Светимости и кинематика сверхгигантов в галактике Дамбис, Андрей Карлович

Введение к работе

Актуальность темы. При исследовании структуры и кинематики нашей Галактики и других звездных систем и определении расстояний до них наиболее удобным средством является изучение молодых объектов высокой и хорошо известной светимости, для которых можно получить достаточно точные расстояния. Такими объектами наряду с рассеянными скоплениями являются звезды-сверхгиганты разных спектральных классов, включающие, в частности, О-эвезды, В-сверхгиганты, A-F сверхгиганты, классические цефеиды и красные сверхгиганты. Благодаря своей высокой светимости сверхгиганты могут наблюдаться с больших расстояний и для определения расстояний до них, в отличие от звездных скоплений, нет необходимости измерения большого числа слабых звезд, для которых, к тому же остро стоит проблема членства в скоплении. Кроме того, сверхгиганты являются весьма молодыми звездами и относятся к плоской составляющей Галактики, что делает их чрезвычайно привлекательными для исследования структуры и кинематики галактического диска.

Основным условием применения сверхгигантов для решения
вышеперечисленных задач является построение для них надежных и
что очень важно - взаимно согласованных зависимостей для
определения светимостей звезд по известным из наблюдений
параметрам (фотометрическим индексам, периодам переменности
блеска) с целью определения расстояний, поскольку

определяемые по тем или иным объектам структурные и кинематические характеристики Галактики, оценки расстояния до центра Галактики и до других галактик крайне чувствительны к систематическим ошибкам шкал расстояния соответствующих- объектов.

К настоящему времени из всех шкал расстояния сверхгигантов наиболее детально исследована только шкала расстояний (в данном случае основанная на зависимости период-светимость) для

- A -

классических цефеид - переменных сверхгигантов F-G. Однако, следует отметить, что даже в этом случае нуль-пункт зависимости период-светимость опирается на принятую шкалу расстояний рассеянных скоплений, которая как правило базируется на расстоянии всего одного опорного скопления (обычно Гиад или Плеяд - Холопов, 1980; Тернер, 1976 а,б; Балона и Шоббрук, 1984; Локтин и Маткин, 1990; Маткин и Локтин, 1990), и поэтому нуждается в независимой (пусть даже и не очень точной) проверке. Эта задача может быть решена путем исследования кинематики галактических цефеид при одновременном использовании данных об их лучевых скоростях и собственных движениях, поскольку ошибка нуль-пункта шкалы в этом случае по-разному влияет на результаты.

Несмотря на несомненный прогресс в области накопления наблюдательных данных, позволяющих, в принципе с достаточно высокой точностью определять светимости и, следовательно, расстояния до сверхгигантов других классов, расстояния до большинства из них, основанные на опубликованных калибровках абсолютных звездных величин, весьма неточны. Так, индивидуальные расстояния до голубых сверхгигантов и сверхгигантов спектрального класса F определяются с точностью примерно до фактора 2 (т.е. с ошибкой около 1.1 - 1.7^т в модуле расстояния) и даже модуль расстояния БМО по двум десяткам звезд определяется с ошибкой около 0.2^т (Шоббрук, Висванатан, 1987; Ареллано ферро и др., 1991), что примерно соотвествует ошибке определения индивидуальных расстояний до цефеид. Следовательно, задача построения калибровок для определения светимостей сверхгигантов с приемлемой точностью остается актуальной.

Что касается красных сверхгигантов, то до сих пор их индивидуальные расстояния определяются исключительно по двумерной спектральной классификации и это несмотря на огромные и до сих пор никем (даже самим создателем системы) не используемые возможности фотометрической системы Винга (Винг, 1966, 1967, 1971; Уайт и Винг, 1978), специально разработанной им для

исследования красных звезд. В связи с этим давно стоит задача построения новой шкалы расстояний красных сверхгигантов, не связанной с UBV фотометрией (в этих фотометрических полосах излучается лишь незначительная часть всей энергии красных звезд) и двумерной спектральной классификацией (которая не может обеспечить высокую точность определения светимосгей и расстояний уже в силу своего дискретного характера). Необходимость в построении такой шкалы диктуется также задачей исследования зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов в нашей Галактике, для чего относительная ошибка в модуле расстояния для разных звезд не должна превышать 0.2^т.

Актуальность сравнительного исследования зависимости

период-ИК-свегимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов (открытой Кинманом и др., 1987 для звезд в БМО) в разных галактиках связана с ее чрезвычайно малым разбросом (около 0.05^т), благодаря которому она является очень перспективной для точного определения расстояний как до звездных систем , так и до отдельных звезд (эта зависимость в принципе позволяет определять расстояния до отдельных звезд с относительной ошибкой менее 2.5%) - особенно потому, что в инфракрасной области спектра межзвездное поглощения света значительно слабее чем в видимой, а красные сверхгиганты являются ярчайшими звездами в этом диапазоне.

Применение полученных калибровок светимостей сверхгигантов и
зависимости период-светимость для полуправильных переменных
красных сверхгигантов для определения модуля расстояния БМО важно
не только само по себе (поскольку это расстояние является
по-существу одной из основ внегалактической шкалы расстояний), но
и с целью независимой внешней проверки точности построенных
калибровок и их пригодности для определения расстояний до
галактических сверхгигантов, а также проверки взаимной

согласованности шкал расстояния сверхгигантов разных классов, опирающихся на соответствующие калибровки светимости. Так, именно

применение опубликованных калибровок к сверхгигантам БМО (Шоббрук и Висванатан, 1987; Ареллано Ферро и др., 1991) позволило установить, что фактические ошибки в определении светимости при применении опубликованных калибровок Балоны и Шоббрука (1984), Антонелло (1985) и Ареллано Ферро и Парао (1990) в 2 - 4 раза превышают их первоначальные оценки.

Быстрое накопление наблюдательных данных о классических цефеидах (высокоточных лучевых скоростей, собственных движений и фотометрии) делает необходимым переопределение кинематических параметров системы галактических цефеид с целью исследования кривой вращения Галактики и уточнения такого ключевого параметра как расстояние солнца до центра Галактики. Эта задача стала особенно актуальной после массового определения высокоточных средних лучевых скоростей цефеид (с ошибкой менее 1 км/с), полученных по данным наблюдений с корреляционным спектрографом (Горыня и др., 1992; Понт и др., 1994) и создания Четырехмиллионного каталога собственных движений звезд (Волчков и др., 1992) , в результате чего появилась возможность получить однородные собственные движения для большой выборки галактических цефеид. Кроме того, поскольку ошибки шкалы по-разному влияют на результаты, получаемые раздельно по лучевым скоростям и собственным движениям, а также по цефеидам с большими и малыми периодами, то исследование кинематики системы классических цефеид по таким данным дает также возможность независимой проверки принимаемой шкалы расстояний цефеид.

Цель работы. Цель работы заключается:

-- в получении взаимно согласованных калибровок светимостей ранних (О-РЗ I - II) и красных сверхгигантов, опирающихся на фотометрические индексы в системах Стремгрена и Винга;

-- в исследовании зависимости период-светимость для

полуправильных переменных красных сверхгигантов в

Галактике, БМО и МЗЗ, в частности, для определения

ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости:
-- в получении оценок модуля расстояния БНО с использованием
полученных калибровок светимости сверхгигантов разных
типов, а также зависимости период-светимость для

полуправильных переменных красных сверхгигантов и

проверки таким образом взаимной согласованности

основанных на построенных калибровках шкал расстояния.
-- в исследовании кинематики системы классических цефеид в
Галактике, в частности, для проверки правильности
принятого нуль-пункта зависимости период-светимость

классических цефеид и определения параметров закона вращения галактического диска;

Новизна. В диссертации получены следующие новые результаты:

1. Впервые построена и проверена на звездах БМО взаимно-согласованная система расстояний до ранних и поздних сверхгигантов по данным многоцветной узко- и среднеполосной фотометрии.

2. Впервые исследована с использованием однородной шкалы абсолютных звездных величин зависимость период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов в Галактике и проведено ее сравнение с аналогичными зависимостями в БМО и МЗЗ. Установлена бимодальность зависимости период-светимость в МЗЗ и Галактике и определено отношение периодов основного тона и первого обертона.

3. Зависимость период-сБетимость для красных сверхгигантов впервые использована для определения ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости.

4. Впервые получена оценка модуля расстояния галактики МЗЗ по зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов, учитывающая бимодальность этой зависимости.

5. В однородной шкале расстояний получены три независимые оценки модуля расстояния БНО и доказана взаимная согласованность полученных в данной работе калибровок абсолютных звездных величин сверхгигантов разных классов, а также их согласованность со шкалами расстояния других объектов (цефеид, звезд типа RR Лиры)

6. По наиболее богатому и однородному наблюдательному материалу - лучевым скоростям и собственным движениям 280 цефеид Галактики, пульсирующих в основном тоне, с использованием шкалы расстояний Бердникова, Ефремова (1985), после тщательного отбора звезд выборки, рассчитана кривая вращения Галактики в интервале галактоцентрических расстояний от 5 до 11.5 кпк. Получены следующие значения основных параметров закона вращения галактического диска: Ш₀ = 26 ± 2 км/с/кпк; А = 18.6 ± 0.7 км/с/кпк, инвариант AXR₀ = 132 ± 10 км/с, а также величина расстояния Солнца от центра Галактики, найденная по кинематике цефеид, R₀ = 7.1 ± 0.5 кпк. Показано наличие депрессии на кривой вращения за солнечным кругом. Сделан вывод о кинематической неоднородности выборки цефеид в зависимости от возраста. Показано, что принятые значения нуль-пункта и наклона зависимости период-светимость не нуждаются в ревизии.

Научная и практическая значимость.

1. Построенные взаимно-согласованные шкалы расстояния сверхгигантов разных типов могут быть использованы для более подробного, чем это возможно по объектам одного типа (например, цефеидам) изучения пространственного распределения и кинематики молодого населения нашей Галактики и уточнения расстояния Солнца до центра Галактики, для определения расстояний до звездных

систем, содержащих сверхгиганты ранних и поздних спектральных классов (молодых звездных скоплений, ассоциаций и близких галактик);

2. Полученная оценка расстояния до центра Галактики, а также кинематические характеристики системы цефеид, могут быть использованы для для выбора оптимальной модели распределения масс в Галактике.

3. Полученные оценки модуля расстояния галактик БМО и МЗЗ могут быть использованы для уточнения внегалактической шкалы расстояний.

4. Определенные в данной работе параметры зависимости период-светимость для полуправильных переменных красных сверхгигантов, в частности, отношение периода первого обертона к периоду основного тона, может использоваться при создании теорий пульсации красных сверхгигантов;

Апробация. Результаты, приведенные в диссертационной работе докладывались и обсуждались на заседаниях семинара по звездной астрономии ГЛИШ МГУ. Обзорный доклад был сделан на Ломоносовских чтениях МГУ в 1995 г.

Все основные результаты опубликованы в периодических астрономических изданиях.

Основные положения, выпоенные на защиту:

1. Получены взаимно-согласованные (систематические различия не превышают 0.14 в модуле расстояния) калибровки светимости сверхгигантов ранних и поздних спектральных классов по данным средне- (система uvby(5) и узкополосной (8-цветная система Винга) фотометрии, позволяющие определять модули расстояния отдельных звезд с точностью от 0.2^т (для красных сверхгигантов) до 0.4^т (для сверхгигантов 0 - A3), что соответствует относительной погрешности в расстоянии от 10 до 20.

5. Проведено исследование и сравнение зависимости период -- ИК-светимость (lg Р - <М_К>) для полуправильных переменных красных сверхгигантов (переменных типа SRC) в Галактике, БМО и МЗЗ. По звездам БМО установлена очень палая дисперсия этой зависимости - 0.05^т и ее наклон. Установлен бимодальный характер зависимости в Галактике и МЗЗ, основная часть звезд (55 - 66%) во всех трех галактиках (в том числе и в БМО) пульсирует в первом обертоне. Определено отношение периода первого обертона к периоду основного тона для звезд в Галактике и в МЗЗ - оно оказалось в пределах ошибок одинаковым для обеих галактик и равным О.70 ± 0.04.

6. Получены три оценки модуля расстояния БМО по ранним и поздним сверхгигантам с использованием построенных калибровок светимости для ранних сверхгигантов и зависимости период-светимость для красных сверхгигантов - 18.41^т, 18.42 и 18.29^т, каждая со среднеквадратичной ошибкой около 0.1^т. Среднее для этих трех оценок - 18.37 ± 0.05^т -- хорошо согласуется с оценкой модуля расстояния БМО, полученной по зависимости период-светимость для классических цефеид Бердникова и Ефремова (1985) - DM = 18.46 + 0.07^m.

5. По зависимости период-светимость для красных сверхгигантов определены параметры ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости - угол наклона и позиционный угол линии узлов: і = 33 ± 9 и РА = 162 ± 25 . Полученные результаты хорошо согласуются с опубликованными оценками, полученными по другим объектам.

6. По лучевым скоростям и собственным движениям классических цефеид в Галактике получена кривая вращения молодого населения Галактики. Постоянная Оорта А = 18.6 ± 1 км/с/кпк, угловая скорость вращения Галактики в окрестностях Солнца - 26 ± 2 км/с/кпк. Определено также расстояние Солнца от центра Галактики

R₀ = 7.1+0.5 кпк. Линейная скорость вращения Галактики на расстоянии Солнца от центра Галактики равна 185 ± 15 км/с.

Расчеты проводились раздельно по лучевым скоростям и собственным движениям , а также по цефеидам с большими (> 9 суток) и малыми (<9 суток) периодами и согласие полученных по лучевым скоростям результатов между собой позволяет сделать вывод о правильности принятого значения наклона и нуль-пункта зависимости период-светимосгь для цефеид в Галактике Бердникова и Ефремова (1985) .

Структура и объен диссертации. Диссертация состоит из Введения, четырех глав. Заключения и Приложения. Общий объем диссертации - 144 страницы, включая 25 рисунков, 6 таблиц, 4 страницы Приложения с каталогом параметров (расстояний, избытков цвета и прямоугольных Галактических координат) 132 красных сверхгигантов, определенных по данным опубликованной 8-цветной ИК фотометрии в системе Винга. Список литературы содержит 138 работ.