КИНЕМАТИЧЕСКИЕ ПАРАМЕТРЫ ГАЛАКТИКИ ПО OB3-ЗВЕЗДАМ С РАССТОЯНИЯМИ, ОПРЕДЕЛЕННЫМИ ПО ЛИНИЯМ МЕЖЗВЕЗДНОГО CaII ГАО РАН, ПУЛКОВО В.В.Бобылев, А.Т.Байкова

ВВЕДЕНИЕ Ca II H – 3968 Å Ca II K – 3933 Å K I – 7698 Å …

ВВЕДЕНИЕ A.Megier, A. Strobel, A. Bondar et al., Aph. J., 634, 451 (2005)

ВВЕДЕНИЕ A.Megier, A. Strobel, G.A. Galazutdinov et al., A&A, 507, 833 (2009) В 2009 году этими авторами привязка к параллаксам каталога HIPPARCOS осуществлена с использованием соотношения N CaII - параллакс

ВВЕДЕНИЕ A.Megier, A. Strobel, G.A. Galazutdinov et al., A&A, 507, 833 (2009)

ВВЕДЕНИЕ

ВВЕДЕНИЕ B. Y. Welsh et al., A&A, 510, A54 (2010) New 3D gas density maps of Na I and Ca II interstellar absorption within 300 pc Plot of 3D spatial distribution of interstellar CaII absorption within 300 pc of the Sun as viewed in the galactic plane projection. The volume density iso-contours (yellow, green, turquoise and blue) correspond to log n Ca II = 9.9, 9.5, 8.9 and 8.2 cm3. В окрестности Местного пузыря изменение концентрации ионов CaII достигает одного порядка (при средней концентрации n CaII 109 см3), а пространственные размеры неоднородностей составляют60 пк (Уэлш и др., 2010).

ЦЕЛИ И ЗАДАЧИ Тестирование шкалы расстояний, определенных по линиям межзвездного CaII. Построение кривой вращения Галактики. Анализ периодических отклонений от гладкой кривой вращения Галактики, связанных с влиянием спиральной волны плотности.

ДАННЫЕ 290 молодые звезды спектральных классов O–B3, расстояния до которых определены Мегиром и др. (2009) по линиям CaII K и CaII H с привязкой к тригонометрическим параллаксам каталога HIPPARCOS. Выборка дополнена лучевыми скоростями из каталога CRVAD-2 (Харченко и др., 2007) и собственными движениями HIPPARCOS. Для спектрально-двойных звезд произведена сверка с базой данных SB9 (Пурбах и др., 2004) с целью уточнения значений системной лучевой скорости V_γ. Для ряда звезд внесены существенные изменения в лучевые скорости звезд каталога CRVAD-2. Имеются и новейшие определения V_γ, например, для HIP (Цветкович и др., 2010), HIP (Махи и др., 2010) или HIP (Танго и др., 2009).

МЕТОД Уравнения: Содержат и параметры спиральной волны плотности (Линь, Юань и Шу, 1969): В итоге, одиннадцать неизвестных: определяются путем минимизацмм функционала следующего вида:

МЕТОД Более всего нас интересуют две компоненты скорости: галактоцентрическая радиальная скорость V_R и остаточная (после вычитания гладкой кривой вращения) азимутальная скорость ΔV_rot.

Рис. 1. Расстояния звезд 0.8 x r_Humphreys в зависимости от расстояний r_CaII (а); расстояния 0.8 x r_Humphreys в зависимости от расстояний 0.8 x r_CaII (б), пунктиром отмечены границы выборки звезд, использованные для определения кинематических параметров. РЕЗУЛЬТАТЫ

МЕТОДЫ ТЕСТИРОВАНИЯ КАЛЬЦИЕВОЙ ШКАЛЫ РАССТОЯНИЙ: 1). Согласование с уточненной (Дамбис и др., 2001; Мельник, Дамбис, 2009) шкалой Хамфрис (1978) дает значение коэффициента шкалы p_scale, близкое к ). Метод внутреннего согласования шкал по первой производной угловой скорости галактического вращения Ω_0 (Заболотских и др., 2002), заключающийся в сравнении результатов раздельных (только по собственным движениям и только по лучевым скоростям) решений системы уравнений, дает значение p_scale= ). Внешняя калибровка шкалы путем согласования величин Ω_0 дает значение p_scale= ). Внешняя калибровка шкалы путем согласование длины волны λ дает значение p_scale 0.8. Все методы показывают, что исходную кальциевую шкалу расстояний необходимо сократить на 20%. РЕЗУЛЬТАТЫ

РЕЗУЛЬТАТЫ

РЕЗУЛЬТАТЫ

Рис. 2. Положения 219 OB3-звезд на плоскости Галактики (в уточненной шкале расстояний). РЕЗУЛЬТАТЫ

Рис. 3. Кривая вращения Галактики (сплошная линия), вертикальной линией отмечено положение солнечного круга, штриховые линии обозначают границы доверительных интервалов, соответствующие уровню 1σ. РЕЗУЛЬТАТЫ

Рис. 4. Галактоцентрические радиальные скорости 102 относительно далеких OB3-звезд (а), синусоида c периодом 2.3 кпк и амплитудой 12.5 км/с (сплошная линия), и остаточные азимутальные скорости (б); вертикальной линией отмечено положение солнечного круга. РЕЗУЛЬТАТЫ λ = 2.3 ± 0.2 кпк, χ = 91 ± 4, f_R = 12.5 ± 1.1 км/c f_θ = 2.0 ± 1.6 км/c для λ = 2.3 ± 0.2 кпк,

ОБСУЖДЕНИЕ T. Foster and B. Cooper, arXiv: (2010) Structure and Dynamics of the Milky Way: The Evolving Picture R_0= кпк _0= км/с/кпк V_0=230 км/с

ОБСУЖДЕНИЕ T. Foster and B. Cooper, arXiv: (2010) Для современных постоянных (Рид и др., 2009), основанных на тригонометрических параллаксах мазеров: R_0 = 8.4±0.6 кпк и _0 = 30.3±0.9 км/с/кпк (V_0 = 254 км/с).

ОБСУЖДЕНИЕ Движение волны: от относительно старых (OB3) к более молодым (мазерам)? мазеры OB3 Пекулярная скорость Солнца и скорости возмущения местного стандарта покоя, вызванные спиральной волной плотности.

ОБСУЖДЕНИЕ M.V. Zabolotskikh, A.S. Rastorguev, and A.K. Dambis, Astron. Lett., Vol. 28, No. 7, 454, (2002)

ВЫВОДЫ Протестированы расстояния, полученные Мегиром и др. (2009) по линиям межзвездного CaII с использованием 102 далеких OB-звезд. Внутреннее согласование шкал по первой производной угловой скорости галактического вращения Ω_0, а также внешнее согласование со шкалой Хамфрис расстояний до OB-ассоциаций, уточненной Мельник и Дамбисом, показало, что исходные расстояния должны быть уменьшены на 20%. Кинематический анализ этих звезд при фиксированном значении R_0 = 8кпк позволил определить: 1) компоненты пекулярной скорости Солнца (u, v, w) = (8.9, 10.3, 6.8)± (0.6, 1.0, 0.4) км/c; 2) параметры вращения Галактики Ω_0 = 31.5 ± 0.9 км/c/кпк, Ω_0 = 4.49 ± 0.12 км/c/кпк^2, Ω_0 = 1.05 ± 0.38 км/c/кпк^3 (значения постоянных Оорта при этом составили A = 17.9 ± 0.5 км/с/кпк и B = 13.6 ± 1.0 км/с/кпк, а круговая скорость вращения околосолнечной окрестности |V_0| = 252 ± 14 км/с); 3) параметры спиральной волны плотности: амплитуды возмущений радиальной и азимутальной составляющих скоростей f_R = 12.5 ± 1.1 км/c и f_θ = 2.0 ± 1.6 км/c соответственно; угол закрутки двухрукавного спирального узора i = 5.3 ± 0.3, при этом длина спиральной волны плотности на околосолнечном расстоянии составила λ = 2.3 ± 0.2 кпк; значение фазы Солнца в спиральной волне χ = 91 ± 4.

Спасибо за внимание!