ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 11, с. 861-873
УДК524.62; 524.66
КИНЕМАТИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ ЗВЕЗД ПОЯСА ГУЛЬДА
© 2004 г. В. В. Бобылев*
Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
Поступила в редакцию 12.11.2004 г.
Выполнен анализ пространственных скоростей звезд моложе 125 млн. лет, удаленных от Солнца на расстояние < 650 пк, входящих в структуру пояса Гульда. Параметры вращения и расширения пояса Гульда определены на основе предположения о наличии единого кинематического центра, направление на который найдено следующим: lo = 128° и Ro = 150 пк. Максимального значения линейные скорости достигают на расстоянии от центра «300 пк и составляют —6 км/с для вращения (направление данного вращения совпадает с галактическим) и +4 км/с для расширения. Показано, что использованная в данной работе модель вращения звезд дает более адекватное описание наблюдаемого поля скоростей по сравнению с линейной моделью, основанной на постоянных Оорта Ag и Bg. Приведены аргументы в пользу принадлежности к структуре пояса Гульда молодых скоплений в Pic, Tuc/HorA и TWA.
Ключевые слова: Пояс Гульда, Галактика (Млечный Путь), OB-ассоциации, TW Hydrae, в Pictoris, Tucana.
KINEMATIC PECULIARITIES OF GOULD BELT STARS, by V. V. Bobylev. We analyzed the space velocities of Gould Belt stars younger than 125 Myr located at heliocentric distances < 650 pc. We determined the rotation and expansion parameters of the Gould Belt by assuming the existence of a single kinematic center whose direction was found to be the following: lo = 128° and Ro = 150 pc. The linear velocities reach their maximum at a distance of «300 pc from the center and are —6 km for rotation (the direction of this rotation coincides with the Galactic one) and +4 —6 km s_1 for expansion. We show that the stellar rotation model used here describes the observed velocity field more faithfully than does the linear model based on the Oort constants AG and BG. We provide evidence that the young clusters в Pic, Tuc/HorA, and TWA belong to the Gould Belt.
Key words: Gould Belt; Galaxy (Milky Way); OB associations; TW Hydrae, в Pictoris, Tucana.
ВВЕДЕНИЕ
Звездно-газовые комплексы, связанные с процессами звездообразования в других галактиках, и в Галактике, имеют иерархическую структуру (Ефремов, 1998; Ефремов, Эльмегрин, 1998). Гигантские звездно-газовые комплексы (ГЗГ-комплексы) трассируют спиральный узор Галактики (Ефремов, 1998). ГЗГ-комплексы имеют массу &1 х 106 М®, размер до 1000 пк, время жизни т < 108 лет. Менее массивные образования, такие как OB-ассоциации, рассеянные звездные скопления, гигантские молекулярные облака, являются частью ГЗГ-комплекса. Солнце расположено внутри ГЗГ-комплекса, который известен как пояс
Электронный адрес: vbobylev@gao.spb.ru
Гульда (радиус &500 пк, время жизни т & 60 х х 106 лет). В то же время, пояс Гульда является частью более старого (т & 5 х 108 лет) и более массивного (&2 х 107 М®) образования, размером около 1000 пк, который известен как Местный рукав (рукав Ориона), или как Местная система звезд, которая понимается как гравитационно связанная долгоживущая система, и по кинематическим признакам ассоциируется (Олано, 2001) со звездным сверхскоплением Сириуса (Егген, 1984, 1992). Средняя остаточная скорость звезд, входящих в сверхскопление Сириуса, по отношению к местному стандарту покоя мала, поэтому центр масс Местной системы звезд совершил несколько оборотов вокруг центра Галактики по орбите, близкой к круговой. Пояс же Гульда за время
своего существования, по-видимому, испытал однократное воздействие волны плотности.
Важным признаком устойчивости такой системы, как пояс Гульда, является наличие собственного вращения. Такое вращение достаточно надежно определяется из наблюдений звезд пояса Гульда (Линдблад, 2000; Бобылев, 2004). За время своего существования пояс Гульда по крайней мере один раз испытал влияние ударной волны, вызванной волной плотности. Анализ движений OB-ассоциаций, заполняющих межрукавное пространство (r < 3 кпк), показывает наличие сложной периодической структуры их остаточных скоростей, которая обусловлена влиянием волн плотности (Мельник и др., 2001; Заболотских и др., 2002; Мельник, 2003). Одной из таких особенностей является заметная структура в распределении радиального компонента остаточных скоростей от галактоцентрического расстояния в области пояса Гульда (см. рис. 3a в работе Мельник и др., 2001), которую мы ассоциируем с известным положительным K-эффектом, или расширением молодых звезд. В настоящей работе мы предполагаем изучить этот эффект подробно на основе массива отдельных звезд, входящих в OB-ассоциации.
Целью работы является изучение движения пояса Гульда на основе данных о звездах, имеющих надежные оценки возраста. Для этого мы используем молодые и близкие OB-ассоциации, для которых имеются оценки возраста, сделанные различными авторами на основе современных наблюдений и методов. Параметры вращения и расширения пояса Гульда определяются на основе предположения о наличии единого кинематического центра. Для этого использован такой вид формул (формулы Боттлингера), который позволяет одновременно с параметрами вращения и расширения-сжатия определить в аналитическом виде направление на единый кинематический центр.
МЕТОДЫ АНАЛИЗА Формулы Боттлингера
В настоящей работе используется прямоугольная галактическая система координат с осями, направленными от наблюдателя в сторону галактического центра (l = 0°, b = 0°, ось X), в направлении галактического вращения (l = 90°, b = 0°, ось Y) и в направлении северного полюса Галактики (b = 90°, ось Z). Рабочие уравнения получены нами на основе известных формул Боттлингера (Огородников, 1965). На основе предположения о существовании единого кинематического центра вращения и расширения-сжатия (lo, Ro) формулы преобразованы к следующему виду:
Vr = ug cos bcos l + vg cos b sin l + wg sin b — (1) = 0.5^o'Ro. На основе соотношений (3) определяем
- Di(R — Ro) sin(l — lo) cos b — D2(R — Ro) x x cos(l — lo) cos b — F1(R — Ro)2 sin(l — lo) cos b — — F2(R — Ro)2 cos(l — lo) cos b + kor cos2 b + + k'or(R — Ro) cos2 b + 0.5ko r(R — Ro)2 cos2 b, 4.74гщ cos b = —ug sin l + vg cos l + + wor cos b + ш'0r(R — Ro) cos b + 0.5^'r x x cos b(R — Ro)2 — Di(R — Ro) cos(l — lo) + + D2(R — Ro) sin(l — lo) — Fi(R — Ro)2 x
x cos(l — lo) + F2(R — Ro)2 sin(l — lo), 4.74гщ = —ug cos l sin b — vg sin l sin b + + wg cos b + D1(R — Ro) sin(l — lo) sin b + + D2(R — Ro) cos(l — lo) sin b + Fi(R — Ro)2 x x sin(l — lo) sin b + F2(R — Ro)2 cos(l — lo) sin b — — kor cos b sin b — k'o r(R — Ro) cos b sin b — — 0.5k'"r(R — Ro)2 cos b sin b.
Здесь коэффициент 4.74 представляет собой частное от деления числа километров в астрономической единице на число секунд в тропическом году; r = 1/п — гелиоцентрическое расстояние звезды, Ro — расстояние от Солнца до кинематического центра, R — расстояние от звезды до кинематического центра. Мы освобождаем наблюдаемые движения от пекулярной скорости Солнца относительно местного стандарта покоя (Денен, Бинни, 1998), поэтому величины ug, vg, wg являются (в отличие от стандартного подхода, знаки нами изменены на противоположные) компонентами скорости центроида рассматриваемых звезд относительно местного стандарта покоя; компоненты собственного движения звезды щ cos b и щ выражены в мсд/год (миллисекунды дуги в год), лучевая скорость Vr в км/с, параллакс п в мсд (миллисекунды дуги), расстояния R, Ro и r — в кпк. Величина uo — угловая скорость вращения звездной системы на расстоянии Ro, ko — скорость радиального расширения (или сжатия) звездной системы на расстоянии Ro, ^o, ш'' и k'o, ko' — соответствующие производные по гелиоцентрическому расстоянию, взятые на расстоянии Ro, lo — направление на кинематический центр. Величина R вычисляется в соответствии с выражением
R2 = (r cos b)2 — 2Ror cos b cos(l — lo) + R20. (2)
В уравнениях (1) используются неизвестные
D1 = D cos lg, D2 = —D sin lg, (3)
Fi = F cos
F2 = —F sin /
где D = л/D'f + Dj = u'0R0 и F = у/F2 + F2 =
дважды поправку lg к принятому значению lo:
tg(lg )d = -D2/D1, tg(lg )f = —F2/F1, (4)
в этом случае новым направлением будет lo + lg. С другой стороны, для расширения можно ввести аналогичные величины G = k'oRo и H = 0.5^0'Ro с неизвестными G1, G2, H1, H2, тогда
G1 = G cos Ir = —G sin lg, (5)
G2 = — G sin lr = G cos lg,
H1 = H cos Ir = —H sin lg,
H2 = —H sin lr = H cos lg.
В соотношениях (5) отражен факт ортогональности эффектов расширения и вращения (lg = Ir + + 90°), который приводит к тому, что в формулах (1) неизвестные не разделяются. Поэтому для определения направления на кинематический центр в формулах (1) достаточно использовать один из наборов неизвестных, например D1, D2, F1, F2. На основе изложенного подхода имеется возможность получить независимую оценку расстояния от Солнца до кинематического центра. Такую оценку можно получить из формул, которые вытекают из соотношений (3)—(5)
D = Ro К — ko |, (6)
F = 0.5Ro К — k"l.
Уравнения (1) содержат тринадцать искомых неизвестных: uq, vq, wq, ko, к'0, ko', ko, k'o, ko', D1, D2, F1, F2, которые определяются методом наименьших квадратов. При известном направлении на кинематический центр уравнения имеют исходный вид
V^ = uq cos b cos l + vq cos b sin l + wq sin b — (7)
— Ro(R — Ro) sin(l — lo) cos bKo — — 0.5Ro(R — Ro)2 sin(l — lo) cos b^o' + cos2 bko r + + (R — Ro)[r cos b — Ro cos(l — lo)] cos bk'o + + 0.5(R — Ro)2[r cos b — Ro cos(l — lo)] cos bk 4.74гщ cos b = —uq sin l + vq cos l —
— (R — Ro)(Ro cos(l — lo) — r cos b)K — — 0.5(R — Ro )2(Ro cos(l — lo) — r cos b)K' +
+ r cos bKo + Ro(R — Ro) sin(l — lo))k'o +
+ 0.5Ro(R — Ro)2 sin(l — lo))ko', 4.74r^ = —uq cos l sin b — vq sin l sin b + + wq cos b + Ro(R — Ro) sin(l — lo) sin bKo + + 0.5Ro(R — Ro)2 sin(l — lo) sin bK' — — cos b sin bkor — (R — Ro)[r cos b —
— Ro cos(l — lo)] sin bk'o — 0.5(R — Ro)2 x
x [r cos b — Ro cos(l — lo)] sin bk".
Эти уравнения содержат девять искомых неизвестных: UG, VG, WG, и0, и'0, и", к0, к'0, к0'.
Особенностью данного метод
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.