ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 2-3, с. 106-114
УДК 524.6-34
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИЧЕСКОГО БАРА ПО ФОТОМЕТРИИ И СОБСТВЕННЫМ ДВИЖЕНИЯМ ЗВЕЗД
© 2014 г. В. В. Бобылев1,2*, А. В. Мосенков1,2, А. Т. Байкова1, Г. А. Гончаров1
1 Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
2Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного
университета Поступила в редакцию 04.07.2013 г.
Реализован новый метод отбора звезд бара Галактики, основанный на использовании инфракрасной фотометрии каталога 2MASS в сочетании с собственными движениями звезд из Харьковского каталога XPM. В соответствии с этим методом, гиганты сгущения и гиганты ветви предварительно отбираются на диаграмме "показатель цвета — звездная величина". Для них вычисляются фотометрические расстояния. Поскольку собственные движения звезд являются индикаторами большей дисперсии скоростей в направлении на бар и спиральные рукава по сравнению со звездами, имеющими круговые орбиты, то применение ограничений на величину собственного движения предварительно отобранных звезд, которые учитывают особенности галактического вращения, позволило исключить звезды фона. Из совместного анализа скоростей и распределения отобранных звезд на галактической плоскости уверенно выделяется ближний к Солнцу отрезок галактического бара с ориентацией 20°—25° по отношению к направлению "галактический центр — Солнце" и большой полуосью не более 3 кпк.
Ключевые слова: структура Галактики, центральный бар, спиральная структура, сгущение красных гигантов, гиганты ветви, собственные движения звезд.
DOI: 10.7868/80320010814030036
ВВЕДЕНИЕ
Первые свидетельства наличия в Галактике центрального бара приведены, по-видимому, Вокуле-ром (1970). Позже наблюдательные доказательства существования бара были получены несколькими путями. Среди них — изучение кинематики газа (Бинни и др., 1991), анализ поверхностной яркости (Блиц, Шпергель, 1991), звездные подсчеты (Накада и др., 1991; Станек и др., 1994) и данные экспериментов по поиску микролинзирования (Удальски и др., 1994).
Появление фотометрических данных сотен миллионов звезд в инфракрасном диапазоне привело к значительному успеху в изучении бара Галактики. Анализ сгущения красных гигантов из каталогов 2MASS (Бабиссо, Гильмор, 2005), OGLE-II (Рат-тенбери и др., 2007) или OGLE-Ш (Натаф и др., 2013) показал, что бар ориентирован по отношению к направлению "галактический центр — Солнце" под углом 15° —45°, его радиус составляет 3—4 кпк, отношение его осей (хь : Уь : ¿ь) примерно 10 : 3.6 :
Электронный адрес: vbobylev@gao.spb.ru
2.7 (Раттенбери и др., 2007). В настоящее время о параметрах ориентации и размере бара идет дискуссия. Большинство авторов склоняется к модели короткого бара (Еь ~ 3 кпк), ориентированного под углом около 20°. Другие авторы говорят о длинном баре (Еь ~ 4 кпк), ориентированном под углом около 44° (Бенджамин и др., 2005; Лопес-Корредоира и др., 2007).
В качестве индикаторов расстояний мы предполагаем использовать гиганты сгущения и ветви. Метод отбора таких звезд на примере каталогов 2MASS (Скрутски и др., 2006) и Tycho-2 (Хег и др., 2000) реализован Гончаровым (2008, 2011).
Важно отметить, что движения звезд, принадлежащих бару, имеют существенные отклонения от круговых орбит. Если мы возьмем много звезд, лежащих на одном луче зрения (в направлении на бар), но находящихся на различных расстояниях (как на ближнем, так и на дальнем краю бара), то будем наблюдать значительную дисперсию скоростей.
Моделирование кинематики бара показывает, что в направлении I = 0° имеется пик дисперсий как лучевых скоростей звезд (Жао, 1996; Ванг и
др., 2012), так и их собственных движений (Жао, 1996). Этим фактом мы собираемся воспользоваться для более надежного отбора звезд, принадлежащих галактическому бару. Для такой задачи наибольший интерес представляют лучевые скорости звезд, так как их значения и ошибки не зависят от гелиоцентрического расстояния. Однако в настоящее время достаточного количества измерений лучевых скоростей для нужных нам звезд нет. Поэтому мы предполагаем использовать данные о собственных движениях звезд.
Для этих целей вполне подходит Харьковский каталог ХРМ (Федоров и др. 2009, 2011), содержащий собственные движения около 314 млн звезд и снабженный данными об инфракрасной фотометрии из каталога 2МЛ88. Особый интерес представляет то, что каталог ХРМ является независимой реализацией инерциальной системы координат. Для абсолютизации собственных движений звезд было использовано около 1.5 млн галактик.
С баром тесно связана спиральная структура Галактики. Однако в настоящее время даже на вопрос о количестве спиральных рукавов в Галактике до сих пор нет однозначного ответа. Как показывает анализ пространственного распределения молодых галактических объектов (молодых звезд, областей звездообразования, рассеянных скоплений звезд или водородных облаков), возможен как двух-, трех-, так и четырехрукав-ный узор (Руссейль, 2003; Вали, 2008; Хоу и др., 2009; Ефремов, 2011; Францис, Андерсон, 2012). Известны и более сложные модели. Например, кинематическая модель Лепинэ и др. (2001), где в околосолнечной окрестности сочетаются двух-и четырехрукавный узоры. Согласно Энглмаеру и др. (2011), распределение нейтрального водорода в Галактике позволяет говорить о том, что во внутренней (Я < Я0) части Млечного Пути возможен двухрукавный узор, который во внешней (Я > Я0) части распадается на четырехрукавный. Отметим и спирально-кольцевую модель Галактики (Мельник, Раутиайнен, 2009), включающую два внешних кольца, вытянутых перпендикулярно и параллельно центральному галактическому бару, внутреннее кольцо, вытянутое параллельно бару, и два малых фрагмента спиральных рукавов.
Наиболее тесно с баром связан трехкилопарсе-ковый отрезок рукава. Его особенностью является значительная радиальная (удаление от центра Галактики) скорость около 50 км/с (Бертон, 1988; Санна и др., 2009). В настоящее время виден и отрезок трехкилопарсекового рукава, находящийся за баром — в области положительных галактических долгот (Дейм, Тадеуш, 2008). Таким образом, отрезки трехкилопарсекового спирального рукава дают значительный вклад в дисперсию скоростей в направлении на бар. Поэтому мы разделяем звезды
на две группы. Первая включает в себя звезды бара и спиралей, вторая — все остальные (звезды диска с почти круговыми орбитами и "звезды фона").
Настоящая работа посвящена отбору звезд, принадлежащих галактическому бару и спиральным рукавам в центральной части Галактики, и их анализу с целью определения геометрических характеристик бара. По данным инфракрасной фотометрии оцениваются фотометрические расстояния гигантов сгущения и ветви. Собственные движения звезд мы используем в качестве индикатора дисперсии скоростей в направлении на бар и спиральные рукава, что позволяет в итоге анализировать звезды, орбиты которых значительно отличаются от круговых. Естественно, такой подход потребовал тщательного учета особенностей галактического вращения.
МЕТОДЫ
Сгущение красных гигантов и гиганты ветви
Для выделения вероятных звезд бара Галактики мы использовали следующие критерии отбора из Харьковского каталога ХРМ и каталога 2МЛ8Б:
- \1\ < 90°, \Ь\ < 10° ,
— надежная 2МЛ8Б-фотометрия: Ка < 14т, ошибки фотометрии о(,]) < 0.т05, а(И) < 0.т05, о{К3) < 0.т05.
Первоначальная выборка составила 30 млн звезд. С использованием 3D-карты поглощения в Галактике (Маршалл и др., 2006) была построена линейная аппроксимация межзвездного поглощения в зависимости от расстояния:
Лк3 - кг, (1)
где к — коэффициент, определяемый для каждого участка небесной сферы размером 0.25° х 0.25° (рис. 1). Расстояние до звезды г было определено по известной формуле:
^г = 1 + 0.2(К - Ыка - ЛКв(г)). (2)
Для звезд сгущения красных гигантов было принято Мк3 = 1.52т (Гончаров, 2008). Истинный показатель цвета был найден следующим образом:
(] - К)о = (] - К3) - Е(] - К), (3)
где для оценки избытка цвета, в соответствии с законом поглощения Дрэйна (2003), было применено соотношение:
Е(] - Ка)= Лк3(г)/0.67. (4)
Наконец, для нахождения абсолютной звездной величины гигантов ветви был использован следующий полином, полученный нами по выборке гигантов ветви Гончарова (2011):
Мка = <р((] - Ка)о), (5)
Рис. 1. Пример построения линейной аппроксимации закона межзвездного поглощения в зависимости от расстояния для заданного участка неба.
где ср(х) = 3.5373х2 - 14.745х + 7.13.
Таким образом, расстояние до гигантов ветви было найдено в результате решения уравнения
^г = 1 + 0.2[К - ф - Ка - (6) - кг/0.67) - кг].
Чтобы найти корни данного уравнения был применен стандартный метод биссектрис.
Для гигантов сгущения расстояние может быть вычислено по более простой формуле:
^г = 1 + 0.2(К, + 1.52 - кг). (7)
Для каждой звезды выборки, применяя линейный закон межзвездного поглощения с коэффициентом к для поля, в которое попадает данная звезда, определяется истинный показатель цвета (7 -- К8)о. Далее для каждого поля была построена диаграмма "показатель цвета — видимая звездная величина".
Выборки гигантов сгущения и ветви были сформированы следующим образом. В результате анализа диаграммы для каждого поля в выборку гигантов ветви были занесены звезды с истинным показателем цвета (7 - К8)0 > 1т.0. Для гигантов сгущения должно быть выполнено условие 0т .55 < < (7 - К8)0 < 0т.9. Далее были выделены только те звезды, у которых К8 < 12т, чтобы исключить попадание в нашу выборку большого количества звезд Главной последовательности.
На рис. 2 представлен пример такой диаграммы для определенного участка неба.
Таким образом, мы получили две выборки звезд: гиганты ветви (^1.3 млн звезд) и гиганты сгущения (^10 млн звезд) с фотометрическим расстоянием, полученным из уравнений (6) и (7) соответственно.
Применение собственных движений звезд
Мы использовали собственные движения звезд из Харьковского каталога ХРМ, который содержит положения и абсолютные собственные движения около 314 млн звезд. Звезды покрывают всю небесную сферу и имеют величины в интервале 10т < В < 22т. Д
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.