什么是速度椭球分布

恒星剩余速度的分布规律。恒星的本动速度不是完全没有规则的。1904年卡普坦在确定太阳运动的向点时，发现除太阳运动引起的视差动外，还存在着彼此相背而行的两大星流，它们的运动方向与太阳的运动方向之间有一固定夹角。1907年K.史瓦西提出，星流只是一种表面现象，实际上沿给定坐标系三条轴线运动的恒星数目、平均速度、速度弥散度均不相同，因而以速度为坐标变量画出的星数相等的曲面是一些三轴椭球，其轴长之比等于沿各该轴恒星运动的速度弥散度之比，比值约为8:5:4。椭球长轴的主方向──向点的坐标约为赤经18h5m)，赤纬-17°5(1950.0)。速度椭球分布的本质是:恒星的剩余速度遵从各向异性的正态分布。

不同类型恒星的运动差别颇大。主序星、中晚型巨星和经典造父变星属于星族Ⅰ，其速度弥散度较小，由此定出的太阳运动也较正常。由星族Ⅱ的恒星求得的太阳运动速度很大，向点由武仙座移到仙王座，恒星运动的速度弥散度也很大。星族Ⅰ的恒星位于银道面内，绕银心公转，轨道近于正圆；星族Ⅱ的恒星也绕银心公转，而轨道则为偏心率很大的椭圆，各处速度差异很大；所以前者弥散度小而后者弥散度大。另外，由于星族Ⅰ的恒星绕银河系的转动速度比星族Ⅱ的恒星大得多，而太阳属于星族Ⅰ，所以由星族Ⅱ求得的太阳运动与由星族Ⅰ求得的很不一致。