radial velocity component is known. We use this to calculate the velocities of 11 suspected bound hypervelocity stars and confirm for the first time without doubt the existence
of such population.
The determination of stellar trajectories in the galaxy requires integration of the equations of motion
in a model galactic potential. To accommodate this we have developed Galtraj, a computer code that
numerically integrates the equations of motion in a model of the galactic potential, given the star’s position
and velocity as initial conditions.
1
