Содержание
Введение 7
Общая характеристика работы...................................... 7
Актуальность темы работы........................................ 10
Цели работы..................................................... 11
Научная новизна................................................. 12
Научная и практическая значимость результатов работы .... 13
На защиту выносятся следующие результаты........................ 14
Структура и объем диссертации................................... 15
Апробация работы.............................................. 15
Содержание работы............................................... 17
Список опубликованных работ .....................................21
Личный вклад автора..............................................26
Глава 1. Фотометрические шкалы расстояния объектов Галактического диска 27
Шкала расстояний рассеянных звездных скоплений ..................27
Введение....................................................27
Исходные данные ............................................29
Определение избытков цвета и построение диаграмм цвет-
величина ............................................30
Определение возрастов и расстояний до скоплений.31
Каталог параметров скоплений. Сравнение с другими каталогами .................................................. 31
Распределение скоплений в пространстве. Наблюдательная
селекция ............................................41
Шкала расстояний сверхгигантов О - АЗ по данным иьЬур фотометрии ........................................................43
Введение................................................... 43
Определение избытков цвета сверхгигантов О - АЗ по данным \ivbyfi фотометрии......................................44
Определение абсолютных звездных величин и фотометрических расстояний сверхгигантов О - АЗ......................45
Шкала расстояний сверхгшантов А4 - ЕЗ по данным иьЬур фотометрии ....................................................... 48
Определение избытков цвета сверхгигантов А4 - ЕЗ по данным т)Ь]ф фотометрии........................................48
Определение абсолютных звездных величин и расстояний
сверхгигантов А4 - ЕЗ................................49
Шкала расстояний классических цефеид..........................51
2
Отношение полного поглощения к селективному для классических цефеид в Галактике................................ 52
Определение параметров зависимости период-светимосгь
для классических цефеид в фильтрах иВУЯс^с^НК 57
Процедура определения расстояний до цефеид..................59
Шкала расстояний красных сверхгигантов по данным узкополосной 8-цветной ИК-фотометрии в системе Винга...................66
Учет межзвездного поглощения для красных сверхгигантов поданным 8-цветной фотометрии в системе Винга .........................................................66
Определение абсолютных звездных величин Л/(104), Мк, Му и расстояний красных сверхгигантов по данным фотометрии в системе Винга .................................. 70
Зависимость период-светимость в системе К для полуправиль-
ных пульсирующих переменных красных сверхгигантов . . 74
Зависимость период-светимость для звезд БМО.................74
Зависимость период-светимость для звезд Галактики .... 77
Уточнение нуль-пунктов фотометрических шкал расстояний по
тригонометрическим параллаксам ШррагсоБ.................... 82
Рассеянные скопления....................................... 84
Сверхгиганты спектральных классов О-АЗ......................84
ОВ ассоциации...............................................84
Сверхгиганты спектральных классов А4-РЗ.....................85
Классические цефеиды........................................85
Сверхгиганты спектральных классов К5-М5.................... 86
Переменные типа ЯР. Лиры ...................................86
Глава 2. Кинематика и нуль-пункт шкалы расстояний переменных типа Ш1 Лиры 89
Введение.........................................................89
Метод........................................................... 92
Основные идеи метода.............................................92
Математическая формулировка......................................93
Рабочие формулы................................................. 96
Случай бимодального распределения скоростей.....................100
Оценка ошибок параметров .......................................101
Наблюдательные данные...........................................101
Периоды и моды пульсации .......................................101
Лучевые скорости и межзвездное поглощение.......................102
Металличности...................................................102
Видимые средние величины V......................................103
3
Видимые средние величины К......................................104
Собственные движения............................................104
Исходные расстояния.............................................105
Результаты......................................................106
Решения с априорным разделением выборки на звезды диска и
гало.......................................................106
Бимодальное решение.............................................111
Собственные движения шаровых скоплений..........................112
Исходные данные.................................................112
Метод...........................................................112
Результаты......................................................115
Глава 3. Определение кинематических параметров популяций объектов Галактического диска и уточнение нуль-пунктов их шкал расстояния методом статистических параллаксов 116
ОБ ассоциации...................................................116
Уточнение шкалы расстояний до ов-ассоциаций методом
статистических параллаксов..........................116
Исходные данные ...........................................117
Результаты.................................................117
Уточнение шкалы расстояний ОВ-ассоциаций путем согласования параметров кривой вращения.........................118
Молодые рассеянные скопления....................................122
Сверхгиганты спектральных классов О-АЗ..........................123
Классические цефеиды............................................125
Анализ периодических возмущений ноля скоростей классических цефеид и ОВ-ассоциаций.....................................126
Глава 4. Определение модуля расстояния БМО и ряда ближайших галактик с использованием определенных выше параметров фотометрических шкал расстояний молодых сверхгигантов и переменных типа КН Лиры 136
Введение........................................................136
Оценка расстояния до БМО по данным иьЬур фотометрии голубых сверхгигантов.............................................138
Оценка расстояния до БМО по данным иьЬу(3 фотометрии сверхгигантов А4 - ГЗ................................................139
Оценка расстояния до БМО и МЗЗ по зависимости нериод-светимость для классических цефеид.........................................141
4
Оценка расстояния до БМО и МЗЗ но зависимости период-светимость
для полуправильных переменных красных сверхгигантов
типа SRC...................................................145
БМО........................................................145
Оценка расстояния до БМО но зависимостям [Fe/H) - Му и
1дР - Мк для переменных типа RR Лиры.....................146
Оценка расстояния до БМО. Итоги.............................146
МЗЗ........................................................147
Оценка расстояния до центра Галактики по результатам анализа кинематики системы классических цефеид................150
Оценка расстояния до центра Галактики по зависимостям {Ре/Н]~ Му и 1дР - Мк для переменных типа ЯЯ Лиры Галактического балджа..............................................
Внегалактическая шкала расстояний и постоянная Хаббла. . . .
Местный хаббловский поток...............................
Вторичные индикаторы: светимость сверхновых типа 1а в
максимуме блеска.................................
Вторичные индикаторы: зависимость Талли-Фишера. . . . Вторичные индикаторы: фундаментальная плоскость. . . . Вторичные индикаторы: флуктуации поверхностной яркости.....................................................
Постоянная Хаббла.......................................
Глава 5. Эволюция галактовертикального распределения рас-
сеянных скоплений 156
Введение.......................................................156
Основные формулы...............................................157
Исходные данные................................................158
Эволюция дисперсии вертикальных координат......................158
Следствия для звездной эволюции ...............................159
Выводы относительно локальной плотности массы..................159
Выводы относительно возможного значения локальной плотности скрытой массы..............................................160
Выводы для процесса звездообразования..........................160
Глава 6. Датировка звездного каталога Альмагеста с использованием собственных движений 167
Исходные данные................................................169
Результаты метода взаимных расстояний..........................170
Случай с>2 Ег1.................................................175
“Коллективный” метод...........................................178
150
15*2
152
152
154
154
154
155
Результаты..................................................182
Обсуждение и выводы ........................................187
Заключение 190
Основные результаты и выводы диссертации ...................190
Список литературы 192
6
Введение
Общая характеристика работы
Движения небесных тел служат основным инструментом определения расстояний во Вселенной. Классический тригонометрический параплакс как явление обязан своим существованием орбитальному движению Земли вокруг Солнца. К сожалению, ограниченная точность измерения угловых смещений объектов на небе — даже в рамках космического астрометрического проекта ШРРАЛСОБ, — позволяет сколь-нибудь надежно определять расстояния лишь для сравнительно близких звезд (в пределах 100-200 пк от Солнца). Расстояния до более далеких объектов как правило определяются фотометрически — в основе этого метода лежит так закон обратных квадратов, описывающий уменьшение наблюдаемого потока Р' от расстояния Б до объекта и его светимости Ь: Г = Ь/(4 ■ п ‘ V2). С учетом межзвездного поглощения этот закон, записанный в терминах видимой (т) и абсолютной (М звездных величин и величины поглощения (Л), записывается как т — М - А = 5 • 1дО 4-10. Здесь О — эго расстояние от Солнца до объекта в кпк. При этом т известна из наблюдений, а абсолютная величина М рассчитывается исходя из тех или иных наблюдаемых характеристик (эквивалентных ширин спектральных линий — например, для голубых и красных сверхгигантов — или периоду пульсаций — дгя пульсирующих переменных звезд, например, дня классических цефеид, лирид или звезд типа Миры Кита). Таким образом, для определения фотометрического расстояния до объекта необходимо кроме измерения его видимой звездной величины уметь вычислять его абсолютную звездную величину и величину межзвездного поглощения. Построение шкалы абсолютных звездных величин разделяется на две существенно различных задачи. Во-первых, строится относительная шкала абсолютных величин (в рамках которой определяются разности абсолютных звездных величин разных объектов определенного типа). Типичным примером является открытая Генриеттой Ливитт зависимость период — видимая звездная величина для цефеид Большого магелланового облака. Очевидно, что разность видимых звездных величии двух цефеид с известными периодами равна (если отвлечься от межзвездного поглощения) разности их абсолютных звездных величин.
Таким образом, для получения калибровки абсолютной звездной величины (в данном случае зависимости период- абсолютна я величина) остается определить се нуль пункт. В этом состоит вторая задача. Простейший способ ее решения — принять в качестве первого приближения какого-нибудь значения дня этого нуль пункта, вычислить соответствую-
7
щие фотометрические параллаксы для выборки объектов с известными тригонометрическими параллаксами и определить поправочный коэффициент к: я trig = к'К phot, после чего исправить нуль-пункт калиб-
ровки абсолютных звездных величин, добавив к нему величину —5 1дк. К сожалению, число обьектов рассматриваемого типа с известными тригонометрическими параллаксами и/или точность тригонометрических параллаксов зачастую оказывается недостаточным для вычисления нуль-пункта калибровки абсолютных звездных величин с удовлетворительной точностью. В этих случаях очень полезным оказывается анализ движений соответствующих объектов — звезд, скоплений и т.д. — относительно Солнца, который позволяет уточнять нуль-пункты принятых шкап расстояния путем согласования средних кинематических параметров рассматриваемой группы объектов, выводимых по лучевым скоростям, со значениями этих же параметров, определяемыми по компонентам векторов скоростей, перпендикулярным лучу зрения, т. е., в конечном счете но компонентам собственных движений. При этом компонент скорости, направленный вдоль луча зрения (т.е. лучевая скорость), получается из наблюдений непосредственно, а компоненты, перпендикулярные лучу зрения, определяются путем умножения соответствующих компонент собственного движения на предварительное расстояние до объекта, (определяемое, как правило, фотометрически, т. е. по известному наблюдаемому блеску, величине межзвездного поглощения и предполагаемой абсолютной звездной величине), и, таким образом, в отличие от лучевой скорости, находятся в прямой зависимости от используемой шкалы расстояний. Это принципиальное отличие лучевого компонента вектора полной скорости от двух перпендикулярных ему компонентов позволяет определять поправочный коэффициент к принятой шкале расстояний исследуемых объектов и это обстоятельство служит основой метода статистических параллаксов (Маррей, 1986). Появление современных массовых каталогов абсолютных собственных движений — ТусЬо-2 (Хог и др., 2000), UCAC2 (Захариас и др., 2004) и SPM3 (Жирар и др. 2004)— , опирающихся на высокоточную реализацию инерциалышй системы отсчета, основанную на данных космического проекта HIPPARCOS, в сочетании с большим количеством опубликованных высокоточных лучевых скоростей превращает статистический анализ движений объектов различных типов (в рамках метода статистических параллаксов) - от рассеянных звездных скоплений и звездных ассоциаций до классических цефеид и переменных типа RR Лиры - в поистине универсальное средство уточнения шкал расстояний. Следует отметить, что в рамках этого метода поправка к исходно принятой шкале расстояний получается как побочный продукт определения кинематических параметров соответствующей
8
выборки.
Следует отметить, что даже если лежащая в основе фотометрической шкалы расстояний шкала абсолютных величин может быть прокалибрована посредством объектов с известными тригонометрическими параллаксами, метод статистических параллаксов позволяет дополнительно уточнить нуль-пункт соответствующей калибровки и обеспечивает независимую проверку напученных результатов. Построение шкалы расстояний во Вселенной представляет собой многоступенчатый процесс и конечный результат зависит от качества всех его "ступенек”и особенно от шкал расстояния ярких галактических объектов из тех, что могут наблюдаться и в других галактиках и служат связующим звеном между внутригалактической и внегалактической шкалами расстояний (классические цефеиды и сверхгиганты различных спектральных классов, а также переменные типа 1111 Лиры, мириды и т.д.). В связи с этим очень важно, чтобы на каждом из этапов ее построения шкала расстояния не определялась бы целиком и полностью одним единственным типом калибровочных объектов (например, как классическими цефеидами), а опиралась 61л на несколько независимых методов калибровки — это позволяет уменьшить влияние возможных систематических ошибок и повышает надежность полученных результатов.
Но движущиеся в пространстве звезды и скопления - это не только "линейка"для измерения расстояний во Вселенной, но и своеобразные "часы", которые можно использовать дня измерения и уточнения возрастов космических объектов (например, классическая задача определения кинематического возраста пояса Гулда но скорости его расширения), выбора между разными теориями звездной эволюции (которые предсказывают разные возрасты), а также в качестве источника информации о возможных сценариях звездообразования и даже для датировки древних астрономических каталогов (путем сравнения зафиксированных в каталоге положений звезд с наложениями, предсказанными на основании современных координат и высокоточных собственных движений).
Предметом настоящей работы является решение вышеперечисленных задач. Эго, с одной стороны, применение анализа звездных движений для построения шкалы расстояний, включая получение оценок расстояний до ряда ближайших галактик, в том числе и до центра нашей собственной Галактики, и исследования кинематики молодых объектов Галактического диска и одного видов представителей старою населения Галактического гало и толстого диска - переменных типа 1Ш Лиры, а с другой стороны - использование информации о движении и пространственном распределении звезд и скоплений для уточнения особенностей звездной эволюции, сценария звездообразования и датировки звездного
9
каталога Альмагест.
Актуальность темы работы
13 начале 1080-х годов в связи с подготовкой космического проекта Н1РРАКС08, одной из главных целей которого было измерение высокоточных расстояний до звезд, считалось, что результаты, полученные в ходе выполнения проекта, позволят окончательно решить проблему шкалы расстояний. В июне 1997 г., когда были опубликованы результаты этого космическою эксперимента, и в первую очередь каталог положений, тригонометрических параллаксов и собственных движений для 118000 звезд, стало ясно, что проект все же не смог окончательно «закрыть» проблему шкалы расстояний. Точность определенных в рамках этого эксперимента параллаксов и/или число объектов, для которых эти параллаксы определены с адекватной точностью оказались недостаточными для выбора между двумя принятыми "крайними "шкалами расстояний - короткой и длинной. Так, например, полученное по данным ШРРАЛСОЗ значение расстояния до скопления Плеяды (118 пк) свидетельствовало в пользу короткой шкалы расстояний для рассеянных скоплений и связанных с ними объектов, в то время как для нуль-пункта зависимости период-светимость для классических цефеид параллаксы ШРРАЯСОЗ давали значение, свидетельствующее в пользу длинной (и даже "экстремаль-но11 длинной) шкалы расстояний. Проблема калибровок шкал расстояний, основанных на тригонометрических параллаксах, состоит в их крайне высокой чувствительности к возможным малым систематическим ошибкам в измеренных параллаксах. Поэтому, несмотря на большой прогресс астрономических исследований, уточнение шкалы расстояний путем использования альтернативных - в том числе и кинематических - методов все остается крайне актуальной задачей.
Быстрое накопление наблюдательных данных (высокоточных лучевых скоростей, собственных движений и фотометрии) о представителях молодого населения Галактического диска — молодых рассеянных звездных скоплениях и ОВ-ассоциациях, классических цефеидах, голубых и красных сверхгигантах — делает необходимым переопреление кинематических параметров соответствующих подсистем с целью исследования кривой вращения Галактики и уточнения такого ключевого параметра как расстояние Солнца до центра Галактики. То же самое относится и к наиболее интересным представителям старою населения Галактического гало и толстого диска - переменным звездам типа ШТ Лиры. Эта
10
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, и появления массовых всенебесных каталогов высокоточных абсолютных собственных движений (HIPPARCOS, Tycho-2, UCAC2, SPM3) и массовых всенебесных фотометрических каталогов в ближней инфракрасной области (2MASS, DENIS). Кроме того, безусловно актуальной является задача определения собственных движений шаровых звездных скоплений — наиболее репрезентативной подсистемы Галактического гало (в том смысле, что большинство объектов этого типа в Галактике уже открыто и исследовано) и анализ их трехмерной кинематики.
В области изучения строения и эволюции звезд уже несколько десятилетий стоит проблема выбора между эволюционными моделями с четкой границей между конвективным ядром и окружающей его областью лучистого переноса и моделями с так называемой проникающей конвекцией. И здесь также исследование движений звезд и скоплений (точнее зависимости их пространственного распределения от возраста) позволяет получить существенные ограничения на систему возрастов объектов и, следовательно, на характер эволюционных моделей, в рамках которых эти возрасты получаются. Более того, анализ пространственно-возрастного распределения молодых рассеянных скоплений оказывается также источником важной информации о характере процесса их образования.
И, наконец, вот уже более тысячи лет не теряет своей актуальности задача датировки и установления происхождения звездного каталога, включенного в книги VII и VIII птолемеева “Альмагеста”, которая была предметом самой продолжительной и ожесточенной дискуссии в истории астрономии. Оказалось, что в этом случае собственные движения звезд “Альмагеста” оказываются тем инструментом, который позволяет решить вопрос об установлении эпохи измерений звездных координат, приведенных в каталоге.
Цели работы
• Построение взаимно согласованных фотометрических шкал расстояний молодых рассеянных скоплений, голубых, желтых и красных сверхгигантов и классических цефеид.
• Определение нуль-пунктов полученных шкал расстояний, а также нуль-пунктов шкал расстояний звездных ассоциаций и переменных типа RR Лиры.
11
• Исследование кинематики молодых рассеянных звездных скоплений, звездных ассоциаций, голубых и красных сверхгигантов, классических цефеид и переменных типа Г1К Лиры, определение параметров кривой вращения Галактики и компонентов тензоров дисперсии скоростей рассматриваемых популяций.
• Получение оценок расстояний до ряда ближайших галактик, включая расстояние до центра нашей собственной Галактики.
• Анализ зависимости галактовертикального распределения молодых рассеянных скоплений и классических цефеид от возраста дня выбора между моделями строения и эволюции звезд, включающих эффект проникающей конвекции, и моделями без этого эффекта, оценки средней плотности массы в окрестности Солнца, а также возможных сценариев образования скоплений.
• Датировка звездного каталога “Альмагеста” но собственным движениям для установления истинной эпохи лежащих в его основе наблюдений (выбор между эпохами Птолемея и Гиппарха).
Научная новизна
• Впервые построена взаимно-согласованная система расстояний до молодых рассеянных скоплений, звездных ассоциаций, ранних и поздних сверхгигантов и классических цефеид.
• Метод статистических параллаксов, основанный на методе максимума правдоподобия впервые применен для уточнения нуль-пунктов шкал расстояния молодых рассеянных скоплений, звездных ассоциаций и голубых сверхгигантов, что позволило получить результаты, независимые от тригонометрических параллаксов.
• Впервые с использованием однородной шкалы абсолютных звездных величин исследована зависимость период-светимость для по-луиравильных переменных красных сверхгигантов в Галактике и проведено ее сравнение с аналогичными зависимостями в БМО и МЗЗ. Эта зависимость впервые использована для определения расстояния и наклона ВМС) к картинной плоскости. Установлена бимодальность зависимости период-светимость в МЗЗ и Галактике и определено отношение периодов основного тона и первого обертона.
• Метод статистических параллаксов впервые применен для определения нуль-пункта зависимости нериод-инфракрасиая светимость
12
переменных типа ГШ Лиры. Метод статистических параллаксов впервые применен с явным использованием бимодальной модели распределения скоростей (без предварительного разделения объектов на подгруппы гало и толстого диска).
• Впервые анализ гактовертикалыюго распределения молодых рассеянных скоплений используется для выбора между конкурирующими моделями звездной эволюции и для определения пространственно-скоростного распределения скоплений в момент их рождения.
• Впервые получены прямые свидетельства в пользу датировки звездного каталога “Альмагеста” эпохой Гиппарха, опирающиеся на данные о собственных движениях звезд.
Научная и практическая значимость результатов работы
Научная и практическая значимость работы связана с:
• Возможностью применения полученных результатов по уточнению шкал расстояния для уточнения постоянной Хаббла, а также возраста и космологических моделей Вселенной.
• Использованием результатов расчета кривой вращения Галактического диска и кинематических параметров Галактического диска и гало для построения динамических моделей Галактики.
• Вытекающей из результатов работы предпочтительности моделей строения и эволюции звезд без сильного эффекта проникающей конвекции - по крайней мере для объектов, расположенных на близком к солнечному расстоянии от центра Галактики.
• Существенными ограничениями, которые результаты работы накладывают на возможные сценарии образования рассеянных скоплений в современном Галактическом диске - в момент образования скопления имеют избыточные вертикальные скорости, которые, к том уже коррелируют с расстоянием от Галактической плоскости.
• Важными следствиями для истории астрономии — полученные результаты служат важным аргументом в пользу того, что автором звездного каталога “Альмагест” был Гиппарх, а не Птолемей.
13
На защиту выносятся следующие результаты
1. Построены взаимно согласованные фотометрические шкалы расстояний молодых рассеянных скоплений, классических цефеид, сверхгигантов спектральных классов 0-F4 и К5-М5 со среднеквадратичными ошибками индивидуальных модулей расстояний от 0.05т (зависимости период-ИК светимость для классических цефеид) до 0.4т (доя сверхгигантов спектральных классов О и В).
2. Нуль-пункты полученных шкал расстояния определены с точностью 0.1 0.13т по тригонометрическим параллаксам и методом статистических параллаксов.
3. Проведено исследование и сравнение зависимости период - ИК-светимость для полуправильных переменных красных сверхгиган-тов (переменных типа SRC) в Галактике, БМО и МЗЗ. По звездам БМО установлена очень малая дисперсия згой зависимости - 0.05т 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 гона для звезд в Галактике и в МЗЗ - оно оказалось в пределах ошибок одинаковым доя обеих галактик и равным 0.70 ± 0.04.
4. Но зависимости период-светимость для красных сверхгигантов определены параметры ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости - угол наклона и позиционный угол линии узлов:
i = 33 ± 0° и РА = 162 ± 25°. Полученные результаты хороню согласуются с опубликованными оценками, полученными по другим объектам.
5. Исследована кинематика лирид Галактики и уточнен нуль-пункт шкалы абсолютных звездных величин лирид в полосах V и К:
< Му >= +1.01 + 0.15 • [Fe/H] ± 0.10 и < Мк >= -2.33 ♦ log Р/г -0.96 ± 0.07. По определенным значениям нуль-пунктов шкал расстояния получены оценки модуля расстояния БМО (18.3 - 18.45) и расстояния до центра Галактики (Ro = 7.3 - 7.9 кик). Определены собственные движения 92 шаровых скоплений нашей Галактики.
6. По лучевым скоростям и собственным движениям рассеянных звездных скоплений, ОВ-ассоциаций, голубых и красных сверхгигантов и классических цефеид в Галактике получена кривая вращения молодого населения Галактики и исследованы отклонения от кругово-
14
го вращения. Обнаружен периодический по галактоцентрическому расстоянию компонент поля скоростей молодых объектов Галактического диска с периодом 1.9 ± 0.2 кпк.
7. На основании анализа зависимости галакговсртикалъных координат скоплений от возраста получены верхние оценки средней локальной плотности массы ргП(1Т = 0.118 ± 0.00бМ@/рс3 и локальной плотности скрытой массы в Галактическом диске — pDM <
0.027Щ/рс\
8. Установлено наличие сильной положительной корреляции между начальными значениями гал актовертикальных координат и галак-•говертикальных компонент скоростей рассеянных скоплений с коэффициентом корреляции г = +0.81 ± 0.06.
9. На основании анализа зависимости галактовертикальных координат скоплений от возраста сделан вывод об отсутствии существенного эффекта проникающей конвекции у звезд вблизи солнечного круга.
10. На основании анализа положений звезд в каталоге Альмагест сделан вывод о том, что наблюдения, лежащие в основе каталога, были выполнены в эпоху 90 г. до н.э. ± 120 лет, что согласуется с эпохой Гиппарха и не согласуется с эпохой Птолемея.
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения и списка литературы. Она изложена на 192 страницах, включает 35 таблиц и 51 рисунок. Список литературы содержит 321 наименование.
Апробация работы
Основные результаты, полученные в диссертации, неоднократно докладывались на семинарах но звездной астрономии ГАИШ МГУ, заседании Ученого совета ГАИШ МГУ, а также на следующих российских и международных конференциях:
• "The Origins, Evolutions, and Destinies of Binary Stars in Clusters"(Калгари, Канада, июнь 1995 г.)
• "Наша Галактика"(Москва, март 199G г.)
15
• пСтруктура и эволюция звездных систем" (Петрозаводск, август 1995 г-)
• "Древняя астрономия : Небо и человек."(Москва, ноябрь 1997 г).
• JENAM-98 (Прага, Чешская республика, сентябрь 1998)
• "A Half Century of Stellar Pulsation Interpretations: A tribute to Arthur N. Сох", (Лос Аламос, США, июнь 1997 г.)
• JENАМ-2000 (Москва, май 2000 г.).
• JENAM-2002 (Порту. Порт^чалия, сентябрь 2002 г.)
• The interaction of stars with their environment II.’. (Будапешт, Венгрия, май 2002 г.)
• «Star candles for intergalact.ic distance scale». (Консепсьон, Чили, декабрь 2002 г.)
• IAU Colloquium 193 "Variable Stars in the Local Group"(Крайсчерч,
Новая Зеландия, июль 2003 г.).
• JENAM-2004 (Гранада, Испания, сентябрь 2004 года).
• The Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia" (Медонская обсерватория, Франция, октябрь 2004 г.).
• Всероссийская астрономическая конференция "Звездные системы "(к 100-летию Павла Петровича Наренаго). (Москва, май 2006 г.)
• "Statistical Challenges in Modern Astronomy IV"(Пенсильванский университет, США, июнь 2006 г.)
• «BAYESIAN INFERENCE AND MAXIMUM ENTROPY METHODS IN SCIENCE AND ENGINEERING: 27th International Workshop on Bayesian Inference and Maximum Entropy Methods in Science and Engineering ». (Саратога Спрингс, США, июнь 2007 г.)
• Симпозиум "Flows, boundaries, and interactions", (Синайя, Румыния, май 2007 г.)
16
Содержание работы
Во введении дается общая характеристика работы, обосновывается ее актуальность, формулируются цели, обосновывается научная новизна работы, а также ее научная значимость, и формулируются выносимые на защиту положения.
Первая глава посвящена построению фотометрических шкал расстояния наиболее важных представителей молодого населения Галактического диска — молодых рассеянных скоплений, голубых, желтых и красных сверхгигантов и классичиеских цефеид — и оценкам нуль-пунктов этих шкет на основе данных о тригонометрических параллаксах. Кроме того, в этой главе дается краткое описание процедуры определения расстояний до звездных ассоциаций (на основе опубликованных калибровок абсолютных величин сверхгигантов в зависимости от спектрального класса и класса светимости) и переменных типа ГШ Лиры (на основании зависимостей металличиость-оптическая светимость или период-инфракрасная светимость). На основании опубликованных данных фотоэлектрической и ПЗС ИВУ фоторметрии определяются расстояния (опирающиеся на НГП Холопова (1980)), возрасты (в соответствии с набором теоретических изохрон Медера и Мейне (1991)) и величины межзвездного поглощения для 203 молодых рассеянных скоплений нашей Галактики. Далее последовательно строятся взаимно-согласованные шкалы расстояний для сверхгигантов спектральных классов О - АЗ, А4 - ГЗ и К5 - М5, исследуется закон межзвездного поглощения для классических цефеид нашей Галактики и по цефеидам-членам рассеянных скоплений определяются параметры зависимости период - абсолютная величина в фотометрических полосах иВУ^Яс^ІсЛНКу опирающиеся на построенную шкалу расстояний рассеянных звездных скоплений. Шкала расстояний для ранних (О - ГЗ) сверхгигантов опирается на фотометрические индексы в системе иуЬуіЗ, а калибровки абсолютных звездных величин калибровки для красных сверхгигантов (К5 - М5) - на фотометрические индексы в 8-цветной инфракрасной узкополосной фотометрической системе Винга (1971). Тригонометрические параллаксы НІРРАІІСОВ используются для оценки нуль-пунктов полученных в данной работе фотометрических шкал расстояний рассеянных скоплений, голубых и красных сверхгигантов и классических цефеид. Завершается первая глава исследованием зависимости иериод-ИК-светимость (^ Р - <Мк>) для полу правильных переменных красных сверхгигантов (звезд типа ВИС) в ВМС), Галактике и МЗЗ. По данным дія переменных красных сверхгигантов в БМО выделена основная зависимость (соответствующая первому обертону) и определен ее наклон. Корреляция остаточных отклонений с положени-
17
ем звезд на небе позволила уточнить эту зависимость и оценить параметры ориентации плоскости БМО относительно картинной плоскости
- угол наклона и позиционный угол линии узлов, которые находятся в согласии с результатами, полученными другими авторами и по другим объектам. По абсолютным звездным величинам переменных типа 8НС в Галактике (определенным по фотометрическим индексам в системе Винга) установлен бимодальный характер зависимости период-светимость для этих звезд, определен нуль-пункт основной зависимости (соответствующей первому обертону) и отношение периода первого обертона к периоду основного тона. Исследование зависимости период-светимость для переменных типа ЭИС в МЗЗ выявило ее бимодальный характер и в этой галактике. При этом отношение периода первого обертона к периоду основного тона для звезд этой галактике оказалось в пределах ошибок равным таковому в нашей Галактике.
Вторая глава посвящена анализу кинематики популяции переменных звезд типа Г1Н Лиры в широких солнечных окрестностях и получению независимой от тригонометрических параллаксов оценки нуль-пункта шкалы расстояния (точнее, нуль-пункты зависимостей металличность-светимость — [Ге/'11|-Л/у и период-ИК светимость — ^ Р
- Мд) для этих объектов. Для этого используется метод статистических параллаксов и опубликованные данные о лучевых скоростях и высокоточных абсолютных собственных движениях, причем одним из искомых параметров является поправочный коэффициент к принятой исходной шкале расстояний. Полученные нуль-пункты зависимостей металличность-светимость (в полосе V) и период-светимость (в полосе К) полностью согласуются с результатами, которые дает применение метода Бааде-Весселинка (Джонс и др. 1992). Благодаря рекордному объему кинематической выборки (которая содержит 378 объектов, что почти в два раза больше, чем самые представительные выборки лирид, ранее использованные другими авторами для этих целей) удалось исследовать зависимость светимости лирид от металличиости на основе исключительно кинематически опреленных нуль-пунктов шкал расстояния, обеспечив тем самым независимое подтверждение результатов, полученных методом Бааде-Весселинка. Кроме того, благодаря большому объему ваборки удалось получить решение в рамках явно заданной модели бимодального распределения скоростей лирид без априорного отнесения конкретных звезд в популяции толстого диска или гало и снизить случайную ошибку определения нуль-пункта зависимости период-ИК лирид светимость до 0.07”*, что более, чем в 1.5 раза меньше погрешностей, достигнутых
в исследованиях других авторов (например, Лейден и др. 1996). Получена оценка расстояния от Солнца до центра Галактики (центра Галак-
18
тического балджа) — 7.4—7.9 кик. Кроме того, определены компоненты средней скорости движения локальной популяции лирид гало и толстого диска относительно Земли и компоненты тензора дисперсии скоростей для этих двух популяций. Установлено отсутствие (на уровне случайных ошибок полученных параметров) вращения популяции лирид гало относительно центра Галактики. По звездам каталога UCAC2 - членам шаровых скоплений определены средние собственные движения для 92 шаровых скоплений нашей Галактики и выполнен предварительный анализ трехмерной кинематики этой популяции.
Третья глава посвящена исследованию кинематики объектов галактического диска на основании данных о лучевых скоростях и собственных движениях рассматриваемых объектов и уточнению нуль-пунктов их шкал расстояния методом статистического параллакса. Построена кривая вращения Галактики в интервале Галактоцентрических расстояний от 2 до 14 кик и определены основные ее локальные параметры — угловая скорость вращения П0 в окрестностях Солнца, постоянная Оорта А и вторая производная угловой скорости вращения, П[[, а также расстояние от Солнца до центра Галактики, ft0- Определены также компоненты тензора дисперсии скоростей <ты, ov и <ти, для ряда популяций объектов Галактического диска (молодых рассеянных скоплений, ОВ-ассоциаций, голубых сверхгигантов), которые четко коррелируют со средним возрастом объектов: наименьшие значения дисперсии скоростей получены для самой молодой из рассматриваемых популяции - ОВ-ассоциаций, а наибольшие - для самой старой — классических цефеид. Установлено наличие компонента некруговых движений в Галактическом диске в виде периодической составляющей по галактоцситри чес кому расстоянию с периодом около 2 кпк. Оценки fto и По согласуются с оценкой средней скорости лирид гало относительно локального стандарта покоя, Ra • По ~ Vrot(halo RR. Lyr).
В четвертой главе полученные калибровки нормальных показателей цвета и абсолютной звезднаой величины для рассматриваемых объектов (с нуль-пунктами, уточненными с использованием тригонометрических параллаксов HIPPARCOS и методом статистических параллаксов) для сверхгигантов О - F3, классических цефеид и переменных типа RR Лиры используются для оценки модуля расстояния БМО. Кроме того, модуль расстояния БМО оценивается путем сравнения параметров зависимости период-светимость для полуправильных пульсирующих красных сверхгигантов (переменных типа SRC) в галактике и в БМО, а путем сравнения параметров соответствующих зависимостей дія переменных типа SRC в нашей Галактике и в МЗЗ получена оценка расстояния МЗЗ. Полученные в главах 1—3 поправки к нуль-пунктам шкал расстояния
19
- Київ+380960830922