ОПРЕДЕЛЕНИЕ КРИВОЙ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ ПО OB-ЗВЕЗДАМ
© 2015 г. В.В.Бобылев*, А. Т. Байкова
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 26.01.2015 г.
Рассмотрены три выборки звезд спектральных классов С и Б из околосолнечной окрестности 0.6—4 кпк, для которых из литературных источников мы взяли расстояния, лучевые скорости и собственные движения. Первая выборка содержит 120 массивных спектрально-двойных систем. Вторую выборку составили О-звезды со спектральными расстояниями из работы Патриарчи и др. Третья выборка состоит из 168 ОБ3-звезд, расстояния до которых определены по линиям межзвездного кальция. Показано, что угловая скорость вращения Галактики на околосолнечном расстоянии По и две ее производные П0, ^о, компоненты пекулярной скорости Солнца (и, V, Ш)©, хорошо определяются по всем трем выборкам звезд. С наименьшими ошибками они определяются по выборке спектрально-двойных звезд и по выборке звезд с кальциевой шкалой расстояний. Тонкая структура поля скоростей, связанная с влиянием галактической спиральной волны плотности, отчетливо проявляется в радиальных скоростях спектрально-двойных звезд и в выборке звезд с кальциевой шкалой расстояний.
Ключевые слова: ОВ-звезды, массивные звезды, спектрально-двойные системы, кинематика Галактики, спиральная структура.
DOI: 10.7868/Б032001081508001Х
ВВЕДЕНИЕ
Молодые массивные звезды спектральных классов О и В видны с больших расстояний от Солнца. Поэтому они являются важным инструментом для изучения структуры и кинематики Галактики (Моффат и др., 1998; Заболотских и др., 2002; Аведисова, 2005; Попова, Локтин, 2005). За время своей жизни ОВ-звезды не успевают далеко удалиться от места своего рождения, поэтому хорошо трассируют спиральную структуру Галактики (Ефремов, 2011; Колейро, Чати, 2013; Валли, 2014; Хоу, Хан, 2014).
До сих пор массовые определения расстояний до областей активного звездообразования, где сконцентрированы ОВ-звезды, выполнены на основе кинематического метода (Андерсон и др., 2012), не обладающего высокой точностью (Моисес, 2011). Лишь для относительно небольшой околосолнечной окрестности радиусом 4—5 кпк имеется возможность использования спектроскопического и фотометрического методов оценки расстояний. Однако несколько факторов сегодня снижают точность этих методов. Во-первых, это практическое отсутствие прямых измерений параллаксов у сверхгигантов в каталоге ШРРАНСОБ (1997) с точностью не хуже 10%.
Электронный адрес: vbobylev@gao.spb.ru
Такие измерения необходимы для установления надежной калибровки. Во-вторых, у звезд высокой светимости велика неопределенность в установлении спектрального класса и класса светимости. Воздействие первых двух факторов, согласно Вегнеру (2007), приводит, например, к тому, что дисперсия абсолютных величин последовательностей сверхгигантов 1а или 1аЬ на диаграмме Герцшпрунга—Рессела составляет около 1.5—2.0 звездных величин (для звезд главной последовательности такая дисперсия составляет всего около 0.3 звездной величины). В-третьих, для применения фотометрических методов (например, по фотометрии Стремгрена) просто отсутствуют данные для массовых определений расстояний.
Повышению точности этих методов при учете межзвездного поглощения способствовало появление результатов массовых инфракрасных наблюдений, в частности, каталога 2МА8Б (Скрут-ски и др., 2006). С использованием фотометрических характеристик из этого каталога в работе Патриарчи и др. (2003) определены спектральные расстояния для 184 О-звезд. Одной из целей настоящей работы является изучение кинематики Галактики по данным об этих звездах.
Самостоятельный интерес представляют спектрально-двойные системы. Они обычно имеют длительную историю наблюдений. Для многих из
них хорошо известны системные лучевые скорости, спектральная классификация и фотометрия. Из анализа разделенных спектрально-двойных систем с известными спектроскопическими орбитами, отобранных при условии, что массы и радиусы обеих компонент определяются с ошибками не более 3%, Торресом и др. (2010) показано, что их спектральные расстояния согласуются с тригонометрическими в пределах ошибок не более 10%. В работе Экера и др. (2014) количество таких систем повышено на 67%, оно составляет 257. Среди них, правда, доля молодых массивных систем не велика (около 20 систем).
В работе Бобылева, Байковой (20^) представлена кинематическая база данных, содержащая сведения о 220 массивных молодых звездах. Звезды расположены не далее 3—4 кпк от Солнца, около 100 из них представляют собой спектрально-двойные и кратные системы, компонентами которых являются массивные OB-звезды, остальные являются B-звездами каталога HIP-PARCOS со спектральными классами не позднее B2.5 и ошибками определения тригонометрических параллаксов не более 10%. Все звезды имеют оценки собственных движений, лучевых скоростей и расстояний, что позволяет анализировать их пространственные скорости. При этом значительная доля звезд этой выборки (162 звезды) принадлежит поясу Гулда (с гелиоцентрическими расстояниями г < 0.6 кпк). Особенности кинематики и пространственного распределения этих близких звезд были проанализированы в работах Бобылева, Байковой (20^, 2014б). Количество же более далеких звезд (58 звезд при г > 0.6 кпк) требуется увеличить для надежного определения параметров, описывающих кинематику Галактики.
В настоящее время имеются оценки расстояний до OB-звезд, сделанные спектроскопическим методом по уширению абсорбционных линий межзвездных ионизованных атомов Ca II, № I или K I (Мегир и др., 2005, 2009). Причем эта шкала согласована с тригонометрическими параллаксами (Мегир и др., 2005). Совсем недавно опубликованы новые измерения звезд, выполненные этим методом (Галазутдинов и др., 2015).
Целью настоящей работы является расширение кинематической базы данных о массивных молодых звездных системах, сравнение различных шкал расстояний и определение на основе полученных данных параметров вращения Галактики и спиральной волны плотности.
МЕТОД
Из наблюдений нам известны три проекции скорости звезды: лучевая скорость Уг, а также две
скорости V = 4.74гщ cos b и Vb = 4.74гщь, направленные вдоль галактической долготы l и широты b, выраженные в км/с. Здесь коэффициент 4.74 является отношением числа километров в астрономической единице к числу секунд в тропическом году, а r — гелиоцентрическое расстояние звезды r в кпк. Компоненты собственного движения щ cos b и щь выражены в миллисекундах дуги в год (мсек. дуги/год). Через компоненты Vr, Vi, Vb вычисляются скорости U, V, W, направленные вдоль прямоугольных галактических осей координат
U = Vr cos l cos b — Vl sin l — Vb cos l sin b, (1) V = Vr sin l cos b + Vl cos l — Vb sin l sin b, W = Vr sin b + Vb cos b,
где скорость U направлена от Солнца к центру Галактики, V в направлении вращения Галактики и W в северный галактический полюс. Две скорости: Vr, направленную радиально от галактического центра, и ортогональную ей скорость Vcirc, направленную в сторону вращения Галактики, можем найти на основе следующих соотношений:
Vcirc = U sin в + (Vo + V)cos в, (2)
Vr = —U cos в + (Vo + V) sin в,
где позиционный угол в вычисляется как tge = = y/(R0 — x), а x, y — прямоугольные галактические координаты звезды. Величина П0 является угловой скоростью вращения Галактики на солнечном расстоянии R0, параметры П0 и П" — соответствующие производные угловой скорости, V0 =
= |RA)|.
Скорости Vr и W практически не зависят от характера кривой вращения Галактики. Но для анализа периодичностей в тангенциальных скоростях необходимо определить сглаженную кривую галактического вращения и сформировать остаточные скорости AVcirc. Как показывает практика, для построения гладкой кривой вращения галактики в широком диапазоне расстояний R обычно бывает достаточно знать две производные угловой скорости П0 и П). Отметим, что все три скорости Vr, AVcirc и W должны быть освобождены от пекулярной скорости Солнца U© V©, W©.
Для определения параметров кривой галактического вращения мы используем уравнения, полученные из формул Боттлингера, в которых произведено разложение угловой скорости П в ряд до членов второго порядка малости r/R0:
Vr = —U© cos b cos l — V© cos b sin l — (3) — W© sin b + R0(R — R0) sin l cos bn0 + + 0.5R0(R — R0)2 sin l cos bn0,
Vl = U© sin l — V© cos l — гП0 cos b + (4)
+ (R - R0)(R0 cos l - r cos b)Q'0 + + 0.5(R - Ro)2(Ro cos l - r cos b)fi0',
Vb = Uq cos l sin b + Vq sin l sin b -
- Wq cos b - R0(R - R0) sin l sin bü'0 -
- 0.5Ro(R - Ro)2 sin l sin b^O',
где R — расстояние от звезды до оси вращения Галактики
R2 = r2 cos2 b - 2Ror cos b cos l + Rg. (6)
Влияние спиральной волны плотности в радиальных Vr и остаточных тангенциальных AVc¡rc скоростях является периодическим с амплитудой около 10 км/с. Согласно линейной теории волн плотности (Линь, Шу, 1964), оно описывается соотношениями следующего вида
Vr = -fr cos х, (7)
A Vdrc = fe sin х,
где
X = m[cot(¿) ln(R/Ro) - в] + Xq
— фаза спиральной волны (т — количество спиральных рукавов, г — угол закрутки спирального узора, х© — радиальная фаза Солнца в спиральной волне); /я и /в — амплитуды возмущений радиальных и тангенциальных скоростей, которые считаются положительными.
На следующем шаге мы применяем спектральный анализ для изучения периодичностей в скоростях VR и ДК;ГС. Длина волны Л (расстояние между соседними отрезками спиральных рукавов, отсчитываемое вдоль радиального направления) вычисляется на основе соотношения
2тгД0 Л
= m cot(i).
Пусть имеется ряд измеренных скоростей VRn (это могут быть как радиальные VR, так и тангенциальные ДVo скорости), п = 1,2,... ,М, где N — число объектов. Задачей спектрального анализа является выделение периодичности из ряда данных в соответствии с принятой моделью, описывающей спиральную волну плотности с параметрами /я,
Л(г) и х©.
В результате учета логарифмического характера спиральной волны, а также позиционных углов объектов 9п, наш спектральный (периодограмм-ный) анализ рядов возмущений скоростей сводится к вычислению квадрата ам
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.