Исследование кинематики Галактики по молодым подсистемам тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.01 ВАК РФ

На правах рукописи

Степанищев Александр Сергеевич

ИССЛЕДОВАНИЕ КИНЕМАТИКИ ГАЛАКТИКИ ПО МОЛОДЫМ ПОДСИСТЕМАМ

01.03.01 - Астрометрия и небесная механика

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

о 3 АПР 2014

Санкт-Петербург - 2014

005546812

005546812

Работа выполнена в Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук,

Бобылев Вадим Вадимович

Официальные оппоненты:

Мельник Анна Маратовна, доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник отдела изучения Галактики и переменных звёзд Государственного астрономического института имени П.К. Штернберга Федерального государственного образовательного учреждения высшего профессионального образования «Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова»;

Локтин Александр Васильевич, кандидат физико-математических наук, заведующий отделом звёздной астрономии Коуровской астрономической обсерватории Уральского Федерального университета им. Б.Н. Ельцина

Ведущая организация:

Южный Федеральный Университет (г. Ростов-на-Дону)

Защита диссертации состоится 25 апреля 2014г. в 11 час. 00 мин. на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук (ГАО РАН) по адресу: 196140, г. Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН

Автореферат разослан 25 марта 2014 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета

Милецкий Евгений Викторович

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы

Изучение кинематики звёзд околосолнечной окрестности и кривой галактического вращения необходимо для построения динамических моделей Галактики. Первые данные о кривой вращения были получены ещё в середине XX века. Было установлено, что скорость вращения не спадает по кеплеровскому закону при увеличении радиуса, а остаётся постоянной, или даже возрастает вплоть до того расстояния, на котором ещё возможны наблюдения, что приводит к известной проблеме скрытой массы, т.е. вещества, которое взаимодействует с барионной материей только посредством гравитации. Теория скрытой массы наиболее общепринята для объяснения этого явления, хотя выдвигаются и альтернативные, например, модификация закона Ньютона. Как видно, проблема достаточно старая и разработанная, но со временем накапливается наблюдательный материал, появляются более точные данные, поэтому работа по обработке нового материала по уточнению кривой вращения и локальных кинематических параметров остаётся актуальной.

Из проблем, рассматриваемых в данной работе, наиболее интересной является задача определения формы спирального узора, по этой теме в литературе предлагается множество различных моделей. Но однозначного ответа на вопрос, сколько рукавов в Галактике и какова их форма, пока нет. Поэтому, обработка новых астрометрических данных о молодых объектах диска представляет большой интерес.

В настоящее время появилась возможность кинематического анализа нового класса объектов, а именно, галактических источников мазерного излучения (метанольные, гидроксильные, водяные и др. мазеры). Они связаны как с массивными, так и с маломассивными протозвёздами,

ч

имеющими протяжённые газо-пылевые оболочки. Для ряда таких объектов на сегодня опубликованы высокоточные измерения тригонометрических параллаксов, собственные движения и лучевые скорости, полученные различными наблюдательными группами методами РСДБ. Эти наблюдения позволяют изучать их распределение на плоскости Галактики и кинематику.

Цели работы

1. Определение кинематических параметров звёзд околосолнечной окрестности.

2. Построение кривой вращения Галактики по молодым объектам различных типов: водородные облака, рассеянные звёздные скопления (РЗС), зоны НИ, источники мазерного излучения, связанные с областями активного звездообразования.

3. Оценка параметров спирального узора Галактики.

4. Исследование влияния спирального узора на кинематику: спектральный анализ отклонений тангенциальных скоростей от гладкой кривой вращения и анализ галактоцентрических радиальных скоростей звёзд.

5. Оценка распределения масс компонент Галактики по кривой вращения, декомпозиция на составляющие балдж, гало, диск.

Научная и практическая значимость работы

Параметры кривой галактического вращения и другие кинематические параметры могут быть использованы для построения моделей Галактики и оценки скрытой массы. Полученные значения параметров спирального узора могут использоваться для построения моделей его формирования и поддержания.

Найденные поправки за эффект Лутца-Келкера для мазеров могут быть использованы для уточнения принадлежности мазеров к конкретным спиральным рукавам, что актуально для внутренних областей Галактики, где межрукавные расстояния меньше, а ошибки параллаксов больше.

Методы, применяемые в диссертации, могут быть использованы в будущем при обработке данных космического проекта GAIA.

Научная новизна

I. Новизна работы заключается в использовании новейших измерений тригонометрических параллаксов и собственных движений мазеров, выполненных радиоинтерферометрическими методами. По этим данным 1)получена новая кривая вращения Галактики со следующими параметрами: а>0 =-30.62 ±0.72 км/с/кпк, си0 =4.457±0.134 км/с/кпк2, a>¡ =-0.889±0.064 км/с/кпк3.

2)получена новая оценка угла закрутки спирального узора: i = -5.6° для двухрукавной модели и /=-10.3° для четырехрукавной модели;

3) впервые получены и проанализированы поправки за эффект Лутца-Келкера к параллаксам галактических мазеров. Показано, что имеется

ощутимое влияние на оценку угловой скорости вращения Галактики Шо.

II. Произведена обработка нового каталога звёзд сгущения красных гигантов, составленного Гончаровым Г.А. (2008), содержащего почти 100 000 звёзд. Получены новые значения параметров модели Огородникова-Милна, исследовано поведение остаточных скоростей звёзд в зависимости от значения галактической координаты Z.

III. Разработан новый подход для оценки распределения масс компонент Галактики по кривой вращения, а также декомпозиции на составляющие в балдже, гало и диске.

На защиту выносятся:

1. Аналитические выражения для кривой вращения Галактики по молодым объектам двух групп: (1) облака нейтрального водорода, области звездообразования и молодые рассеянные звёздные скопления (РЗС) и (2) мазерные источники, представленные в виде разложения угловой скорости в ряд Тейлора по степеням (R-Ro), где R -расстояние до центра Галактики, Ro - галактоцентрическое расстояние Солнца.

2. Спектральный анализ отклонений скоростей отдельных объектов от гладкой кривой вращения, а также радиальных скоростей молодых РЗС. Его результатом является амплитуда отклонений скоростей, вызванных спиральной волной плотности, длина волны этих колебаний и значение радиальной фазы Солнца в волне плотности.

3. Оценка параметров спирального узора по распределению положений мазеров на галактической плоскости.

4. Параметры эллипсоида скоростей и модели Огородникова-Милна для выборки почти 100 тысяч звёзд сгущения красных гигантов Tycho-2.

5. Оценка распределения масс компонент Галактики по кривой вращения, декомпозиция на составляющие балдж, гало и диск.

Апробация работы

Основные результаты, полученные в диссертации, докладывались на семинарах ГАО РАН и НИАИ СПбГУ, а также ряде всероссийских и международных конференций:

1. I, II и III Пулковская молодёжная конференция (ГАО РАН, 2008, 2009 и 2010 гг.);

2. Всероссийская астрометрическая конференция «Пулково-2009», Санкт-Петербург, 2009;

3. Международная конференция «B.V. Kukarkin Centenary Conference: Variable Stars, the Galactic Halo and Galaxy Formation», Звенигород, 2009;

4. Международная конференция «Dynamics and evolution of disk galaxies», Пущино, 2010;

5. Международная конференция «Ultraviolet Uni verse», Санкт-Петербург, 2010;

6. Всероссийская астрономическая конференция «ВАК-2010», Нижний Архыз, 2010;

7. Международная конференция «Galaxies: origin, evolution,, dynamics», Сочи, 2012;

8. Всероссийская астрономическая конференция «Пулково-2012», Санкт-Петербург, 2012

Также, результаты опубликованы в 5 научных работах, среди которых

4 публикации в журналах из списка ВАК (Письма в астрономический

журнал).

1. Бобылев В.В., Байкова А.Т., Степанищев A.C. Кривая вращения Галактики и влияние волн плотности по данным о молодых объектах // Письма в Астрон. Журн. - 2008,- Т.34 - №8. - С.570-584.

2. Бобылев В.В., Степанищев A.C., Байкова А.Т., Гончаров Г.А., Кинематика звёзд Tycho-2, принадлежащих сгущению красных гигантов // Письма в Астрон. Журн. - 2009.- Т.35 - №12. - С.920-933.

3. Степанищев A.C., Бобылев В.В., Кривая вращения Галактики по пространственным скоростям избранных мазеров // Письма в Астрон. Журн. - 2011,- Т.37 - №4. - С.281-293.

4. Степанищев A.C., Бобылев В.В., Поправки за эффект Лутца-Келкера для галактических мазеров // Письма в Астрон. Журн. - 2013 - Т.39 -№3.-С.211-218.

5. Степанищев A.C., Оценка K-Эффекта по радиальным скоростям

рассеянных звёздных скоплений // Известия ГАО- 2009. — №219. -

С.289-295.

Личный вклад автора

В работах по определению кривой вращения Галактики и по кинематике звёзд сгущения красных гигантов автором выполнены численные расчёты. В работе по исследованию кинематики мазеров проведены численные расчёты, а также поставлена задача о параметрах спирального узора. Задача подбора распределения масс по кривой вращения выполнена автором полностью. В написании текста статей принимал равное участие с соавторами.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, 4 глав, заключения и списка литературы. Общий объем диссертации составляет 121 страницу, включая 29 рисунков, 11 таблиц и список литературы из 102 наименований.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении определены основные задачи диссертационной работы, актуальность и новизна выбранной темы исследований.

В первой главе представлены общие сведения о нашей Галактике и выделены те проблемы, которые решаются в диссертации. Представлен обзор литературы и краткие результаты работ различных авторов по этим темам.

Начинается обзор с истории определения важнейшего галактического параметра, галактоцентрического расстояния Солнца R„. Индивидуальные

определения R0 лежат в интервале от 7.5 до 8.5 кпк. В диссертации обычно используется значение /?„=8 кпк, если не указано иное.

Далее идут разделы, посвященные кривой вращения Галактики, спиральному узору, изгибу галактического диска. Из обзора работ по спиральному узору видно, что существует много моделей не только с различным числом спиральных рукавов (2, 4 и больше и комбинированные), но и с разной формой узора, включая классическую логарифмическую спираль, ломаные из отрезков прямых, кольца.

В разделе «Мазеры» собраны некоторые астрофизические сведения о мазерах, которые используются в работе для определения кинематических параметров Галактики. В последнем разделе введения описаны различные модели распределения масс в компонентах Галактики, гало, балдже и диске.

Во второй главе вычислена и проанализирована кривая вращения Галактики. Изложен метод вычисления кривой вращения на основе формул Боттлингера. Формулы Боттлингера, полученные в результате ограничения N членами разложения угловой скорости со в ряд Тейлора по галактоцентрическому расстоянию R в окрестности точки R0, имеют вид:

V, » (/. cos i cos/- Va cos A sin / - JF0 cos 6 sin/ -

- R0 sin / cos - R0)^ +... + (R - R,)» j,

V, ~U, sin/-К cos/-

í m m{N) Л

4*„cos/-rcos¿0 + + +

+ ra>¡, cos b,

Vh к -U, cos/sin b + V, sin /sin b - Wr eos6 +

+ R„ sin/sin^(Д - R0)^ +... + (R - R0)N ^-j.

Здесь Vr — лучевая скорость, V, = 4J4r/j¡ cos b, Vb = 4.74^ - компоненты скорости собственного движения в направлениях / и b соответственно, коэффициент размерности 4.74 представляет собой частное от деления числа километров в астрономической единице на число секунд в тропическом году;

U., V, и W„- компоненты пекулярной скорости Солнца относительно местного стандарта покоя, R - галактоцентрическое, г - гелиоцентрическое расстояния звезды.

Построены две кривые вращения Галактик по различным наборам данных: молодые объекты (водородные облака и РЗС, группа (1)) и мазеры (2). На рис. 1 приведена кривая вращения, построенная по мазерным источникам (Степанищев, Бобылев, 2011), со следующими значениями угловой скорости и её производных: ¿у0 =-30.62 ±0.72 км/с/кпк, со0 =4.457+ 0.134 км/с/кпк2, со0 =-0.889 ± 0.064 км/с/кпк3.

280 -,-,-1-,-1-:-

180 ^-1-1-1-'-1-

2 4 6 8 10 12 14

_ЕЗ, крс_

Рис X. Кривая вращения Галактики, построенная по выборке мазеров. Пунктирными линиями показан коридор ошибок.

Далее решалась задача по построению модели распределения масс в Галактике, удовлетворяющей найденной кривой вращения по водороду и РЗС.

Классический подход к решению этой задачи заключается в подборе параметров трёхкомпонентной модели, заданных в аналитическом виде. В настоящей работе использовался экспоненциальный диск, однородное гало и балдж, заданный в виде точечной массы, поскольку данные о кривой вращения начинаются с Я=4 кпк и распределение масс внутри балджа несущественно.

Многие авторы указывают на то, что классическая трёхкомпонентная модель не объясняет все детали на кривой вращения. Этот результат подтверждён и в настоящей работе. Чтобы решить эту задачу, вводят дополнительные компоненты, такие как кольца (Софуе и др., 2009), либо резкое падение плотности в диске (Никифоров И.И., кандидатская диссертация). Однако такие модели требуют введения дополнительных параметров, физический смысл которых остаётся спорным. В настоящей работе предложен другой подход, который состоит в том, чтобы определить функцию распределения масс в диске в табличном виде.

Определяемыми параметрами служат значения плотности галактического вещества на данном расстоянии безотносительно того, какой вклад в эту плотность вносит каждая компонента. Найденная методом итераций функция распределения масс сходится к модели с резким падением плотности диска в районе Л=13 кик.

Кроме того, во вторую главу включено перевычисление кривой вращения по выборке (2) после учёта поправок Лутца-Келкера (Лутц, Келкер, 1973). Поскольку после вычисления указанной поправки все объекты систематически смещаются в направлении к центру Галактики, её учёт заметно влияет на определение угловой скорости вращения ш„.

В третьей главе определены параметры спирального узора и влияние спиральной волны плотности на кривую вращения. Проведён анализ отклонений скоростей молодых объектов группы (1) от гладкой кривой вращения с помощью периодограмм Фурье и Ломба. С методами построения этих периодограмм можно ознакомиться в учебнике Витязева В.В. (2001) Поскольку спиральный узор Галактики влияет на остаточные скорости объектов относительно кругового вращения, то пик периодограмм соответствует расстоянию X между ближайшими к Солнцу отрезками спиральных рукавов. Наилучшим объектом для подобного исследования является нейтральный водород в тангенциальных точках, он даёт пик Л = 2 кпк на уровне значимости значительно превышающем 95%. Сборные

данные по всем объектам, а также исследование радиальных отклонений скоростей РЗС даёт пик на уровне значимости около 95%.

По положениям мазеров на плоскости Галактики вычислены параметры спирального узора в предположении, что он имеет форму логарифмической спирали, методом минимизации квадратов расстояний от центра рукава. В случае двухрукавной модели, полученные значения угла закрутки и фазы Солнца составляют / = = 225° соответственно, для

четырёхрукавной модели: I = -10°.3,^0 = 230°.

6 4

* 2 с: ж

га" О

СП >-

-2 -4 -6

14 12 10 8 6 4 2 0 Хда1, КПК

Рис 2. Подбор параметров спирального узора по положениям мазеров. Эллипсами ограничены те мазеры, по которым проводилась подгонка: 1 - Внешний рукав, 2 - рукав Персея, 3 - рукав Киля-Стрельца. Солнце находится на пересечении пунктирных линий.

На рис. 2 приведены проекции мазеров на плоскость Галактики с наложенным на неё двухрукавным спиральным узором. Эллипсами на рисунке ограничены объекты, по которым осуществлялся подбор параметров модели.

Четвёртая глава посвящена локальной кинематике на основе выборок звёзд сгущения красных гигантов (СКГ) и молодых РЗС. Описана модель

, 1 у

/ : / / / ___-—:

- .У у /Ж ^ ......■

- / 11 1м < * ■ N // (/ 1/ ^ - 7 / (Г"

• к'Т^ ....../ Т

/ \ • : \ 1 \\ • \ \ ч

\ \ \ \ -V,

\ Ч

Огородникова-Милна, которая применялась к выборке СКГ, после чего произведён анализ результатов. По найденным компонентам матрицы смещения получены оценки локального эффекта расширения/сжатия (К-эффект) и эффекта искривления диска Галактики.

Поскольку каталог звёзд СКГ содержит почти 100 ООО звёзд, это позволяет исследовать подвыборки, выделенные по пространственному положению (расстоянию от Солнца или от галактической плоскости) и по физическому типу звёзд. В частности, показано, что дисперсии остаточных скоростей звезд в зависимости от координаты Ъ возрастают. Это говорит о том, что более молодые звезды сильнее концентрируются к галактической плоскости.

Эффект локального искривления диска Галактики проявляется как вращение звезд вокруг галактической оси X. Показано, что угловая скорость этого вращения звезд СКГ невелика, и составляет Г2Х = -2.3±0.3км/с/кпк. Однако большой интерес представляет знак этой величины. Например, в работе Миямото и др. (1993) было найдено положительное вращение. По цефеидам из более широкой околосолнечной окрестности найдено вращение со знаком минус (Бобылев, 2013).

Также проведено моделирование влияния ошибок расстояния на определяемые параметры. Обнаружено, что ошибки расстояний не влияют на определение компонент матрицы смещения, но дают систематическую ошибку определения компонент пекулярной скорости Солнца относительно выборки близких звёзд с расстоянием до 300 кпк. С увеличением размера окрестности это влияние исчезает.

Рис. 3. Зависимость параметра сжатия от возраста скоплений.

Для исследования локального К-эффекта была использована выборка рассеянных звёздных скоплений. На рис. 3 показана полученная зависимость величины К от возраста скоплений, аппроксимированная полиномом третей степени. Найден максимальный (по абсолютной величине) эффект сжатия К = -6.03 + 1.36 км/с/кпк для скоплений возрастом около 100 млн. лет.

В Заключении диссертации сформулированы основные результаты работы.

Цитируемая литература:

1. Бобылев В.В., Кинематика цефеид и изгиб диска Галактики // Письма в Астрон. Журн. - 2013. - Т.39. №12. - С.909-915.

2. Витязев В.В., Спекртально-корреляционный анализ равномерных временных рядов. - СПб.: Издательство С.-Петербургского университета, 2001. — 48с.

3. Гончаров Г.А., Сгущение красных гигантов в каталоге Tycho-2 // Письма в Астрон. Журн. - 2008. - Т.34. №11 - С.868-880.

4. Степанищев A.C., Бобылев В.В., Кривая вращения Галактики по пространственным скоростям избранных мазеров // Письма в Астрон. Журн. - 2011. - Т.37. - №4. - С.281-293.

5. Lutz T.E., and Kelker D.H., On the use of trigonometric parallaxes for the calibration of luminosity systems: theory // PASP. - 1973 - V.85 - №507 -P.573-578.

6. Miyamoto M., Soma M., and Yoshizawa M., Is the vorticity vector of the Galaxy perpendicular to the galactic plane? II. Kinematics of the galactic warp // Astron. J. - 1993. - V.105. - №6. - P.2138-2147.

7. Sofue Y., Honma M., and Omodaka T., Unified rotation curve of the Galaxy - decomposition into de Vaucouleurs bulge, disk, dark halo, and 9-kpc rotation dip // Publ. Astron. Soc. Japan. - 2009. - V.61. - №2. - P.227-236.

Подписано в печать 11.03.14 Формат 60х84'/16 Цифровая Печ. л. 1.0 Тираж 100 Заказ 07/03 печать

Типография «Фалкон Принт» (197101, г. Санкт-Петербург, ул. Большая Пушкарская, д. 54, офис 2)

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Российской академии наук

и тт

На правах рукописи

Степанищев Александр Сергеевич

Исследование кинематики Галактики по молодым подсистемам

01.03.01 — Астрометрия и небесная механика

Диссертация на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

НаучпыП руководитель: до кто р ф и з и ко- м ате м ат и м ее к и х и а,у к Бобылев Вадим Вадимович

Санкт-Петербург 2014

Оглавление

Введение 5

1 Общие сведения 11

11 Счрук i ура Галакiикп 11

12 Галак i оцен i ричес кое расстояние Солнца У?о 13

13 Вращение Галак i пкп 17 1 4 Cimpa и ими \ ,ор 20 15 И згиб i а чак i пчеч koi о диска 24 1 6 Мазеры 2G

1 7 Распре учение мае с 30

1 7 1 Г) in 30 172 Диск 31 17 3 Балдж 32

2 Кривая вращения 34

2 1 Me i о u I 35

2 11 Сп< к'мы коорцина! 35 2 12 Формулы Боi i чингера ЗС 2 13 Сое ывчепие и решение избыточной системы vpan-

iKiniii 37

2 14 Вы'пк ]|(мше ( корос iePi V, и Vq 38

215 Минимизация функционала 39

2 2 Данные 41

2 2 1 Неифачьпып почород 41

2 2 2 Облл( i и язе здообра зовапия 42

2 2 3 Рассеянные звездные скопления 43

2 3 Кривая вращения для Rq — 8 0 кик 43

23 1 ()i ранич( шы 43 2 3 2 Ре 3Vjib I а I ы 44

2 4 Кривая вращения по 28-ми мазерам 4G

24 1 Данные 47 2 4 2 Плрлмефы кривой вращения 40

2 5 Рас пределепие ма( ( 53

25 1 Модем и рас пределеипя мае с 53 2 5 2 Vie i од 55

2G Резуимты 55

2 0 1 Трехкомпопен i пая модель 55

2 G 2 Табличная модель 56

2 G 3 Внешнее кольцо 59

2 7 Эффек I Л v I цл-келкерл G2

27 1 Ос повпие с ooi ношения 62 2 7 2 Экпюнснциальныи диск с наблюдателем па пери-

фирпп G4

2 7 3 Поправки U/i 5 1 \ мл зеров G4

2 7 1 11ар<1\к1ры I р. 114(41114 Гл1лк111кп ш,1чп( кчшые по

44 мазерам с учетом поправок Лутца-Келкера 65

2 8 Выводы 68

3 Спиральный узор 71

3 1 Оценкл пар,me I ров, во ш плошек in 71 3 2 Преобрл зомлние Ф\рве для разных 7?о 75 3 3 Периодо) рамма Ломба 77 3 4 Оценка влияния спиральной волны илошопи на онреде-

ыемьн плрл\к i pi.i ьр.пцепия 78

3 5 Подбор 11 л pa м е i ров < пирллп / и Yo S2

3 6 Вывоцы 85

4 Локальная кинема шка 87

4 1 Кинема i ика :iu ¡д С КГ 87 4 2 Данные 88 4 3 VIодел i» Oí ородникова-Милпа 89

4 3 1 И( поиыованж фехмернот поля с корос ¡ей 89

4 3 2 Ис по п> зовапие юлько co6cibchhbix движений 90

44 Резулы a i ы и обсуждение 93

44 1 Эллипгои ч г корос i ей 95

4 4 2 Эффем ежа mim 100

15 Проб к ма in к рш к ним и к ка Га i л к i пки 100

4 5 1 А - )ффек i 102

4 G Аоффеы по РЗС 103

4С1 Радиальные с корост и 103

4 G 2 Tain енциальпые скорости 104

4 7 Выводы 107

5 Заключение 108

Литература

112

Введение

Актуальность проблемы

Изучение кипема'1 ики звёзд околосолнечной окрестности и кривой галактического вращения необходимо для построения динамических моделей Галактики. Первые данные о кривой вращения были получены ещё в середине XX века. Было установлено, что скорость вращения не спадает но кеплеровскому закону при увеличении радиуса и остаётся постоянной. плп даже возрастет вплоть до того расстояния, па котором ещё возможны паблюденпя. ч'ю приводит к известной проблеме скрытой массы, т.е. вещества, которое взаимодействует с бариопной материей только посредством гравитации. Теория скрытой массы наиболее общепринята для объяснения этого парадокса, хотя выдвигаются и альтернативные, например, модификации закона Ньютона. Как видно, проблема достаточно счарая и разрабоIаппая, но со временем накапливается наблюдательный материал, появляются более точные наблюдения, поэтому работа но обработке нового материала по уточнению кривой вращения и локальных кинематических параметров остаётся актуальной.

Из проблем, рассматриваемых в работе наиболее интересной является задача определения формы спирального узора, по этой теме в литературе предлагается мпожепво различных моделей |29|, |35|. |СП]. Но однозначного ответа на вопрос, сколько рукавов в Галактике и какова их форма, пока нет. Поэтому обработка новых астрометрических данных о разнообразных молодых объектах диска представляет большой интерес.

В па,стоящее время появилась возможность кинематического анализа

нового класса объектов - галактических источников мизерного излучения (метанолиные, гидроксилиные, водяные и др. мазеры). Они связаны как с массивными так и с маломассивными протозвёздами. имеющими протяжённые газо-пылевые оболочки. Для ряда таких объектов на сегодня опубликованы высокоточные измерения тригонометрических параллаксов. абсолютные собственные движения и лучевые скорости, полученные различными наблюдательными группами методом РСДБ. Эти наблюдения позволяют изучать их распределение в Галактике и кинематику.

Цели работы

1. Определение кинематических параметров звёзд околосолнечной окрестноети.

2. Построение кривой вращения Галактики по молодым объектам различных типов: водородные облака, рассеянные звёздные скопления (РЗС). зоны Н П. мазерные источники.

3. Оценка параметров спирального узора Галактики.

4. Исследование; влияния спирального узора па кинематику: спектральный анализ отклонений тангенциальных скоростей от гладкой кривой вращения и анализ галактоцентрических радиальных скоростей звёзд.

5. Оценка распределения масс компонент Галактики по кривой вращения. декомпозиция на составляющие: балдж. диск. гало.

Научная и практическая значимость работы

Параметры кривой галактического вращения и другие кинематические параметры могут быть использованы для построения моделей Га,--лактики и оценки скрытой массы. Полученные значения пара,метров спи-

рального узора могут использоваться для построения моделей ого формирования и поддержания.

Найденные поправки за эффект .Путца,-Келкера для мазеров могут быть использованы для уточнения принадлежности мазеров к конкретным спиральзым рукавам, ччо актуально для внутренних областей Галактики, где межрукавные расстояния меньше, а ошибки параллаксов, больше.

Методы, применяемые в диссертации, могут быть использованы в будущем при обработке данных космического проекта СА1А.

Научная новизна

Новизна, работы заключается в использовании новейших измерений тригонометрических параллаксов и собственных движений мазеров, выполненных радпоинтерфероме трическими методами. По этим данным

(1) получена новая кривая вращения со следующими параметрами: Ш() = -30.62±0.72км/е/кпк,ш'() = 4.457±0.134км/с/кпк2,а;(/)/ = -0.889± 0.064км/с/кпк'*:

(2) получена новая оценка угла закрутки спирального узораг = —5°.б для двухрукавной модели и г = —10°.3 для четырёхрукавной модели:

(3) впервые получены и проанализированы поправки за эффект Лутца-Келкера к параллаксам галактических мазеров. Показано, что имеется ощутимое влияние на оценку угловой скорости вращения Галактики Шц.

Произведена обрабо1ка нового каталога звёзд сгущения красных гигантов, составленного Гончаровым Г.А. |9|, содержащего почти 100 ООО звёзд. Получены новые значения параметров модели Огородникова,-Милпа. исследовано поведение остаточных скоростей звёзд в зависимости от значения галактической координаты Z.

Разработан новый подход для оценки распределения масс компонент Галактики по кривой вращения, а также декомпозиции на составляющие

в балдже, 1'ало и диске.

Структура работы

Диссертация состоим' из введения, четырёх глав и заключения. Объём работы составляет 121 страница текста, включая 29 рисунков. 11 таблиц и список литературы из 102 наименований.

Результаты, выносимые на защиту

1. Аналитические выражения для кривой вращения Галактики по молодым объектам двух групп: (1) облака нейтрального водорода, области звездообразования и молодые рассеянные скопления (РЗС) и (2) мазерные источники, в виде разложения угловой скорости в ряд Тейлора по гелиоцентрическому расстоянию.

2. Спектральный анализ отклонений скоростей отдельных объектов от гладкой кривой вращения, а также радиальных скоростей молодых РЗС. Его результатом является амплитуда отклонений скоростей, вызванных спиральной волной плотности., длина волны этих коле-баиый и значение радиальной фазы Солнца в волне плотности.

3. Оценки параметров спирального узора по распределению положений мазеров на. галактической плоскости.

4. Параметры эллипсоида скоростей и параметры модели Огородникова-Милна для выборки почти 100 тысяч звёзд сгущения красных гигантов Тус1ю-2.

Апробация работы

Основные результаты, полученные в диссертации, докладывались на заседаниях научных семинаров ГАО РАН. НИАИ СПбГУ, а также ряде всероссийских и международных конференций:

• I, II и III "Пулковская молодежная конференция''' (СПб. ГАО РАН. 2008., 2009 и 2010 гг.):

• всероссийская астрометрическая конференция "Пул ково-2009", СПб. ГАО РАН. 2009:

• международная конференция "B.V. Kukarkin Centenary Conference: Variable Stars, the Galactic Halo and Galaxy Formation". Звенигород. 11-1G октября. 2009:

• международная конференция '''Dynamics and evolution of disk galaxies"'. Москва, Пущино, 31 мая — 4 июня, 2010:

• международная конференция "Ultraviolet Universe"'''. СПб. ГАО РАН. 31 мая - 3 июня, 2010:

• всероссийская астрономическая конференция "ВАК-2010", Нижний Архыз, 12-19 сентября, 2010;

• международная конференция ''"Galaxies: origin, evolution, dynamics", Сочи. 14-18 мая 2012:

• всероссийская астрономическая конференция "Пулково-2012", СПб., ГАО РАН, 1-5 октября 2012.

Список публикаций автора по теме диссертации

Результаты опубликованы в 5 научных работах, среди которых 4 публикации в журналах из списка ВАК (Письма в астрономический журнал).

1. Бобылев В.В.. Байкова А.Т., Степанищев A.C.. Кривая вра.щеии.я. Галактики, и. влияи/и.в воли, п.аотиости по да.и.иьш. о молодит обт>-ектах, Письма в Астрон. Жури.. 34, No 8, с. 570-584, 2008;

2. Бобылей B.B., Степанищев A.C.. Байкова А.Т.. Гончаров. Г.А., Ки.нс-матика звёзд Tycha-2. принадлежащих сгущению красных 'гигантов, Письма в Аетрои. Ж.урн., 35.. No 12, с. 920-933, 2009:

3. Степаншдев A.C., Бобылев В.В., Кривая вращения Галактики по пространственным скоростям избра.нны.х мазеров. Письма, в Астрой. Ж.ури.. 37, No 4. с. 281-293, 2011;

4. Степанищев A.C., Бобылев В.В., Поправки за эффект Лутуа-Келкера для, галактических, .мазеров. Письма, в Астрой. Журн., 93, No 3, с. 211-218. 2013:

5. Степанищев A.C., Оуен.ка К-эффекта по радиальным скоростям рассеянные; звёздных скоплений, Известия ГАО. 219, с. 289, 2009:

Личный вклад автора

В работал по определению кривой вращения Галактики и по кинема,-тике звёзд сгущения красных гигантов автором выполнены численные расчёты. В работе по исследованию кинематики мазеров проведены численные расчёты, а также поставлена задача о параметрах спирального узора. Задача подбора, распределения масс по кривой вращения выполнена, автором полное мао 13 паписаннпи текста статей принимал равное участие с соавторами.

Глава 1

Общие сведения

1.1 Структура Галактики

На сегодняшний день ми знаем достаточно хорошо о строении пашей Галактики. Известно, что это спиральная галактика, с баром (типа БВЬ по классификации Хаббла), Солнечная система расположена почт и в средней плоскости диска, возвышаясь на,д ней на ~ 20 пк |100|. На, наличие бара, первым указал де Вокулёр в 19С4 |33| по кинематике газа во внутренних областях Галактики. Первые доказательства по прямым наблюдениям были получены в начале 90-х гг. [22|. Основной вклад в понимание структуры Галактики на первых этапах исследования внесли наблюдения нейтрального водорода па волне 21 см. которые начали проводить в середине XX века,. По кинематике Н I надёжно определяется кривая вращения внутренней части Галактики. Первым эффектом, связанным со спиральной структурой была асимметрия север-юг в кривой вращения, позже начались исследования периодических колебаний скорости вращения в зависимости от галактоцентрического радиуса относительно гладкой кривой вращения. По распределению облаков нейтрального водорода выявлен из,гиб галактического диска |94|.

В настоящее время для исследования структуры Галактики производятся наблюдения большого класса различных объектов. К ним относятся рассеянные звёздные скопления, области звездообразования, звёзды

различных типов: ОВ-звёзды. цефеиды, пульсары.

Большой вклад в развитие звёздной астрономии внёс известный космический проект Hipparcos. в рамках которого измерены параллаксы и собственные движения 118 218 звёзд до 12m.4 f 101 j. Но он дал точные (с ошибкой ~ 10%) параллаксы только для окрестности 100 пк, что позволило хорошо изучить локальную кинематику, но не даёт глобальной картины. В связи с этим большие надежды возлагаются на спутник GAIA. который планируется запустить в 2014 году. Ожидается, что он даст измерения астрометрических параметров с микросекундной точностью и лучевых скорое'1 ей для миллиарда звёзд, что составляет около 1% звёздного населения Галактики. Помимо задач звёздной астрономии побочными результатами будут регистрация внесолнечных планетных систем, наблюдение малых тел Солнечной системы, галактик и квазаров |102|. Представление о том. как выглядит наша Галактика можно получить из рис. 1.1. где показаны как вид с ребра, так и вид со стороны северного полюса (плашмя).

Настоящую фотографию Млечного Пути получить, естественно, невозможно, поэтому здесь взято изображение художника, которое отражает одну из современных моделей. На рисунке изображена модель, в, которой два. ярких рукава выходят из концов бара (па рисунке это рукава Персея и Щита-Центавра) и дополнительные рукава (Внешний, Стрельца, Наугольника и Ориона), которые изображены менее ярко. Солнце находится ниже центра рисунка в рукаве Ориона в центре гелиоцентрической полярной системы координат, которая изображена на рисунке сеткой.

С наблюдениями вида (-.ребра дело обстоит лучше, хотя долгое время такие наблюден и я затрудняло огромное поглощение света межзвёздной средой в галактическом диске в оптическом диапазоне. На рис. 1.1 сверху показана известная фотография поданным фотометрического обзора 2MASS в инфракрасном диапазоне |84|, на которой изображены все точечные источники (звёзды), видимые на волне 2 микрона,. Поскольку

Рис. 1.1: Вид Галактики с ребра по данным 2MASS (сверху) |84| и плашмя по представлению художника (R. Hurt: NASA/.lPL-Calteeh/SSC)(cmnv).

межзвёздная среда относительно прозрачна в ИК-диапазоне, то возможно наблюдат ь объекты. находящиеся глубоко и диске. На рисунке видны центральное утолщение балдж и плоскость диска, по которой проходит полоса пыли, а также ближайшие к нам галактики Магеллановы Облака.

1.2 Галактоцентрическое расстояние Солнца Я{)

Важной калибровочной единицей как для галактической, так и для внегалактической астрономии, является расстояние от Солнца до центра Галактики Яу. От знания Hq зависят расстояния до объектов, измененные кинематическими методами, а также оценки гравитационной и видимой массы Галактики. Величина линейной скорости галактического вращения Солнца Vr = uJaRa прямо пропорциональна Rq и угловой скорости ыу, которая определяется из наблюдений независимыми от кинемати-

ческих моделей методами Все внегалактические расстояния в конечном счете калибруются по внутрш алактическим, самый простой пример --)то использование ])а змора Vf вечного Пути для оценки расстояний до похожих га л а кгг и к

Первое измерение H о было опубликовано в 1918 году Харлоу Шеп.ти который получит расстояние до центра распределения шаровых скоплений Расстояния до шаровых скоплений были измерены по цефеидам и по видимым звёздным величинам ярчайших звёзд скоплений. Оценка Ше-пли 13 кпк приблизительно в 1.6 раза больше современно! о значения Такой относительно хороший уровень согласия случайный, поскольку явился резулмагом компенсации нескольких систематических ошибок Абсолютная звездная величина цефеид, принятая Шепли была слабее истинной па 1"'. однако в ею выборке также были переменные звезды типа W Vir. которые на 2'71 слабее классических цефеид, что привело к переоценке расстояния в 1 0 ра за |81|.

Рид (1993) |73| оп\бликова л обзор измерений расстояния до центра Галактики, полученных к тому времени разными методами Он разделит все измерения на 3 категории прямые, вторичные и косвенные. После анализа этих измерений он получил "наилучшее значение"''' Rq = 8 0 ± 0 5 кпк как срочнее взвешенное от опубликованных результатов

Никифоров [66| указал па то, что такая классификация методов, по может1 быть полной и предложил трёхмерную классификацию, в кот-рой учитываются (1) тип метода определения Rq, (2) способ нахождения опорных расстояний и (3) тип опорных объектов. Учитывая основные виды ошибок и корреляции связанных с классами измерений, он получил "'наилучшую величину 7?у = 7 9 ± 0.2 кпк.

Кинематические методы определения R0 предполагают измерение скоростей опорных объоктв в окрестности Солнца и, в конечном счете сводятся к рас с тяшпо до цстмра кривизны ду1и. вдоль которой двша-ются объектт.I предполагая в общем случае круговое вращение Шоп и [82] таким обра ¡ом получили /?0 = 8 25 ± 0 79 кпк по ~ 1200 звё-s-

дам 0-В5 и Яц = 7.4 ± 0.3 кик но 270 рассеянным скоплениям. Метод заключался и решении методом наименьших квадратов системы уравнений, связывающие наблюдаемые собственные движения и координаты звезды по модели Оорта-Линдблада через параметры Оорта А и В, которые. в свою очередь, выражаются через Я^. На основе кинема,тимки 375 РЗС Бобылев и др. [4| получили Л!0 = 7.4 ± 0.4 кпк.

Прямые измерения предполагают измерение расстояния до объектов, н�