УДК 524.6-34
КИНЕМАТИКА ЦЕФЕИД И ИЗГИБ ДИСКА ГАЛАКТИКИ
© 2013 г. В. В. Бобылев*
Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета Поступила в редакцию 20.06.2013 г.
Проанализированы пространственные скорости 200 долгопериодических (Р >5 сут) классических цефеид с известными собственными движениями и лучевыми скоростями, расстояния до которых оценены на основе соотношения период—светимость. Применена линейная модель Огородникова— Милна, причем из наблюдаемых скоростей заранее было исключено галактическое вращение. В скоростях цефеид обнаружены два заметных градиента дШ/дУ = —2.1 ± 0.7 км/с/кпк и дV/дZ = = 27 ± 10 км/с/кпк. В таком случае угловая скорость твердотельного вращения вокруг галактической оси X, направленной на центр Галактики, составляет -15 ± 5 км/с/кпк.
Ключевые слова: структура Галактики, классические цефеиды, искривление диска Галактики.
DOI: 10.7868/80320010813120024
ВВЕДЕНИЕ
Как показал анализ крупномасштабной структуры нейтрального водорода, в Галактике наблюдается искривление газового диска (Вестерхут, 1957). Результаты изучения этой структуры на основе современных данных о распределении Ш отражены в работе Калберлы, Дедеса (2008), а о распределении ионизованного водорода — в работе Церсоси-мо и др. (2009). Изгиб виден в распределении звезд и пыли (Дриммель, Шпергель, 2001), пульсаров (Юсифов, 2004), OB-звезд каталога HIPPARCOS (Миямото, Жу, 1998), в распределении звезд сгущения красных гигантов 2MASS (Момани и др., 2006). Аналогичную особенность демонстрирует и система цефеид (Ферни, 1968; Бердников, 1987; Бобылев, 2013).
Большой интерес представляют попытки поиска связи кинематики звезд с изгибом диска (Миямо-то и др., 1993; Миямото, Жу, 1998; Дриммель и др., 2000; Бобылев, 2010). В частности, Миямото и Жу (1998) по собственным движениям звезд спектральных классов O—B5 нашли положительное вращение этой системы звезд вокруг галактической оси х с угловой скоростью около +4 км/с/кпк. А в работе Бобылева (2010) по собственным движениям примерно 80 000 звезд сгущения красных гигантов найдено противоположное вращение этой
Электронный адрес: vbobylev@gao.spb.ru
системы звезд вокруг оси х с угловой скоростью около —4 км/с/кпк.
Только собственные движения звезд не позволяют получить полной информации. В этом отношении цефеиды, хотя их не так много, являются уникальным инструментом для изучения трехмерной кинематики Галактики — для них известны расстояния, собственные движения и лучевые скорости.
Для объяснения природы искривления галактического диска предложен ряд моделей: 1) взаимодействие между диском и несферическим гало темной материи (Спарк, Казертано, 1988); 2) гравитационное влияние ближайших спутников Галактики (Байлин, 2003); 3) взаимодействие диска с близгалактическим течением, образованным высокоскоростными водородными облаками, которые возникли в результате обмена массой между Галактикой и Магеллановыми Облаками (Олано, 2004); 4) межгалактическое течение (Лопес-Корредойра и др., 2002); 5) взаимодействие с межгалактическим магнитным полем (Баттанер и др., 1990).
Отметим, что термин "искривление" подразумевает некую нелинейную зависимость. Но мы пытаемся найти связь кинематики звезд с искривлением водородного слоя в виде простого линейного подхода. Для этого ищется, например, вращение плоскости симметрии системы звезд вокруг какой-либо оси. Так как плоскость симметрии системы цефеид наклонена к галактической плоскости под углом & ж —2° в направлении &270° (Бобылев, 2013), то
наиболее подходящим проявлением связи является вращение системы вокруг галактической оси x.
Целью настоящей работы является выявление связи скоростей цефеид с изгибом звездно-газового диска Галактики. Для этого используется выборка долгопериодических классических цефеид, для которых измерены собственные движения и лучевые скорости, а расстояния оцениваются на основе соотношения "период-светимость". Для анализа применяется линейная модель Огородникова-Милна, причем из наблюдаемых скоростей мы заранее исключаем галактическое вращение, сосредоточив внимание на движении в плоскостях XZ и Y Z.
ДАННЫЕ
Мы используем цефеиды плоской составляющей Галактики, классифицируемые как DCEP, DCEPS, CEP(B), CEP и CEPS согласно ОКПЗ (Казаровец и др., 2009). Для определения расстояния на основе соотношения "период-светимость" применялась калибровка из работы Фуке и др. (2007): (My) = -1.275 - 2.678log P, где период P выражается в сутках. Зная (My), взяв средние за период видимые величины (V) и поглощение Ay = 3.23E((B) — (V)) в основном из работы Ачаровой и др. (2012) и для ряда звезд из работы Фиста, Уайтлок (1997), определяем расстояние r на основе соотношения
r = 10-0.2({Ыу )-{У )-5+Лу ). (1)
Для ряда цефеид (при отсутствии данных о поглощении) использованы расстояния из каталога Бердникова и др. (2000), которые были определены по инфракрасной фотометрии.
Основными источниками лучевых скоростей цефеид послужили данные из работ Мишурова и др. (1997) и Гончарова (2006), а также баз данных SIMBAD и DDO. Собственные движения взяты, как правило, из каталога UCAC4 (Захариас и др., 2013), и в ряде случаев из TRC (Хег и др., 2000).
Исходя из целей работы мы пришли к выводу, что лучше не использовать несколько звезд, расположенных выше 2 кпк над галактической плоскостью, а также находящихся глубоко во внутренней области Галактики. Таким образом были использованы ограничения
\Z\ < 2 кпк, (2)
P> 5d,
\Vpec\ < 100 км/с,
ay < 80 км/с,
которым удовлетворяют 205 цефеид. При вычислении ошибок скоростей предполагалось, что ошибка
расстояния составляет 10%. В частности, ограничение для ау в (2) — это случайная ошибка полной пространственной скорости звезды. Ограничение на период пульсаций Р выбрано по следующим соображениям. Анализ распределения классических цефеид показал (Бобылев, 2013), что наиболее старые цефеиды с периодами Р < 5й имеют существенно другую ориентацию, чем более молодые цефеиды.
В работе Бобылева и др. (2008) были найдены параметры кривой вращения Галактики, содержащие шесть членов разложения в ряд Тейлора угловой скорости галактического вращения О0 при значении расстояния Солнца до центра Галактики Е0 = 7.5 кпк. Для этого были использованы данные о водородных облаках в тангенциальных точках, о массивных областях звездообразования, а также скорости молодых рассеянных скоплений звезд. Более современное значение Е0 составляет 8 кпк (Фостер, Купер, 2010). Поэтому параметры кривой вращения Галактики были переопределены по той же выборке, но для значения Е0 = 8 кпк:
О0 = -27.4 ± 0.6 км/с/кпк, (3)
= 3.80 ± 0.07 км/с/кпк2,
О0 = -0.650 ± 0.065 км/с/кпк3,
= 0.142 ± 0.036 км/с/кпк4,
= -0.246 ± 0.034 км/с/кпк5,
= 0.109 ± 0.020 км/с/кпк6.
В работе Бобылева, Байковой (2012) по выборке цефеид были найдены значения О0 = -27.5 ± ± 0.5 км/с/кпк, О0 = 4.12 ± 0.10 км/с/кпк2 и ПЦ = = -0.85 ± 0.07 км/с/кпк3, которые находятся в хорошем согласии с соответствующими значениями (3). В то же время параметры (3) позволяют построить кривую вращения Галактики в более широком диапазоне галактоцентрических расстояний Е. Эта кривая вращения показана на рис. 1. Параметры (3) были использованы для анализа пекулярной скорости Урес в (2). Ограничение на модуль Урес является косвенным ограничением на радиус выборки, который в нашем случае составляет г та 6 кпк.
МОДЕЛЬ
Используется прямоугольная галактическая система координат с осями, направленными от наблюдателя в сторону галактического центра (ось х или ось 1), в направлении галактического вращения (ось у или ось 2) и в направлении северного полюса Галактики (ось г или ось 3).
350 300
И250
м
^200 150 100
4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Я, кпк
Рис. 1. Кривая вращения Галактики, построенная с параметрами (3) (сплошная линия), пунктиром отмечено положение Солнца, точки с барами ошибок — скорости вращения цефеид.
Применяется линейная модель Огородникова— Милна (Огородников, 1965), где наблюдаемая скорость звезды У(г), имеющая гелиоцентрический радиус-вектор г, с точностью до членов первого порядка малости т/Я0 ^ 1 описывается уравнением в векторной форме
У(т) = V© + М г + V', (4)
где Vo(Xo, У©, 2©) — пекулярная скорость Солнца относительно рассматриваемых звезд, V' — остаточная скорость звезды, М — матрица (тензор) смещений, компонентами которой являются частные производные скорости ^41,42,4%) по расстоянию г(т1,т2, т3), где u = V(Я) — V(Я0), а Я и Я0 — галактоцентрические расстояния звезды и Солнца соответственно, тогда
Mpq =
+ cos b sin l cos lM22 + sin b cos lM23], 4.74гщ = X© cos l sin b + Y© sin l sin b — — Z© cos b + r[— sin bcos bcos2 lMn — — sin b cos b sin l cos lMl2 — sin2 b cos lMl3 — — sin b cos b sin l cos lM2l — sin b cos b sin2 lM22 — — sin2 b sin lM23 + cos2 b cos lM3l + + cos2 b sin lM32 + sin b cos bM33].
Матрицу M полезно разделить на симметричную M + (тензор локальной деформации) и антисимметричную M- (тензор вращения) части:
M-q =
1 ( дир
2
2 V drq
duq
dr
(7)
p / o
drp
p,q = 1, 2, 3,
где нолик означает, что производные взяты в точке R = R0. Все девять элементов матрицы M определяются при использовании трех компонент наблюдаемых скоростей — лучевых скоростей Vr и собственных движений звезд щ cos b,
Vr = —X© cos b cos l — Y© cos b sin l — (6) — Z© sin b + r[cos2 b cos2 lMn + + cos2 b cos l sin lMl2 + cos b sin b cos lMl3 + + cos2 b sin l cos lM2i + cos2 b sin2 lM22 + + cos b sin b sin lM23 + sin b cos b cos lM3l + + cos b sin b sin lM32 + sin2 bM33 ], 4.74гщ cos b = X© sin l — Y© cos l + + r [— cos b cos l sin lMll — cos b sin2 lMl2 — — sin b sin lMl3 + cos b cos2 lM2l +
где нолик означает, что производные взяты в точке Я = Я0. Величины М-2, М—, М— являются компонентами вектора твердотельного вращения малой околосолнечной окрестности вокруг осей х,у, г соответственно. В согласии с выбранной нами прямоугольной системой координат положительными вращениями являются вращения от оси 1 к 2 ), от оси 2 к 3 (Пж), от оси 3 к 1 ):
(
M- =
0 z QQy
\
0 -Qx
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.