 |
Астронет: А. С. Расторгуев/ГАИШ Определение кривой вращения и шкалы расстояний в Галактике http://variable-stars.ru/db/msg/1172553/node2.html |
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Расстояния до объектов >>
1. Введение
Исследование кинематики галактических подсистем до сих пор
остается одной из важнейших задач звездной астрономии.
По-видимому, М.Ковальский в 1859 г. первым высказал мысль о
вращении Галактики и о его влиянии на собственные движения звезд.
Однако имеющиеся в то время собственные движения были ненадежны,
и вращение Галактики обнаружено не было. Эту идею реализовал
Л.Струве в 1887 г. Считая вращение твердотельным, он получил
вполне правдоподобную оценку угловой скорости вращения, хотя и с
ошибкой порядка 100%. Дальнейшее развитие представлений о
вращении Галактики связано с работами Г.Стремберга 1920-х г.
Анализируя распределение величин и направлений векторов скоростей
звезд в окрестности Солнца, разделенных на несколько групп по
спектральным классам, он обнаружил, что по мере увеличения
средней скорости группы увеличивается и дисперсия скоростей,
причем более быстрые звезды движутся относительно Солнца
преимущественно в направлении галактической долготы 
.
Для объяснения этих результатов Г.Стремберг, Я.Оорт, Б.Линдблад и
К.Боттлингер разработали концепцию дифференциального вращения
Галактики, существенным пунктом которой стало положение о том,
что различные подсистемы вращаются в Галактике с разной
скоростью. В последующие годы огромное количество исследований
было посвящено определению основных кинематических параметров,
характеризующих закон вращения Галактики и движение Солнца
относительно различных подсистем звезд. В основном для этих целей
использовались лучевые скорости звезд, поскольку высокоточных
собственных движений далеких звезд (а именно далекие окрестности
наиболее интересны для исследования) явно недоставало. (Тем не
менее, сразу же отметим, что сама величина угловой скорости
вращения Галактики, 
, может быть оценена только по
собственным движениям.) В большинстве работ использовались
простые модификации метода наименьших квадратов, поскольку вопрос
о случайных (и тем более систематических!) ошибках лучевых
скоростей, собственных движений и расстояний оставался не до конца
исследованным.
К концу XX века накоплены богатейшие данные по параллаксам (как тригонометрическим, так и фотометрическим) звезд, звездных скоплений и звездных ассоциаций. Благодаря появлению корреляционных методов с высокой точностью измерены лучевые скорости десятков тысяч звезд (к сожалению, ситуация со звездами ранних спектральных классов O-B все еще далека от желаемой из-за специфических трудностей, возникающих при измерении их лучевых скоростей). Радиоастрономическими методами в 1970-е и 1980-е годы измерены лучевые скорости сотен молекулярных облаков (и, следовательно, связанных с ними облаков ионизованного водорода HII). Главным же достижением 1990-х годов стало появление массовых высокоточных каталогов собственных движений звезд - HIPPARCOS [7], TRC [9], TYCHO-2 [10] -- в которых как случайные, так и систематические ошибки невелики.
Все эти выдающиеся достижения наблюдательной астрономии стимулировали разработку современных методов анализа, опирающихся на строгий учет ошибок наблюдений и адекватные кинематические модели. В данной статье приводится подробное описание методики получения максимально-правдоподобных оценок кинематических параметров галактических подсистем на основе анализа одномерного (только по лучевым скоростям), двумерного (по собственным движениям) и трехмерного (по пространственным скоростям) поля скоростей объектов. В последнем случае помимо определения кинематических параметров может быть поставлена важная задача уточнения используемой шкалы расстояний методом статистических параллаксов. Вплоть до последнего времени применение метода статистических параллаксов ограничивалось классами быстро движущихся объектов (что, разумеется, было связано с малой точностью собственных движений). Действительно, только для объектов с большой дисперсией пространственных скоростей и быстрым движением относительно Солнца (например, RR-Лирид) даже собственные движения невысокой точности несут информацию об их кинематике и шкале расстояний. В настоящее время метод статистических параллаксов с успехом может быть применен и к подсистемам галактического диска, характеризующимся малой дисперсией скоростей.
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Расстояния до объектов >>