Светимости и кинематика сверхгигантов в галактике тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

т г I >и V н

1 о июп 1995

М0СК0ВСКИ1ГГ0СУДАРСТВЕШШИ УНИВЕРСИТЕТ имени М.В.ЛОМОНОСОВА ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ имени П.К.ШТЕРНБЕРГА

На правах рукописи

УДК 524.4., 524.6

ДАМБИС АНДРЕЙ КАРЛОВИЧ

СВЕТИМОСТИ И КИНЕМАТИКА СВЕРХГИГАНТОВ В ГАЛАКТИКЕ

Специальность: 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель -доктор физико-математических наук Ю.Н.Ефремов

Москва - 1995

Работа выполнена в Государственном астрономическом институте им. П.К.Штернберга при Московском государственном университете им. М.В.Ломоносова.

официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук A.B. Засов

Кандидат физико-математических наук М.С. Фролов

Ведущая организация:

Астрономическая Обсерватория Уральского Государственного университета им. Л.М.Горького

.. JZ,. оюглдкр 1995 г.

Защита состоится

на заседании диссертационного Совета Московского государственного университета им. М.В.Ломоносова, шифр Д.053.05.51. Адрес: 119899, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект, 13).

Автореферат разослан

2

1995 г.

Ученый секретарь диссертационного Совета кандидат физ.-мат. наук

Л.Н.Бондареико

т

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы. При исследовании структуры и кинематики нашей Галактики и других звездных систем и определении расстояний до них наиболее удобным средством является изучение молодых объектов высокой и хорошо известной светимости, для которых можно получить достаточно точные расстояния. Такими объектами наряду с рассеянными скоплениями являются звезды-сверхгиганты разных спектральных классов, включающие, в частности, О-звезды, В-сверхгиганты, А-Г сверхгиганты, классические цефеиды и красные сверхгиганты. Благодаря своей высокой светимости сверхгиганты могут наблюдаться с больших расстояний и для определения расстояний до них, в отличие от звездных скоплений, нет необходимости измерения большого числа слабых звезд, для которых, к тому же остро стоит проблема членства в скоплении. Кроме того, сверхгиганты являются весьма молодыми звездами и относятся к плоской составляющей Галактики, что делает их чрезвычайно привлекательными для исследования структуры и кинематики галактического диска.

Основным условием применения сверхгигантов для решения вышеперечисленных задач является построение для них надежных и что очень важно - взаимно согласованных зависимостей для определения светимостей звезд по известным из наблюдений параметрам (фотометрическим индексам, периодам переменности блеска) с целью определения расстояний, поскольку

определяемые по тем или иным объектам структурные и кинематические характеристики Галактики, оценки расстояния до центра Галактики и до других галактик крайне чувствительны к систематическим ошибкам шкал расстояния соответствующих- объектов.

К настоящему времени из всех шкал расстояния сверхгигантов наиболее детально исследована только шкала расстояний (в данном случае основанная на зависимости период-светимость) для

классических цефеид - переменных сверхгигантов Г-С. Однако, следует отметить, что даже в этом случае нуль-пункт зависимости период-светимость опирается на принятую шкалу расстояний рассеянных скоплений, которая как правило базируется на расстоянии всего одного опорного скопления (обычно Гиад или Плеяд - Холопов, 1980; Тернер, 1976 а,б; Балона и Шоббрук, 1984; Локтин и Маткин, 1990; Маткин и Локтин, 1990), и поэтому нуждается в независимой (пусть даже и не очень точной) проверке. Эта задача может быть решена путем исследования кинематики галактических цефеид при одновременном использовании данных об их лучевых скоростях и собственных движениях, поскольку ошибка нуль-пункта шкалы в этом случае по-разному влияет на результаты.

Несмотря на несомненный прогресс в области накопления наблюдательных данных, позволяющих, в принципе с достаточно высокой точностью определять светимости и, следовательно, расстояния до сверхгигантов других классов, расстояния до большинства из них, основанные на опубликованных калибровках абсолютных звездных величин, весьма неточны. Так, индивидуальные расстояния до голубых сверхгигантов и сверхгигантов спектрального класса Г определяются с точностью примерно до фактора 2 (т.е. с ошибкой около 1.1 - 1.7т в модуле расстояния) и даже модуль расстояния БМО по двум десяткам звезд определяется с ошибкой около 0.2т (Шоббрук, Висванатан, 1987; Ареллано ферро и др., 1991), что примерно соотвествует ошибке определения

индивидуальных расстояний до цефеид. Следовательно, задача построения калибровок для определения светимостей сверхгигантов с приемлемой точностью остается актуальной.

Что касается красных сверхгигантов, то до сих пор их индивидуальные расстояния определяются исключительно по двумерной спектральной классификации и это несмотря на огромные и до сих пор никем (даже самим создателем системы) не используемые возможности фотометрической системы Винга (Винг, 1966, 1967, 1971; Уайт и Винг, 1978), специально разработанной им для

«

исследования красных звезд. В связи с этим давно стоит задача построения новой шкалы расстояний красных сверхгигантов, не связанной с 1)В\/ фотометрией (в этих фотометрических полосах излучается лишь незначительная часть всей энергии красных звезд) и двумерной спектральной классификацией (которая не может обеспечить высокую точность определения светимостей и расстояний уже в силу своего дискретного характера). Необходимость в построении такой шкалы диктуется также задачей исследования зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов в нашей Галактике, для чего относительная ошибка в модуле расстояния для разных звезд не должна превышать 0.2т .

Актуальность сравнительного исследования зависимости

период-ИК-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов (открытой Кинманом и др., 1987 для звезд в БМО) в разных галактиках связана с ее чрезвычайно малым разбросом (около О.О5т), благодаря которому она является очень перспективной для точного определения расстояний как до звездных систем , так и до отдельных звезд (эта зависимость в принципе позволяет определять расстояния до отдельных звезд с относительной ошибкой менее 2.5%) - особенно потому, что в инфракрасной области спектра межзвездное поглощения света значительно слабее чем в видимой, а красные сверхгиганты являются ярчайшими звездани в этом диапазоне.

Применение полученных калибровок светимостей сверхгигантов и зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов для определения модуля расстояния БМО важно не только само по себе (поскольку это расстояние является по-существу одной из основ внегалактической шкалы расстояний), но и с целью независимой внешней проверки точности построенных калибровок и их пригодности для определения расстояний до галактических сверхгигантов, а также проверки взаимной согласованности шкал расстояния сверхгигантов разных классов, опирающихся на соответствующие калибровки светимости. Так, именно

г

применение опубликованных калибровок к сверхгигантам БМО (Шоббрук и Висванатан, 1987; Ареллано Ферро и др., 1991) позволило установить, что фактические ошибки в определении светимости при применении опубликованных калибровок Балоны и Шоббрука (1984), Антонелло (1985) и Ареллано Ферро и Парао (1990) в 2 - 4 раза превышают их первоначальные оценки.

Быстрое накопление наблюдательных данных о классических цефеидах (высокоточных лучевых скоростей, собственных движений и фотометрии) делает необходимым переопределение кинематических параметров системы галактических цефеид с целью исследования кривой вращения Галактики и уточнения такого ключевого параметра как расстояние солнца до центра Галактики. Эта задача стала особенно актуальной после массового определения высокоточных средних лучевых скоростей цефеид (с ошибкой менее 1 км/с), полученных по данным наблюдений с корреляционным спектрографом (Горыня и др., 1992; Понт и др., 1994) и создания Четырехмиллионного каталога собственных движений звезд (Волчков и др., 1992) , в результате чего появилась возможность получить однородные собственные движения для большой выборки галактических цефеид. Кроме того, поскольку ошибки шкалы по-разному влияют на результаты, получаемые раздельно по лучевым скоростям и собственным движениям, а также по цефеидам с большими и малыми периодами, то исследование кинематики системы классических цефеид по таким данным дает также возможность независимой проверки принимаемой шкалы расстояний цефеид.

Цель работы. Цель работы заключается:

-- в получении взаимно согласованных калибровок светимостей ранних (О-РЗ I - II) и красных сверхгигантов, опирающихся на фотометрические индексы в системах Стремгрена и Винга;

-- в исследовании зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов в Галактике, БМО и МЗЗ, в частности, для определения

ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости: -- в получении оценок модуля расстояния БМО с использованием полученных калибровок светимости сверхгигантов разных типов, а также зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов и проверки таким образом взаимной согласованности основанных на построенных калибровках шкал расстояния. -- в исследовании кинематики системы классических цефеид в Галактике, в частности, для проверки правильности принятого нуль-пункта зависимости период-светимость классических цефеид и определения параметров закона вращения галактического диска;

Новизна. В диссертации получены следующие новые результаты:

1. Впервые построена и проверена на звездах БМО взаимно-согласованная система расстояний до ранних и поздних сверхгигантов по данным многоцветной узко- и среднеполосной фотометрии.

2. Впервые исследована с использованием однородной шкалы абсолютных звездных величин зависимость период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов в Галактике и проведено ее сравнение с аналогичными зависимостями в БМО и МЗЗ. Установлена бимодальность зависимости период-светимость в МЗЗ и Галактике и определено отношение периодов основного тона и первого обертона.

3. Зависимость период-светимость для красных сверхгигантов впервые использована для определения ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости.

4. Впервые получена оценка модуля расстояния галактики МЗЗ по зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов, учитывающая бимодальность этой зависимости.

5. В однородной шкале расстояний получены три независимые оценки модуля расстояния БМО и доказана взаимная согласованность полученных в данной работе калибровок абсолютных звездных величин сверхгигантов разных классов, а также их согласованность со шкалами расстояния других объектов (цефеид, звезд типа 1Ш Лиры)

б. По наиболее богатому и однородному наблюдательному материалу - лучевым скоростям и собственным движениям 280 цефеид Галактики, пульсирующих в основном тоне, с использованием шкалы расстояний Бердникова, Ефремова (1985), после тщательного отбора звезд выборки, рассчитана кривая вращения Галактики в интервале галактоцентрических расстояний от 5 до 11.5 кпк. Получены следующие значения основных параметров закона вращения галактического диска: Ш0 = 26 ± 2 км/с/кпк; А = 18.6 ± 0.7 км/с/кпк, инвариант АХ1?0 = 132 ± 10 км/с, а также величина расстояния Солнца от центра Галактики, найденная по кинематике цефеид, = 7.1 ± 0.5 кпк. Показано наличие депрессии на кривой

вращения за солнечным кругом. Сделан вывод о кинематической неоднородности выборки цефеид в зависимости от возраста. Показано, что принятые значения нуль-пункта и наклона зависимости период-светимость не нуждаются в ревизии.

Научная и практическая значимость.

1. Построенные взаимно-согласованные шкалы расстояния сверхгигантов разных типов могут быть использованы для более подробного, чем это возможно по объектам одного типа (например, цефеидам) изучения пространственного распределения и кинематики молодого населения нашей Галактики и уточнения расстояния Солнца до центра Галактики, для определения расстояний до звездных

систем, содержащих сверхгиганты ранних и поздних спектральных классов (молодых звездных скоплений, ассоциаций и близких галактик);

2. Полученная оценка расстояния до центра Галактики, а также кинематические характеристики системы цефеид, могут быть использованы для для выбора оптимальной модели распределения масс в Галактике.

3. Полученные оценки модуля расстояния галактик БМО и МЗЗ могут быть использованы для уточнения внегалактической шкалы расстояний.

4. Определенные в данной работе параметры зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов, в частности, отношение периода первого обертона к периоду основного тона, может использоваться при создании теорий пульсации красных сверхгигантов;

Апробация. Результаты, приведенные в диссертационной работе докладывались и обсуждались на заседаниях семинара по звездной астрономии ГАИШ МГУ. Обзорный доклад был сделан на Ломоносовских чтениях МГУ в 1995 г.

Все основные результаты опубликованы в периодических астрономических изданиях.

Основные положения, выпоенные на защиту:

1. Получены взаимно-согласованные (систематические различия не превышают 0.14™ в модуле расстояния) калибровки светимости сверхгигантов ранних и поздних спектральных классов по данным средне- (система цуЬу(5) и узкополосной (8-цветная система Винга) фотометрии, позволяющие определять модули расстояния отдельных звезд с точностью от 0.2га (для красных сверхгигантов) до 0.4т (для сверхгигантов 0 - АЗ), что соответствует относительной погрешности в расстоянии от 10 до 20%.

2. Проведено исследование и сравнение зависимости период -- ИК-светимость (lg Р - <МК>) для полуправильных переменных красных сверхгигантов (переменных типа SRC) в Галактике, БМО и МЗЗ. По звездам БМО установлена очень малая дисперсия этой зависимости - 0.05т и ее наклон. Установлен бимодальный характер зависимости в Галактике и МЗЗ, основная часть звезд (55 - 66%) во всех трех галактиках (в тон числе и в БМО) пульсирует в первом обертоне. Определено отношение периода первого обертона к периоду основного тона для звезд в Галактике и в МЗЗ - оно оказалось в пределах ошибок одинаковым для обеих галактик и равным О.70 ± 0.04.

3. Получены три оценки модуля расстояния БМО по ранним и поздним сверхгигантам с использованием построенных калибровок светимости для ранних сверхгигантов и зависимости период-светимость для красных сверхгигантов - 18.41т, 18.42™ и 18.29т, каждая со среднеквадратичной ошибкой около 0.1т. Среднее для этих трех оценок - 18.37 ± 0.05т -- хорошо согласуется с оценкой модуля расстояния БМО, полученной по зависимости период-светимость для классических цефеид Бердникова и Ефремова (1985) - DM = 18.46 + 0.07m.

5. По зависимости период-светимость для красных сверхгигантов определены параметры ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости - угол наклона и позиционный угол линии узлов: i = 33 ± 9 0 и РА = 162 ± 25 0. Полученные результаты хорошо согласуются с опубликованными оценками, полученными по другим объектам.

6. По лучевым скоростям и собственным движениям классических цефеид в Галактике получена кривая вращения молодого населения Галактики. Постоянная Оорта А = 18.6 ± 1 км/с/кпк, угловая скорость ■ вращения Галактики в окрестностях Солнца - 2 6 ± 2 км/с/кпк. Определено также расстояние Солнца от центра Галактики

R0 = 7.1+0.5 кпк. Линейная скорость вращения Галактики на расстоянии Солнца от центра Галактики равна 185 ± 15 км/с.

Расчеты проводились раздельно по лучевым скоростям и собственным движениям , а также по цефеидам с большими (> 9 суток) и малыми (<9 суток) периодами и согласие полученных по лучевым скоростям результатов между собой позволяет сделать вывод о правильности принятого значения наклона и нуль-пункта зависимости период-светимость для цефеид в Галактике Бердникова и Ефремова (1985) .

Структура и объен диссертации. Диссертация состоит из Введения, четырех глав. Заключения и Приложения. Общий объем диссертации - 144 страницы, включая 25 рисунков, 6 таблиц, 4 страницы Приложения с каталогом параметров (расстояний, избытков цвета и прямоугольных Галактических координат) 132 красных сверхгигантов, определенных по данным опубликованной 8-цветной ИК фотометрии в системе Винга. Список литературы содержит 138 работ.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обоснована актуальность темы работы, отмечена новизна работы, научная и практическая значимость полученных результатов и сформулированы основные положения, выносимые на защиту.

В первой главе дается краткий обзор современного состояния шкалы расстояний рассеянных скоплений, которая является базисом для определения подавляющего большинства расстояний во Вселенной, в том числе и расстояний до звезд-сверхгигантов разных спектральных классов. Далее последовательно строятся

взаимно-согласованные шкалы расстояний для сверхгигантов спектральных классов О - АЗ, А4 - ГЗ и К5 - М5. При этом построение шкалы расстояний включает построение калибровки для определения нормальных (свободных от влияния межзвездного поглощения света) показателей цвета и калибровки для определения абсолютных звездных величин соответствующих звезд. Вторая из этих

двух калибровок используется для вычисления видимого модуля расстояния звезды, а первая - для определения избытка цвета и исправления видимого модуля расстояния за влияние межзвездного поглощения и определения истинного модуля расстояния. Калибровки для ранних (О - ГЗ) сверхгигантов используют фотометрические индексы в системе иуЬуР и позволяют определять модули расстояния с ошибкой около 0.3 - 0.4т. Калибровки для красных сверхгигантов (К5 - М5) основаны на использовании величин и фотометрических индексов в 8-цветной инфракрасной узкополосной фотометрической системе Винга (1971), позволяющих определять модули расстояния с ошибкой всего около 0.2™, что не превышает ошибки определения модулей расстояния таких фундаментальных индикаторов расстояния как классические цефеиды. Построенные в данной работе шкалы расстояний ранних и поздних сверхгигантов опираются на единую шкалу расстояний молодых рассеянных скоплений, основанную на данных иуЬуР фотометрии и единой начальной главной последовательности Му(сО) Кроуфорда (1978) и в силу этого обстоятельства являются взаимно-согласованными (что

подтверждается в третьей главе путем применения соответствующих калибровок для определения модуля расстояния БМО). Кроме того, в этой главе дается также краткий обзор состояния дел с калибровками нормальных показателей цвета и абсолютной величины для Г сверхгигантов (в зависимости от фотометрических индексов в системе иуЬу(5) и цефеид (имеются ввиду зависимости период-цвет и период-светимость). Эти калибровки и зависимости используются в третьей главе при сравнении оценок модуля расстояния БМО, получаемых по данным для сверхгигантов разных спектральных классов, и проверки таким образом взаимной согласованности соответствующих шкал расстояний. Зависимости период-цвет Дина и др. (1978) и гтериод-светимость Бердникова и Ефремова (1985) используются далее в четвертой главе для определения параметров кривой вращения Галактики и расстояния Солнца до центра Галактики.

Во второй главе исследуется зависимость период-ИК-светимость (lg Р - <МК>) для полупралильных переменных красных сверхгигантов (звезд типа SRC) в БМО, Галактике и МЗЗ. По данным для переменных красных сверхгигантов в БМО выделена основная зависимость (соответствующая первому обертону), определен ее наклон [<К> = 8.19 - 3.44*(lg Р - 2.7)] и установлена ее очень малая дисперсия (6<К> 0.05т). Корреляция остаточных отклонений с положением звезд па небе позволила уточнить эту зависимость и оценить параметры ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости - угол наклона и позиционный угол линии узлов (i = 33 ± 9°, РА = 165 t 250 ), которые находятся в согласии с результатами, полученными другими авторами и по другим объектам. По абсолютным звездным величинам переменных типа SRC в Галактике (определенный по фотометрическим индексам в системе Винга с помощью одной из калибровок, построенных в первой главе) установлен бимодальный характер зависимости период-светимость для этих звезд, определен нуль-пункт основной зависимости (соответствующей первому обертону) и отношение периода первого обертона к периоду основного тона. Исследование зависимости период-светимость для переменных типа SRC в МЗЗ выявило ее бимодальный характер и в этой галактике. При этом отношение периода первого обертона к периоду основного тона для звезд этой галактике оказалось в пределах ошибок равным таковому в нашей Галактике (Р,/Р0 = 0.70 ± 0.04). Установлено, что большинство звезд в Галактике и МЗЗ (55 и 66%) пульсирует в первой обертоне.

В третьей главе полученные калибровки нормальных показателей цвета и абсолютной звездной величины для сверхгигантов О - A3 и A4 - F3 используются для получения двух оценок модуля расстояния БМО [DMfiH0(О-АЗ) = 18.42 ± 0.08т И DMEM0(A4-F3) = 18.41 ± 0.09т]. Кроме того, получена оценка модуля расстояния БМО [DMSH0(SRC) = 18.29 ± 0.О9т], основанная на сравнении параметров зависимости период-светимость для переменных типа SRC в Галактике и в БМО путем привязки нуль-пункта этой зависимости к шкале расстояний

красных сверхгигантов, опирающейся на данные наблюдений в системе Винга, которая, в свою очередь, согласована со шкалой расстояний сверхгигантов О - ГЗ. Отмечено хорошее согласие полученных таким образом трех оценок модуля расстояния БМО между собой и с оценкой, полученной по зависимости период-светимость для цефеид Бердникова и Ефремова (1985) [ОНБМ0(СЕР) = 18.46 ± 0.07га], а также с независимыми оценками, полученными другими авторами другими методами и по другим объектам, в частности, с геометрической оценкой модуля расстояния сверхновой БМ1987А [ОМБМ0 (ЗШ987А) = 18.52 ± 0.13т - МакКол, 1993], полученной путем сравнения линейной и угловой скоростей расширения оболочки звезды. Это согласие дает дополнительное подтверждение правильности нуль-пунктов и взаимной согласованности построенных в первой главе шкал расстояния сверхгигантов разных классов. Кроме того, при этом были получены независимые оценки точности определения модулей расстояний отдельных звезд с использованием соответствующих калибровок. Эти оценки находятся в хорошем согласии с теми, что получены при построении соответствующих калибровок. Сделан вывод о том, что истинное значение модуля расстояния БМО находится в пределах от 18.3 до 18.5т.

В четвертой главе ("Кривая вращения системы классических цефеид по лучевым скоростям и собственным движениям и оценка точности нуль-пункта зависимости период-светимость") лучевые скорости и собственные движения классических цефеид, пульсирующих в основном тоне, используются для определения параметров кривой вращения Галактики оценки расстояния Солнца от центра Галактики.

Примерно для 240 цефеид выборки имеются надежные лучевые скорости, в большинстве своем взятые из работы Понта и др. (1994), а для 84 северных цефеид использованы лучевые скорости, измеренные при помощи корреляционного спектрографа (Горыня и др., 1992).

Абсолютные собственные движения 255 цефеид примерно поровну взяты из двух источников. Для 128 цефеид более яркой группы мы

использовали каталог PPM (Розер и др., 1991). Для 127 более слабых цефеид были использованы собственные движения из 4-миллионного каталог«, краткое описание которого приведено в работе Волчкова и др. (1992).

Тщательный отбор наблюдательного материала позволил создать наиболее однородную из использовавшихся до сих пор для кинематических исследований выборку цефеид с оптимальной шкалой расстояний, не засоренную, как в других работах, звездами с ненадежной фотометрией, классификацией, кинематическими данными, включившую в общей сложности около 280 звезд. Расстояния цефеид взяты из каталога Бердникова (1987) и основаны на зависимости период-светимость Бердникова и Ефремова (1985), зависимости период-цвет Дина и др. (1978) и опираются на параметры кривых блеска, определенные Бердниковым (1987) путем приведения фотоэлектрических наблюдений разных авторов в одну систему. Применение для определения расстояний до цефеид зависимости период-светимость вместо обычно используемой зависимости период-светимость-цвет связано с гораздо меньшей

чувствительностью параметров зависимости период-светимость к различиям в содержании тяжелых элементов (Стозерс, 1988). Выборка дополнительно была ограничена цефеидами с удалением от плоскости Галактики, не превышающим 500 пк и собственным движением по галактической широте, не превышающим 0.015"/год (благодаря этому удалось сильно уменьшить засоренность выборки звездами гало и звездами с большими ошибками собственных движений).

Для расстояния Солнца до центра Галактики получена оценка R0 = 7.1 ± 0.5 кпк, а для остальных параметров кривой вращения следующие значения: А = 18.6 ± 1 км/с/кпк, Ш0 = 26 ± 2 км/с/кпк, d2U)/dRz =1 - 1.5 (± 0.3) км/с/кпк3, круговая скорость на расстоянии Солнца V0 = 187 ± 15 км/с, инвариант AXRq = 132 ± 10 км/с. Шкала расстояний классических цефеид [опирающаяся на зависимость период-светимость Бердникова и Ефремова (1985)], которая, в которой получены эти оценки, как показано в третьей

»

главе, хорошо согласована с построенными в первой главе шкалами расстояний сверхгигантов О - ЕЗ и К5 - М5.

В силу зависимости между периодом цефеид и их возрастом исследуемая выборка является кинематически неоднородной и делится примерно на две равные группы периодом 9 сут.: группу относительно молодых (Р > 9й) и старых (Р < 9а ) звезд. Сравнение результатов, полученных раздельно по цефеидам с большими и малыми периодами подтвердило правильность наклона зависимости период-светимость, принятого при определении расстояний до цефеид, а сравнение результатов, полученных по лучевым скоростям и собственным движениям - правильность нуль-пункта зависимости и таким образом обеспечило независимую проверку принятой шкалы расстояний классических цефеид, а, в силу ее согласованности с построенными в первой главе шкалами расстояний сверхгигантов других спектральных классов, - также и этих шкал.

Характерной особенностью кривой вращения является наличие хорошо выраженного понижения (депрессии) за солнечным кругом, что согласуется с результатами, полученными по кинематике нейтрального и ионизованного водорода (Никифоров, Петровская, 1994) .

Полученная в диссертации оценка расстояния до центра Галактики хорошо согласуется с оценками последнего времени, полученными разными методами в ряде работ (Никифоров, Петровская, 1984; Никифоров, 1990; Расторгуев и др., 1994), а также, что особенно важно, с геометрической оценкой (И0 = 7.1 ± 1.6 кпк), полученной путем сравнения угловой и линейной скоростей Н2о маэерных источников в комплексе Бдг В2, расположенном в центре Галактики (Фист, 1987) и рядом других ранних оценок (Рейд, 1988; 1993).

В Заключении перечислены результаты, полученные в диссертации.

В качестве Приложения к диссертации приводится каталог расстояний, избытков цвета и прямоугольных Галактических

координат 132 красных сверхгигантов, определенных по данный опубликованной 8-цветной ПК фотометрии в системе Винга (Уорнер, Винг, 1977; Уайт, Винг, 1978).

Основное содержание диссертации опубликовано в следующих статьях:

1. Дамбис А.К. // Калибровка нормальных показателей цвета (Ь-у)0 и абсолютных звездных величин Mv голубых сверхгигантов по данным uvbyß фотометрии. Письма в Астрон. Журн. 1990а. Т. 16. С. 522 - 529.

2. Дамбис А.К. // Зависимость lg(P) - <К> для красных сверхгигантов - переменных типа SRC в БМО. Астрон. Цирк. 1990. No. 1545. С. 17 - 18.

3. Дамбис А.К. // Зависимость lg(P) - <К> для переменных типа SRC D ассоциации Per OBI и модуль расстояния БМО. Астрон. Цирк. 1990. No. 1545. С. 19 - 20.

4. Дамбис А.К. // Наклон БМО и зависимость lg(P) - <К> для переменных типа SRC. Астрон. Цирк. 1990. No. 1546. С. 19 - 20.

5. Дамбис А.К. // Калибровка нормальных показателей цвета (Ь-у)0 и абсолютных звездных величин Mv сверхгигантов спектральных классов A4-F3 по данным uvbyß фотометрии. Письма в Астрон. журн. 1-991 . Т. 17. С. 726 - 731.

6. Dambis A.K. // The luminosities of red supergiants from Wing's eight-color narrow-band infrared photometry. Astron. Astrophys. Trans. 1993. V. 3. P. 303 - 309.

7. Дамбис A.K. // Зависимость период-светимость в полосе К для полуправильных пульсирующих переменных сверхгигантов в Галактике и МЗЗ. Письма в Астрон. журн. 1993. Т. 19. С. 443 -449 .

8. Дамбис А.К., Мельник A.M., Расторгуев A.C. // Кривая вращения системы классических цефеид и расстояние Солнца от центра Галактики. Письма в Астрон. Журн. 1995. Т.21. С. 331 - 347.

Личный вклад. В работе, выполненной с соавторстве, автору диссертации принадлежит равный с соавторами вклад в проведение расчетов, интерпретацию результатов и написание статьи.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Антонелло (Antonello Е.) // Calibration of Fundamental Stellar parameters. 1AU Symp. 1985. No. 111. /Eds. Hayes D.G. et al. Dordrecht: D. Reidel Publ. Company, 1985. P. 491.

2. Ареллано Ферро, Парао (Arellano Ferro A., Parao L.) // Astron. Astrophys. 1990. V. 239. P. 205.

3. Ареллано Ферро и др. (Arellano Ferro A., Mantegazza L., Antonello E.) // Astron. Astrophys. 1991. V. 246. P. 341.

4. Балона, Шоббрук (Balona L.A., Shobbrook R.R.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1984. V. 211. P. 375.

5. Бердников Л.Н. // Переменные звезды. 1987. Т.22. С.505.

6. Бердников Л.Н., Ефремов Ю.Н. // Астрон. Цирк. 1985. No. 1388. С. 1 .

7. Винг (Wing R.F.) // Coll. on Late-Type Stars. Trieste. 1966. P. 231.

8. Винг (Wing R.F.) // 1967. Dissertation Thesis. Univ. California.

9. Винг (Wing R.F.) Contr. Kitt Peak Obs. 1971. No.554. P.145.

10. Волчков A.A., Кузьмин A.B., Нестеров B.B. // О четырехмиллионном каталоге звезд. МГУ, Москва, 1992, С. 67.

11. Горыня H.A., Ирсмамбетова Т.Р., Расторгуев A.C., Самусь H.H. // Письма в Астрон. журн. 1992. Т.18. С.777.

12. Дин и др. (Dean 3.F., Warren P.R., Cousins, А.W.O.) // Mon. Not. Roy. AstrOT. Soc. 1977. V. 183. P. 569.

13. Кинман и др. (Kinman T.D., Mould 3.R., Wood R.R.) // Astron. J. 1987. V. 93. P. 833.

14. Кроуфорд (Crawford D.L.) // Astron. a. 1978. V. 83. P. 48.

15. Локти» А.В., Наткни H.B. // Характеристики рассеянных скоплений по данным фотометрии. I. Оценивание избытка цвета и металличности. // Астрономо-геодез. исследования. Близкие двойные и кратные звезды. Свердловск: Изд-во Урал. Ун-та. 1990. С. 125.

16. МакКол (McCal1 M.L.) // Astrophys. 0. Lett. 1992. V. 417. P. L75.

17. Маткин H.B. , Локтин А.В. // Характеристики рассеянных скоплений по данным фотометрии. I. Оценивание расстояния и возраста, // Астрономо-геодиз. исследования. Близкие двойные и кратные звезды. Свердловск: Изд-во Урал. Ун-та. 1990. С. 136 .

18. Никифоров И.И., Петровская И.В. // Астрон. Журн. 1994. Т.71. С. 725.

19. Никифоров И.И. // Вестник ЛГУ. Сер.1. 1990. Вып.4. С.108-109.

20. Понт и др. (Pont F., Mayor М., Burki G.) // Astron. Astrophys. 1994. V.285. P.415.

21. Расторгуев А.С., Павловская Е.Д., Дурлевич о.В., Филиппова А.А. // Письма В Астрон. Журн. 1994. Т.20. С.688.

22. Рейд (Reíd М.а.) // The center of the Galaxy. Proc. of the 1AU Sympos. No. 136. Dordrecht: Kluwer Acad. Publishers. 1988. P.37.

23. Рейд (Reid М.а.) // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1993. V.310. P.345.

24. Розер и др. (Roser S., Bastían U. et al.) // PPM: Star catalogue: Positions and Proper Motions. Heidelberg. 1991.

25. Стозерс (Stothers R.B.) // Astrophys. a. 1988. V. 329. P. 712 .

26. Тернер (Turner D.G.) // Astron. a. 1976a. V. 97. P. 97.

27. Тернер (Turner D.G.) // Astrophys. 3. 19766. V. 210. P. 65.

28. Уайт, Винг (White N.M., Wing R.F.) Astrophys. 3. 1978. V.222. P. 209 .

29. Уорнер, Винг (Warner O.W., Wing R.F.) // Astrophys. 3. 1977. V. 218. P. 105.

30. Фист (Feast M.W.) // The Galaxy (ed. Gilmore G., Carswell В.). Dordrecht: D. Reidel publ. company. 1987. P.l.

31. холопов П.Н. // Астрон. Журн. 1980. Т. 57. С. 12.

32. Шоббрук, Висванаган (Shobbrook R.K., Visvanathan) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1987. V. 225. P. 947.