Исследование кинематики Галактики по молодым подсистемам тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.01, кандидат наук Степанищев, Александр Сергеевич

• Степанищев, Александр Сергеевич
• кандидат наук
• 2014

Оглавление диссертации кандидат наук Степанищев, Александр Сергеевич

Оглавление

Введение

1 Общие сведения

11 Счрук i ура Галакiикп

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

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

1 7 1 Г) in 30 172 Диск 31 17 3 Балдж

2 Кривая вращения

2 1 Me i о u I

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

iKiniii

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

215 Минимизация функционала

2 2 Данные

2 2 1 Неифачьпып почород

2 2 2 Облл( i и язе здообра зовапия

2 2 3 Рассеянные звездные скопления

2 3 Кривая вращения для Rq — 8 0 кик

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

2 4 Кривая вращения по 28-ми мазерам 4G

24 1 Данные 47 2 4 2 Плрлмефы кривой вращения

2 5 Рас пределепие ма( (

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

2G Резуимты

2 0 1 Трехкомпопен i пая модель

2 G 2 Табличная модель

2 G 3 Внешнее кольцо

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

2 8 Выводы

3 Спиральный узор

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

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

3 6 Вывоцы

4 Локальная кинема шка

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

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

4 3 2 Ис по п> зовапие юлько co6cibchhbix движений

44 Резулы a i ы и обсуждение

44 1 Эллипгои ч г корос i ей

4 4 2 Эффем ежа mim

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

4 5 1 А - )ффек i

4 G Аоффеы по РЗС

4С1 Радиальные с корост и

4 G 2 Tain енциальпые скорости

4 7 Выводы

5 Заключение

Литература

112

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование кинематики Галактики по молодым подсистемам»

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, находящихся в непосредственной близости от центра Галактики. Такие измерения являются наиболее модельно независимыми. В настоящее время известно, что в центре Галактики расположена сверхмассивная чёрная дыра с массой Мэвн ~ 4 • 106Мо [41]. Набдюдения звёзд, двигающихся вокруг этой чёрной дыры по кеплеровским орбитам начались с начала, 1990-х годов и на па,стоящее время уже есть звёзды, которые за время наблюдения сделали полный оборот. Так. наиболее изученным является движение звезды Б2 (в обозначениях Жиллесеена, и др.), имеющей орбитальный период "15.8 ± 0.1 лет. Для неё наблюдениями охвачена уже вся орбита. Для звезды Э38 период составляет' 19 ± 6 лет-, для остальных изученных звёзд значения периодов превышают 40 лет. Источником систематической ошибки здесь может быть радиальное движение чёрной дыры относительно динамического центра Галактики |67|, однако считается, что оно пренебрежимо мало. В настоящее время две группы занимаются исследованием движения звёзд-'"спутников'! чёрной дыры и опубликовали следующие результаты: /?,0 = 8.4 ± 0.4 кпк |40| и По = 8.33 ± 0.35 кпк |41|.

Пространственные методы основаны на измерении расстояния до некоторой детали распределения опорных объектов, которая теоретически связанна с центром Галактики. Именно к этому типу методов относится первое! определение /?.у Шепли. Ка,к пример недавнего использования пространственного метода, можно привести работу |57|, в которой Ко — 7.8 ±0.6 кпк получили как медианное расстояние цефеид типа II г, балдже и Яу = 7.7 =Ь 0.7 кпк. полученное по расстоянию до ближайшей

12 Га/1И1\ I оц( п I ¡)1Г1( ( к(н 1>гК ( I сы/ше Соппца /?0

16

о о_

о"

Рис 1 2 Опубликованные измерения Я о в зависимое 1и 01 I ода п\'б шкации и фенд показывающий ею с ис тема I ичес кое \ велименпе со временем

мороны балджа ( оценкой ра чи ус а бллджа 13 ±03 кпк полученной по планечарным I уманнос I ям Но прое фане I венные метды не очень надежны вследсишс паблюда [ ельной селекции поскольку приходи к л наблюда1ь обьемы па больших расстояниях и даже за цеп Iром Галактики

Фосюр и К\шер |37| с обра ш 32 измерения /?0 начиная с 1992 I ода Резулыам.! ппх шугрспми по данным таблицы 1 прила! ающейея к цитируемой статье представлены на рис 12 Для удобства данные за один год на рисунке показаны с небольшим интервалом по горизонтали Пунк-] ирной линией обозначен общий фенд 25 пк/тд котрый обьжпя-екя «( 1адным )ффекюм» (Ьап(Ь\<а&оп 0^0(1") 1С1 сфомлепием автра (01па(0вам, (вой ре?улыа1ы с предыдущими измерениями даже если они были получены другими методами По-видимому современные методы дают большие значения /?о в то время как авторы ориеп I ирую I с я па предыдущие меньшие рсч>лыа1ы о I сюда такой плавный рос [ Со-I лас по |37| наиболее1 ворон I нос значение Яц = 80 ±04 кпк Однако

Малкин [58] опровергает эти результаты, утверждая, что никакого статистически значимого грепда пет.

Наиболее падёжными являются прямые методы, так как они не1 зависят1 от принятых кинематических моделей или моделей распределения объектов относительно центра Галактики. Известны два источника излучения водяного мазера па частоте 22 ГГц. Sgr B2N и Sgr В2М. расположенных в. непосредс! венной близости от центра, где находится источник Sgr А*. В работе |75| определены значения тригонометрических параллаксов для этих объектов: 7r(Sgr B2N) = 0.128 ± 0.015 мед (г = 7.8±0.09 кпк), 7r(Sgr В2М) - 0.130 ± 0.012 мед (г = 7.7±0.07 кпк). С учётом toit), чт'о Sgr В2 расположен слегка ближе к нам, чем Sgr А*, было сделано заключение о значении Д0 — 7.91'цу кпк.

С другой стороны, кинематические методы также важны, так как геометрический и динамический центры могут не совпадать. Поэтому определение Rq по кинематике различных подсистем позволяет исследовать различия их динамики. В настоящей диссертации показано, что величина Rq, определяемая по кинематике молодых РЗС не совпадает со значением, получаемым прямыми методами.

1.3 Вращение Галактики

Определения кривой вращения во внутренней области Галактики изначально проводились по измерению лучевых скоростей облаков межзвёздного газа в, линии HI или СО в тангенциальных точках |27|, |30|. Тангенциальные точки - это точки, лежащие на окружности с диаметром Солнце — центр Галактики в галактической плоскости. Их особенностью является то, что для объектов в этих точках, вращающихся по круговым орбитам, направление лучевой скорости сов,падает с. направлением галактическою вращения. Поэтому, если кривая вращения достаточно гладкая, то на данном луче зрения максимальная лучевая скорость будет у облаков межзвёздного газа, находящихся вблизи тангенциальных

300

km/s

100

V 150

200

250

<

ï

50

0

О

5

10 R крс

15

20

Рис. 1.3: Кривая вращения Галактики в диапазоне 7? = 0 20 кпк согласно |80|. положение Солнца отмечено символом • . жирным кружком в районе П ~ 13 кик отмечен мазер и облает ш ¡едообразовання 8209.

точек. Здесь существенны предположения о круговом вращении облаков, малой внутренней дисперсии скоростей, а также достаточно плотном покрытии пространства облаками.

Особую ценность наблюдения Н1 в тангенциальных точках представляют для исследования кинемат ики вещества в спиральных волнах плотности. Кинематические особенности выражаются в периодических отклонениях круговых скоростей с амплитудой около 7км с [20]. Такие1 колебания обнаруживаются и у подсистемы молодых РЗС. по они не так-ярко выражены |5|.

Фич и др. [36] получили аналитические выражения (8 вариантов) для кривой вращения до радиуса 2/?0. используя для внешней части области НИ с расстояниями полученными спектрофотометричеекими методами. Отвечая на вопрос «Возрастает ли кривая вращения?», они используют новые на то время рекомендации МАС (Яц — 8.5 кпк, Ус = 220 км/с) и приходят к выводу, что кривая вращения плоская.

Софуе и др. |86| построили унифицированную кривую вращения по разнородным данным, которые были приведены к стандартному набору галактических консташ /?0 = 8.0 кпк и Vc = 220 км/с. После этого они провели декомпозицию на составляющие: балдж с профилем плотности по закону Вокулёра. экспоненциальный диск и изотермическое гало. При этом на кривой вращения остались две впадины, которые не объясняются главными компонентами. Эта кривая вращения дана на рис. 1.3. Впадина на R ~ 3 кпк согласуется с наблюдаемым баром. 9-кнк впадину авторы объясняют' массивным кольцом радиусом ~ 11 кпк.

Софуе [85| построил псевдо-кривую вращения, на которую помимо данных о вращении Галактики наложены радиальные скорости галактик-спутников и Туманности Андромеды. Он заключил, что Местная Группа (одержит ичшую материю массой ~ 5 • 1012М.-. заполняющую пространств,о между i ашсй Галактикой и Туманностью Андромеды.

Лиу и Жу [54| получили плоскую кривую вращения 210 ± 12 км/с до R = 15 кпк по пространственным скоростям 194 углеродных звёзд. Углеродные звёзды, так же как и цефеиды, являются стандартными свечами. поэтому для них возможно получать падёжные1 расстояния и они популярны при исследовании кинематики галактического диска.

На рис. 1.4 показана кривая вращения, из работы |37|. которая была построена по данным об объектах различных типов. Видна значимая разница в кривых вращения для I и IV квадрантов по данным обзоров SGPS (Southern Galactic Plane Survey |59|) и VGPS (VLA Galactic Plane Survey [52]. [89|). Также1 видны большие ошибки как измерения скорости, так и расстояний во внешней части Галактики (при R > R,q).

С кривой вращения тесно связана проблема определения распределения масс в галактиках. Обычно считается, что причиной плоской кривой вращения является наличие гало тёмной материи, однако популярна и альтернативная теория модифицированного закона тяготения (|62| и ещё1 две статьи в том же томе). Модификация заключается в записи второго

____»-- .................

.......... <|г •"* .................. ■

- - - Ч*"

; г ..с \ 1.1'ч ]"' 1 1.1"

. * 1111 к,-......

• i ii ч т

.'.Ч'Ч <4!Г V .1

■ Кч, .. , ...л ♦ I , , . ,, \1ТО

-1'111'' '-{" 'н"1/'- ^Шь Лип

Л1 1.1 < | 14 Ь--

1,кк -'" 1,1ч \пп

I . ч и и

I 1- I к

Рис. 1.4- Кривая вращения Галаклики в диапазоне 3-г 14 кпк. Дня внутренней части Галаклики данные в ¡ялы п? обзоров УСРБ и БСРЭ (тангенциальные точки М1). для внешней части — НТТ-областп. Два серых квадрата на 7? ^ 8 кпк п 13 кпк — точки из [98], полученные по оценкам круговой скорости для выборки голубых звёзд горизонтальной ветви гало с известными лучевыми скоростями.

закона Ньютона к виде

Г = туц(а/ао)а. (1-1)

где тд — гравитационная масса тела. .Р — сила, действующая на тело. а — ускорение; тела. а() -- константа с размерностью ускорения, ¿¿(х) — некая произвольная функция, которая обладает- свойствами /.¿(х 1) ~ 1 и /.¿(./, 1) х. Это даёт постоянную скорость па бесконечности У^. = сщСМ. где М — полная масса Галактики. Таким образом, кривые вращения вычисляются на основе наблюдаемого распределения масс с указанным значением скорости на бесконечности. Значение посюяппой ускорения, полученное Милгромом а(] = 2- 1СГ'4 (Но/ЬО км/е/Мпк)2 см/с2.

1.4 Спиральный узор

Наиболее выразительной и загадочной деталью в структуре спиральных галактик является спиральный узор. Он наблюдается в более или

менее выраженной форме в большинстве галактик, что говорит о том, что есть один или несколько общих механизмов возникновения и поддержания спирального узора. По внешнему виду спирали можно разделить на два тина: правильные длинные рукава, образующие глобальный спиральный узор (grand design) и фрагментарные спирали, представляющие собой геометрически неправильные образования (флоккулентпые спирали). Механизм образования для них разный.

В первом случае спиральные рукава представляют собой волны плотности. которые могут сохраняться на временах, больших времени полного оборота диска. В настоящее время обычно применяют теорию волн плотности, первое подробное количественное описание которой сделано Линем и Шу (|53| и последующие работы).Эта теория рассматривает изолированную галактику, не возмущённую внешними силами. Однако, на практике, спиральные галактики часто обладают близкими спутниками. В |71] показано, что большую роль в эволюции спирального узора играет взаимодействие с карликовой галактикой Стрельца. Этот механизм не является уникальным только для нашей Галактики -- маломассив-пые спутники есть у большинства других гигантских галактик, которые также могут играть важную роль в эволюции спирального узора.

Во втором случае причиной является растягивание областей звездообразования за счёт дифференциального вращения. Важным фактором представляется также возможное распространение процесса звездообразования на соседние области. В одной галактике возможно сосуществование регулярного и фрагментарного спиральных узоров |12].

Исследование спиральной структуры Галактики может проводиться методами изучения пространственного распределения (в плоскости диска) оптических индикаторов, либо изучением динамических индикаторов (поле скоростей). Оптическими индикаторами являются области звездообразования. ОВ-звёзды. сверхгиганты, цефеиды, молодые РЗС.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Степанищев, Александр Сергеевич, 2014 год

Литература

fl] Аттенков A.B., Зарубин B.C. и Канатников А.H., Введение в методы оптимизации. — М.: Финансы и статистика: ИНФРА-М, 2008. — 272 с.

[2] Байкова А.Т., Бобылев В.В., // Письма в Астрон. Ж.урн.38, 617, 2012

[3] Бобылев В.В., Гончаров Г.А., Байкова А.Т., База данных OSACA и кинематический анализ звёзд околосолнечной окрестности // Астрон. Журн., 83, 821, 2006

[4] Бобылев В.В., Байкова А.Т., Лебедева C.B., Параметры вращения Галактики по данным о рассеянных скоплениях звёзд // Письма в Астрон. Жури., 33, 809, 2007

[5| 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., 34, 570, 2008

[6| Бобылев В.В., Степанищев A.C., Байкова А.Т. и др., Кинематика звёзд Tycho-2, принадлежащих сгущению красных гигантов // Письма в Астрон. Журн., 35, 920, 2009

[7] Витязев В.В., Спекртально-корреляционный анализ равномерных временных рядов. — Издательство С.-Петербурского университета. 2001. - 48 с.

[8] Гончаров Г.А., Пулковская компиляция лучевых скоростей 35 495 звёзд Hipparcos, приведённых к общей системе // Письма в Астрон. Журн., 32, 844, 2006

[9| Гончаров Г.А.. Сгущение красных гигантов в каталоге Tycho-2 // Письма в Астрон. Журн.34, 868, 2008

[10] Дамбис А.К., Мельник A.M. и Расторгуев A.C., Тригонометрические параллаксы и кинематическая тикала расстояний для ОВ-ассоциаций // Письма в Астрон. Журн., 27, 68, 2001

[11] Локтин A.B., Марсаков В.А., Лекции по звёздной астрономии. — Ростов-на-Дону: типография Южного Федерального университета, 2009. - 282 с.

[12] Морозов, Хоперсков, Физика дисков. — Волгоград: издательство Волгоградского государственного университета, 2005. — 422 с.

[13] Паренаго П.П., Курс звёздной астнономии. — М.: ГИТТЛ, 1954. — 476 с.

[14] Расторгуев A.C., Глушкова Е.В., Дамбис А.К. и др.. Статистические параллаксы и кинематические параметры классических цефеид и молодых звёздных скоплений // Письма в Астрон. Журн., 25, 689, 1999

[15] Рольфе, Теория волн плотности. — М.: Мир, 1980. —

[16] Рыбка С.П., Особенности галактического вращения в окрестности Солнца по данным о гигантах «красного сгущения» // Кинематика и физика небесных тел, 24, 137, 2008

[17] Степанищев A.C., Оценка К-эффекта по радиальным скоростям рассеянных звёздных скоплений // Известия ГАО, 219, 289, 2009

[18] Степанищев A.C., Бобылев В.В., Кривая вращения Галактики по пространственным скоростям избранных мазеров // Письма в Астрон. Журн., 37, 281, 2011

[19] Asaki Y., Degnchi S., Imai H., et ai, Distance and proper motion measurement of the red supergiant, S Persei, with VLBI H20 maser astrometry // Astrophys. J., 721, 267, 2010

[20] Baba J., Asaki Y., Makino J.. еЛ ai. The origin of large peculiar motions of star-forming regions and spiral structures of our Galaxy //

[21] Battaner E., Florido E., and Sanchez-Saaverda M.L.. Intergalactic magnetic field and galactic warps // Astron. Astrophys., 236, 1, 1990

[22] Blitz L., Direct evidence for a bar at the galactic center // Astrophys. J., 379, 631, 1991

[23] Brand J., and Blitz L.. The velocity field of the outer Galaxy // Astron. Astrophys., 275, 67, 1993

[24] Brunthaler A., Reid M.J., Menten K.M., et aL, The Bar and Spiral Structure Legacy (BeSSeL) survey: Mapping the Milky Way with VLBI astrometry // Astronomische Nachrichten, 332, 461, 2011

[25] Burke B.F., Systematic distorsion of the outer regions of the galaxy // Astron. J., 62, 90, 1957

[26] Burton W.B., Galactic structure derived from neitral hydrogen observations using kinematic models based on density-wave theory // Astron. Astrophys., 10, 76, 1971

[27] Burton W.B., and Gordon M.A., Carbon monoxide in the Galaxy III. The overall nature, of its distribution in the equatorial plane // Astron. Astrophys., 63, 7, 1978

[28] Casertano S., Rotation curve of the edge-on spiral galaxy NGC 5907: disk and halo masses // Mon. Not. R. Astron. Soc., 203, 735, 1983

[29] Chernin A.D., Zasov A.V., Arkhipova V.P., et al, Poligonal arms and hexagonal rings: morphology and physical interpretation // Astron. Astrophys. Trans., 20, 139, 2001

[30] Clemens D.P., Massachusetts — Stony Brook galactic plane CO survey: the galactic disk rotation curve // Astrophys. Л., 295, 422, 1985

[31] Dehnen W., The distribution of nearby stars in velocity space inferred fron Hipparcos data // Astrophys. J., 115, 2384, 1998

[32] de Vaucouleurs G., Recherches sur les Nebuleuses Extragalactiques // Ann. d'Ap, 11, 247, 1948

[33] de Vaucouleurs G., IAU Symposium 20: The Galaxy and the Magellanic Clouds, ed. F.J. Kerr & A.W. Rodgers (Sydney: Australian Academy of Science), 195, 1964

[34| Drimmel R,., and Spergel D.N., Three-dimensional structure of the Milky Way disk: the distribution of stars and dust beyond 0.35-Ro // Astrophys. J., 556, 181, 2001

[35] Englmaier P., Rohl M., and Bissantz N.. The Milky Way spiral arm pattern. 3D distribition of molecular gas // Mem. S. A. It., 2008

[36] Fich M., Blitz L., an Stark A.A., The rotation curve of the Milky Way to 2R0 U Astrophys. J., 342, 272, 1989

[37] Foster T, and Cooper В., Structure and dynamics of the Milky Way: the evolving picture // ASP Conf. Series, 438, 2010

[38] Garcia-Ruiz I., Kuijken K., and Dubinski J., The warp of the Galaxy and the Large Magellanic Cloud // Mon. Not. R. Astron. Soc., 337, 459, 2002

[39] Georgelin Y.M., and Georgelin Y.P., The spiral structure of our Galaxy determined from HII regions // Astron. Astrophys., 49, 57, 1976

[40] Ghez A.M., Salim S., Weinberg N.N., et al, Measuring distance and properties of the Milky Way's central supermassive black hole with stellar orbits // Astrophys. J., 689, 1055, 2008

[41] Gillessen S.,Eisenhauer F.,Trippe S., et al., Monitoring stellar orbits around the massive black hole in the galactic center // Astrophys. J., 692, 1075, 2009

[42] Girardi L.. and Bertelli G., The evolution of the V — К colours of single stellar populations // Mon. Not. R. Astron. Soc.; 300, 533, 1998

[43] Goedhart S., Gaylard M.J., and van der Walt D.J., Periodic flares in the methanol maser source G9.62+0.20E // Mon. Not. R. Astron. Soc., 339, L33, 2003

[44] Hirota Т., Ando K., Bushimato Т., et al, Asrtometry of H2O masers in nearby star-forming regions with VERA. III. IRAS 22198+6336 in L1204G // Publ. Astron. Soc. Japan., 60, 961, 2008a

[45] Hirota Т., Bushimata Т., Choi Y.K., et al, Astrometry of water maser sources in nearby molecular clouds with VERA — II SVS 13 in NGC 1333 // Publ. Astron. Soc. Japan., 60, 37, 2008b

[46] Kalberla P.M.W.. and Dedes L.. Global properties of the HI distribution in the outer Milky Way. Planar and extra-planar gas // Astron. Astrophys., 487, 951, 2008

[47] Kharchenko N.V., Scholz R.D., Piskunov A.E.. et al., Astrophysical supplements to the ASCC-2.5. Ia. R.adial velocities of ~ 55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations // Astron. Nachr., 328, 889, 2007

[48] Koposov S.E., Rix H.W., and Hogg D.W., Constraining the Milky Way potencial with a six-dimensional phase-space map of the GD-1 stellar stream // Astrophys. J., 712, 260, 2010

[49] Kuijken K., and Garcia-Ruiz I., in ASP Conf. Ser. 230, Galaxy Disks and Disk Galaxies, ed. J.G. Funes E.M. Corsini (San Francisco: ASP), 401, 2001

[50] Kurtz S., and Franco J., Ultracompact HII regions // R.evMexAA, 12, 16, 2002

[51] Lepine J.D.R., Roman-Lopes A.. Abraham Z., et ni, The spiral structure of the Galaxy revealed by CS sources and evidence for the 4:1 resonanse // Mon. Not. R. Astron. Soc., 414., 1607, 2011

[52] Levine E.S., Heiles C., and Blitz L., The Milky Way Rotation Curve and its Vertical Derivatives: Inside the Solar Circle // Astrophys. J., 679, 1288, 2008

[53] Lin C.C., and Shu F.H., On the spiral structure of disk galaxies // Astrophys. J., 140, 646, 1964

[54] Liu J.C., and Zhu Z., Rotation curve of the Galactic outer disk derived from radial velocities and UCAC3 proper motions of carbon stars // Research in Astron. and Astroph., 10, 541, 2010

[55] Lopez-Corredoira M., Betancort-Rijo J., and Beckman J.E., Generation of galactic disk warps due to intergalactic accretion flows onto the disk // Astron. Astrophys., 386, 169, 2002

[56] Lutz Т.Е., and Kelker D.H., On the use of trigonometric parallaxes for the calibration of luminosity systems: theory // PASP, 85, 573, 1973

[57] Majaess D.J., Turner D.G., and Lane D.J., Characteristics of the Galaxy according to Cepheids // Mon. Not. R„ Astron. Soc., 398, 263, 2009

[58] Malkin Z., The current best estimate of the Galactocentric distance of the Sun based on comparison of different statistical techniques // arXiv:1202.6128vl

[59] McClure-Griffiths N.M., Dickey J.M., Gaensler B.M., et al, The Southern Galactic Plane Survey: HI Observations and Analysys // Astrophys. J. Suppl. Ser., 158, 178, 2005

[60] Mel'nik A.M.. and Rautiainen P., Two-component outer ring and the Galactic spiral structure // arXiv:1108.3741vl

[61] Menten К.М., in IAU Symposium. 178, Molecules in Astrophysics: Probes & Processes, ed E.F. van Dishoek, 163, 1996

¡62] Milgrom M., A modification of the Newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis // Astrophys. J., 270, 365, 1983

[63] 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., 105, 2138, 1993

[64] Nagayama Т., Omodaka Т., Nakagawa A., et a.L, Astrometry of galactic star-f'orminf region Onsala 1 with VERA: estimation of angular velocity of galactic rotation at the Sun // Publ. Astron. Soc. Japan., 63, 23, 2011

[65] Navarro J.F., Frenk C.S., and White S.D.M., A universal density profile from hierarchial clustering // Astrophys. J.. 490, 493, 1997

[66] Nikiforov I.I., ASP Conf. Series, 316, 199, 2003

[67] Nikiforov I.I., On a source of systematic error in absolute measurement of galactocentric distance from solving for the stellar orbit around Sgr A* // arXiv:0803.0825vl

[68] Oiling R.P., and Dehnen W., The Oort constants measured from proper motions // Astrophys. J., 599, 275, 2003

[69] Perriman M.A.C.. Lindegren L., Kovalevsky J., et a,I., The Hipparcos Catalogue. — ESA (предисловие к CD-публикации)

[70] Piskunov A.E., Kharchenko N.V., and Roser S., Revisiting the population of Galactic open clusters // Astron. Astrophys., 445, 545, 2006

[71] Purcell C.W., The Sagittarius impact as an architect of spirality and outer rings in the Milky Way // Nature. 477, 301, 2011

[72] Quiroga R.J., An indirect measurement of the Galactic center distance // Astron. Astrophys., 92, 186, 1980

[73] R.eid M.J., The distance to the center of the Galaxy // Anrm. Rev. Astron. Astrophys. 31, 345, 1993

[74] Reid M.J., Menten K.M., Zheng X.W., et al., Trigonometric parallaxes of massive star-forming regions. VI. Galactic structure, fundamental parameters, and noncircular motions // Astrophys. J., 700, 137, 2009a

[75] Reid M.J., Menten K.M., Zheng X.W., et al, A Trigonometric parallax of Sgr B2 // Astrophys. J., 705, 1548, 2009b

[76] Russeil D., Star-forming complexes and the spiral structure of our Galaxy // Astron. Astrophys., 397, 133, 2003

[77] R.ygl K.L.J., Brunthaler A., Reid M.J., et al., Trigonometric parallaxes of 6.7 GHz methanol masers // Astron. Astrophys., 511, 2, 2010

[78] Sanna A., Reid M.J., Moscadelli L., et al., Trigonometric parallaxes of massive star-forming regions. VII. G9.62-L0.20 and the expanding 3-kpc arm // Astrophys. J., 706, 464, 2009

[79] SatO M, Reid M.J., Brunthaler A., et al, Distance to G14.33-0.64 in the Sagittarius spiral arm: H2O maser trigonometric parallax with VERA // Publ. Astron. Soc. Japan., 62, 287

[80] Schwarz M.P., The response of gas in a galactic disk to bar forcing // Astrophys. J., 247, 77, 1981

[SI] Shapley H., Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. VII. The distances, distribution in space, and dimensions of 69 globular clusters // Astrophys. J., 48, 154, 1918

[82] Shen M., and Zhu Z., A Kinematical calibration of the galactocentric distance // Chin. J. Astron. Astrophys., 7, 120, 2007

[83] Siebert A., Bienaime O., Soubiran C., Vertical distribution of Galactic disk stars II. The surface mass density in the Galactic plane // Astron. Astrophys., 399, 531, 2003

[841 Skrutskie M.F., Cutri R.M., Steining R.; et al, The two micron all sky survey (2MASS) // Astron. J., 31, 1163, 2006

|85j Sofue Y., Pseudo rotation curve connecting the Galaxy, dark halo, and Local Group // Publ. Astron. Soc. Japan., 61, 153, 2009

[86] Sofue Y., Honma M., and Omodaka Т., Unified rotation curve of the Galaxy — decomposition into de Vaucouleurs bulge, disk, dark halo, and 9-kpc rotation dip // Publ. Astron. Soc. Japan., 61, 227, 2009

[87] Steiman-Cameron T.Y., Wolfire M., and Hollenbach D., СОВЕ and the galactic interstellar medium: geometry of the spiral arms from FIR. cooling lines // Astrophys. J., 722, 1460, 2010

[88] Steinmetz M., Zwitter Т., Siebert А.. et al. The radial velocity experiment (RAVE): first,t data release // Astron. J., 132, 1645, 2006

[89] Stil J.M., Taylor A.R., Dickey J.M., et al.The VLA Galactic Plane Survey // Astron. J., 132, 1158, 2006

[90] Torra J.. Fernández D., and Figueras F., Kinematics of young stars I. Local irregularities // Astron. Astrophys., 359, 82, 2000

[91] Trumpler R.J., and Weaver H.F.. Statistical Astronomy. — Berkeley and Los Angeles: University of California press. — 1953. — 644 p.

[92] Webster Z.T., Bulletin of the American Astronomical Society, 34, 1210, 2002

[93] Weinberg M.D., and Blitz L., A Magellanic origin for the warp of the Galaxy // Astrophys. J., 641, L33, 2006

[94] Westerhout G, The distribution of atomic hydrogen in the outer parts of the galactic system // Bull. Astron. Inst. Netherlands 13, 201, 1957

[95] Widrow L.W., Рут В., and Dubinsky J., Dynamical blueprints for galaxies // Astrophys. J., 679, 1239, 2008

[96] Vallée J.P.. The spiral arms and interarm separation of the Milky Way: an updated statistical study // Astrophys. J.. 130, 569, 2005

197] Xu Y., Voronkov M.A., Pandian J.D., et al., Absolute positions of 6.7GHz methanol masers // Astrophys. J., 507, 1117, 2009

[98] Xue X.X., Rix H.W., Zhao G., et al, Tha Milky Way's circular velocity curve to 60 kpc and an estimate of the dark matter halo mass from the kinematics of ~ 2400 SDSS blue horizontal-branch stars // Astrophys. J., 684, 1143, 2008

[99] Yusifov I., The Magnetized Interstellar Medium // 8-12 September 2003, Antalya, Turkey, Eds.: B. Uyaniker, W. Reich, and R. Wielebinski, 2003

[100] Zhu Z., Galactic kinematics and structure defined by open clusters // Research in Astron. Astrophys., 9, 1285, 2009

[101] ESA, The Hipparcos and Tycho Catalogues (ESA SP-1200), 1997

[ 1021 http://sci.esa.int/gaiа/