ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 8, с. 601-619
УДК 524.6-34
КИНЕМАТИКА ГАЛАКТИКИ ПО ВЫБОРКЕ МОЛОДЫХ
МАССИВНЫХ ЗВЕЗД
© 2013 г. В. В. Бобылев1-2*, А. Т. Байкова1
1 Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
2Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета Поступила в редакцию 08.02.2013 г.
По литературным источникам создана кинематическая база данных о массивных (>10 Mq) молодых галактических звездных системах, расположенных в радиусе <3 кпк от Солнца, включающая 220 объектов. Из них около 100 объектов представляют собой спектрально-двойные и кратные звездные системы, компонентами которых являются массивные OB-звезды, остальные объекты — массивные B-звезды каталога HIPPARCOS с ошибками параллаксов не более 10%. По всей выборке построена кривая вращения Галактики, определено значение круговой скорости вращения околосолнечной окрестности вокруг центра Галактики при R0 =8 кпк, У0 = 259 ± 16 км/с, а также получены параметры спиральной волны плотности, а именно: амплитуды возмущений радиальной и азимутальной скоростей fR = —10.8 ± 1.2 км/c и fg = 7.9 ± 1.3 км/c соответственно; угол закрутки двухрукавного спирального узора i = —6.0° ± 0.4°, при этом длина спиральной волны плотности на околосолнечном расстоянии составила А = 2.6 ± 0.2 кпк; значение радиальной фазы Солнца в спиральной волне xq = —120° ± 4°. Показано, что в рамках теории волн плотности могут быть объяснены такие особенности пояса Гулда, как локальный эффект расширения системы, отклонение вертекса эллипсоида скоростей и значительное дополнительное вращение. Все эти эффекты заметно уменьшаются после учета в скоростях близких звезд влияния спиральной волны плотности. Выявлено также влияние звезд пояса Гулда на оценки параметров Галактики. Исключение их из кинематических уравнений привело к следующих новым значениям параметров спиральной волны плотности: fg = = 2.9 ± 2.1 км/c и xq = —104° ± 6°.
Ключевые слова: OB-звезды, массивные звезды, спектрально-двойные системы, кинематика Галактики, спиральная структура, пояс Гулда, убегающая звезда DW Car.
001: 10.7868/80320010813080019
ВВЕДЕНИЕ
Для изучения кинематики Галактики используются самые разнообразные данные. Это лучевые скорости облаков нейтрального и ионизованного водорода с расстояниями, полученными методом тангенциальной точки (Клеменс, 1985; Макклури-Гриффис, Дикей, 2007; Левайн и др., 2008), цефеиды со шкалой расстояний, основанной на зависимости период—светимость, рассеянные звездные скопления и OB-ассоциации с фотометрическими расстояниями (Мишуров, Зенина, 1999; Расторгуев и др., 1999; Заболотских и др., 2002; Бобылев и др., 2008; Мельник, Дамбис, 2009), мазерные источники с измеренными средствами РСДБ тригонометрическими параллаксами (Рид и др., 2009;
Электронный адрес: vbobylev@gao.spb.ru
Макмилан, Бинни, 2010; Бобылев, Байкова, 2010; Байкова, Бобылев, 2012). Большой интерес представляют также самые молодые массивные звезды высокой светимости (OB-звезды), так как они за время своей жизни не успели далеко удалиться от места своего рождения, хорошо трассируя спиральную структуру Галактики. Для изучения кинематики Галактики такие звезды использовались многими авторами на различных пространственных масштабах (Моффат и др., 1998; Аведисова, 2005; Попова, Локтин, 2005; Бранхам, 2006). Среди самых молодых OB-звезд доля двойных и кратных систем достигает 70—80%. Но кинематика именно таких систем изучена хуже, чем одиночных звезд.
В настоящее время большой интерес к массивным двойным звездам связан с изучением пространственных, кинематических и динамических свойств Галактики. Например, важно знать поло-
жение в Галактие рентгеновских двойных высокой массы (Колейро, Чати, 2012), их связь со спиральной структурой Галактики (Лутовинов и др., 2005), распределение вокруг Солнца возможных пред-сверхновых, предшественников нейтронных звезд и черных дыр (Холе и др., 2010), распределение убегающих OB-звезд (Тецлаф и др., 2011) и т.д.
Двойные системы обычно имеют длительную историю спектральных и фотометрических наблюдений, поэтому для них, в частности, хорошо известны их системные лучевые скорости, спектральная классификация и фотометрия. В настоящей работе мы сосредоточились на выявлении двойных систем, содержащих преимущественно O-звезды, которые пригодны для изучения кинематических характеристик околосолнечной окрестности и Галактики в целом. Среди O-звезд из каталога HIP-PARCOS (1997) только 12 имеют тригонометрические параллаксы, значимо отличающиеся от нуля, а наиболее далекая из них, 10 Lac, находится на расстоянии всего лишь ^540 пк от Солнца (Маис-Апельянис и др., 2008), поэтому для многих звезд выборки мы используем менее надежные спектро-фотометрические оценки расстояний.
Целью данной работы является создание кинематической базы данных о галактических массивных (>10М©) молодых звездных системах в радиусе 2—3 кпк от Солнца и на ее основе определение основных кинематических параметров Галактики, включая и параметры спиральной волны плотности, а также выявление убегающих звезд, объяснение кинематических особенностей ближайших к Солнцу звезд (пояса Гулда) и изучение влияния последних на определяемые галактические параметры.
1. ДАННЫЕ 1.1. Расстояния
Изучение полных пространственных скоростей звезд требует знания шести величин: координат (а, ö), гелиоцентрического расстояния (r), двух компонент собственного движения (ßa cos ö, ßs) и лучевой скорости (Vr). Важно отметить, что требование высокой точности пространственных скоростей налагает ограничение на гелиоцентрические расстояния звезд, составляющее в нашем случае не более 3 кпк. Так, поскольку Vt = 4.74 rßt, где
Ht = \Jßa cos2 ^ + т0 ПРИ типичном значении
погрешности ^ 1.4 мсд/год уже на расстоянии 3 кпк вклад ошибки собственного движения в общую скорость звезды составит значительную часть общей скорости, aVt ~ 20 км/с.
Наша выборка сформирована следующим образом.
В первую очередь в нее вошли звезды спектрального класса O, у которых относительная ошибка определения тригонометрического параллакса не превышает »15%. Среди этих звезд есть и одиночные. Значения расстояний, скорректированные за эффект Лутца—Келкера, взяты из работы Маиса-Апельяниса и др. (2008).
В выборку вошли пять звезд, компонентами которых являются массивные O-звезды с известными высокоточными орбитальными (динамическими) параллаксами: в1 Ori C (Краус и др., 2009), a Ori (Кабальеро, (2008), y2 Vel (Норт и др., 2007a), 5 Sco (Тикнер и др., 2011), a Sco (Норт и др., 2007б). Для четырех из этих систем (кроме a Ori) большие полуоси орбит были измерены с использованием оптических наземных интерферометров, таких, например, как SUSI (Sydney University Stellar Interferometer).
Примером высокой точности динамического параллакса является тройная система в1 Ori C (Sp: O + ? + ?; с общей массой 44Mq), являющаяся одним из членов Трапеции Ориона, для которой значение тригонометрического параллакса HIPPARCOS является отрицательным. Расстояние же, вычисленное на основе динамического параллакса, составляет r = 410 ± 20 пк, которое находится в очень хорошем согласии с оценкой 418 ± 6 пк до области Orion-KL, полученной методом РСДБ в рамках программы VERA (Япония) с использованием мазерного SiO-излучения на длине волны 43.122 ГГц (Ким и др., 2008). У остальных шести систем этого списка a Ori (O9.5 + B0.5; 20M© + 12Mq), y2 Vel (O + WR; 29Mq + 9Mq), 5 Sco (B1 + B1; 12M© + 7MQ), a Sco (B0 + B1; 18Mq + 12Mq) в Cen (B1 + + B1; 11Mq + 10Mq), A Sco (B1.5 + B2 + PMS; 10Mq + 8Mq+?) ситуация менее драматичная — динамические параллаксы имеют меньшие ошибки (тригонометрические расстояния были улучшены в результате анализа орбит). Расстояния, вычисленные с использованием динамических параллаксов для в Cen и A Sco, делают их вдвое ближе по сравнению с тригонометрическими оценками (Аусселус и др., 2006; Танго и др., 2006).
Среди визуально-двойных звезд, вошедших в выборку, имеются две массивные тройные системы, в Cep (WDS J21287+7034) и y Lup (WDS J15351 —4110), с известными оценками орбитальных параллаксов (Докобо, Андраде, 2006), не уступающими по точности тригонометрическим измерениям. Показательно, например, что для системы y Lup (B1+B2+B3; 12Mq + 8Mq + 7Mq) была получена оценка динамического параллакса П = 6.6 ± 0.4 мсд при имевшейся тогда оценке тригонометрического параллакса ntr = 5.75 ± ± 1.24 мсд (HIPPARCOS, 1997). Значение же
тригонометрического параллакса из переработанной версии HIPPARCOS составило ^ = 7-75 ± ± 0.50 мсд (Лювен, 2007), оно стало большим в согласии с анализом звездных орбит. Аналогично для ß Cep (B3 + A7 + A0; 19M© + 2M© + 3M©) требовалось уменьшить значение тригонометрического параллакса, что позже подтвердилось.
Уникальная система V729 Cyg, также вошедшая в выборку, является не только оптической, но и радиозвездой. Согласно работам Кеннеди и др. (2010) и Дзиба и др. (2012), она состоит из четырех компонентов с общей массой от 50M© до 90M© (спектрально-двойной является компонент A). Методом РСДБ измерен ее тригонометрический параллакс (с ошибкой ап/п œ 30%), компоненты собственного движения и сделана оценка динамического параллакса (Дзиб и др., 2012). На основе этих оценок мы приняли для нее значение расстояния r = 1500 ± 300 пк. Эта система интересна для нас потому, что ранее доступные собственные движения HIPPARCOS и значение лучевой скорости Vr = —33 ± 4 км/с (Рау и др., 1999) показывали, что она является убегающей (см. раздел. 3.5) с пекулярной скоростью |Vpec| œ œ50 км/с. При новых значениях параметров из работ Кеннеди и др. (2010) (Vr = —5.9 ± 4.7 км/с) и Дзиба и др. (2012), принятых нами, ее пекулярная скорость составляет |Vpec |œ 25 км/с, т.е. она не является убегающей.
Не менее важную часть нашей выборки составляют разделенные спектрально-двойные с известными спектроскопическими орбитами, отобранные Торресом и др. (2010) при условии, что массы и радиусы обоих компонентов определяются с ошибками не более ±3%. Эти звезды послужили для проверки фундаментальных соотношений, таких как масса—ради
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.