Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Пространственное распределение и движение молодых объектов в галактике. спиральная структура 9
1.1. Классическая модель вращения Галактики и отклонения от нее 9
1.2. Распределение молодых объектов в галактической плоскости .15
1.2.1. Области нейтрального и ионизованного водорода, звезды высокой светимости .19
1.2.2. Некоторые наблюдательные следствия теории волн плотности 21
1.3. Область спирального рукава Персея 26
1.4. Постановка задач 34
Глава 2. Материал и его обработка. Основные формулы 36
2.1. Некоторые характеристики ранних звезд 36
2.2. Определение абсолютных собственных движений 40
2.3. Исправление наблюдательных данных за влияние случайных ошибок 45
2.4. Область исследования. Основные формулы 54
Глава 3. Вращения галактики в окрестностях солнца 67
3.1. Постоянные Оорта и расстояние Солнца от центра Галактики 67
3.2. Вращение системы рассеянных звездных скоплений . 72
Выводы 79
Глава 4. Скоростей звезд высокой светимости в рукаве Персея 81
4.1. Функция остаточных лучевых скоростей. Положение рукава Персея относительно Солнца 81
4.2. Пространственные движения звезд в рукаве Персея 97
4.3. Звездные грушшровки в области спирального рукава Персея . 111
4.4. Остаточные лучевые скорости в спиральном рукаве Киля - Стрельца 115
Выводы 118
Литература 124
- Области нейтрального и ионизованного водорода, звезды высокой светимости
- Исправление наблюдательных данных за влияние случайных ошибок
- Постоянные Оорта и расстояние Солнца от центра Галактики
- Функция остаточных лучевых скоростей. Положение рукава Персея относительно Солнца
Введение к работе
Необходимым первым этапом в построении динамической модели Галактики является рассмотрение ее как стационарной звездной системы, обладающей аксиальной симметрией. Основным типом движений в такой системе является дифференциальное вращение центроидов объектов. Уравнения движения центроидов позволяют связать пространственно-кинематические характеристики подсистем с гравитационным полем Галактики. Шэтому одной из основных задач звездной кинематики является задача определения и уточнения параметров, необходимых для построения равновесной модели. Стационарная аксиально-симметричная модель удовлетворительно описывает наблюдаемые закономерности движений в Галактике. Однако существуют наблюдательные данные, которые не могут пока найти объяснения в рамках классической теории дифференциального вращения. Прежде всего это уклонение вертекса звездных движений, асимметрия "север -юг" и неоднородности на кривых вращения.
Наблюдения других галактик показывают, что многие из них имеют спиральную структуру. Наша Галактика не составляет исключения. Первые наблюдения У.Моргана, С.Шарплесса, Д.Остербрука [ I] показали, что яркие молодые звездные группировки и эмиссионные туманности локализованы в спиральных рукавах. Этот вывод позднее был подтвержден и рядом других авторов: В.Беккером [ 2J, Г.Вестер-хаутом[з], В.Беккером, Р.Фенкартом [4J. Применение к звездным системам гидродинамических методов описания и методов физики плазмы позволило достигнуть определенного прогресса в объяснении спиральной структуры галактик. Важную роль при этом играет приложение теории устойчивости гравитирующих систем (в частности, диска) к проблеме образования и существования спиральной структуры (В.Л.ЇЇоляченко, А.М.Фридман [б]). Развитие вычислительной техники способствовало постановке сложных численных экспериментов, связанных с рассмотрением эволюции спиральной картины.
Наиболее приемлемым в настоящее время является объяснение спиральных рукавов как волн плотности, вращающихся с постоянной угловой скоростью СОр (Ц.Линь, Ч.Юань, Ф.Щу [б]). Существование подобных волн должно вносить определенные изменения в движение звезд и межзвездного газа. Такая теория спиральной структуры содержит ряд свободных параметров, а свойства волн плотности зависят от параметров равновесной модели (А.А.Сучков [?]). Поэтому для подтверждения правильности выводов теории важно использовать как надежные данные о равновесных параметрах, так и любые возможности независимой оценки некоторых (хотя бы одной.) характеристик волн плотности. Такая возможность реализуется при изучении поля скоростей молодых объектов, позволяющем обнаружить указанные выше изменения в движении звезд и газа (У.Бертон, Т.Баниа [8J, У.Бертон[э], Р.Хемфрис [ю]). Особое значение исследование кинематических следствий существования волн плотности имеет для нашей Галактики, когда наблюдатель находится внутри системы. Методами кинематики были получены оценки некоторых динамических и геометрических параметров волны плотности в работе Ю.Н.Мишурова, Е.Д.Павловской, А.А.Сучкова [її] . Результаты этой работы подтверждают предсказанное в модели Л.С.Марочника, Ю.Н.Мишурова, А.А.Сучкова [I2J значение угловой скорости спирального узора СОр . Однако в настоящее время нет единого мнения о величине этого параметра, определяющего прежде всего область, в которой расположены спиральные рукава в галактиках.
В связи со сказанным выше в настоящей работе рассматриваются две основные задачи. Первая заключается в исследовании вращения системы рассеянных звездных скоплений и является примером традиционной задачи звездной кинематики. Она позволяет сделать вывод о вращении Галактики в окрестностях Солнца, в частности, оценить величину важного параметра равновесной модели, постоянной Оорта А0. Рассеянные скопления относятся к плоской составляющей Галактики. Основные наблюдательные данные, лучевые скорости и расстояния, для них обычно определяются более надежно, чем для одиночных объектов. Поэтому скопления целесообразно использовать для определения и уточнения галактических параметров. Во второй задаче исследуется поле скоростей звезд высокой светимости в одном из спиральных рукавов Галактики - рукаве Персея. Для этого спирального рукава имеется довольно большое количество наблюдательных данных. Многие из них не имеют удовлетворительного объяснения. Прежде всего это касается данных о значительном отклонении движения всех объектов в рукаве Персея от кругового (равновесного), а также о несовпадении рукава в оптическом и радиодиапазонах длин волн. В связи с этим представляет интерес изучение поля пространственных скоростей, тем более, что такое исследование в спиральных рукавах еще не проводилось. Однако практическое осуществление подобного исследования в рукаве Персея осложняется удаленностью звезд, т.е. малостью их собственных движений. В этом случае важно применить статистические методы исправления наблюдательных данных за влияние случайных ошибок. Важные выводы можно получить, привлекая теорию волн плотности для объяснения движений в рукаве Персея.
При выполнении поставленных выше задач были получены следующие результаты:
I. Для изучения поля пространственных скоростей в спиральном рукаве Персея определены абсолютные собственные движения 78 звезд большой светимости по каталогам точных положений.
2. Исследовано Галактическое вращение системы рассеянных звездных скоплений с привлечением информации о характере их движения и возрасте; по группе скоплений, имеющих малые эксцентриситеты галактических орбит получена оценка постоянной Оорта А0( А0= 15-° км/с»кпк),
3. Изучено поле пространственных скоростей звезд высокой светимости в секторе галактических долгот 95°-145°, включающем отрезок спирального рукава Персея, для нескольких моделей вращения Галактики; полученная картина свидетельствует о крупномасштабной неоднородности как в поле скоростей, так и в пространственном распределении звезд высокой светимости в рукаве Персея.
4. Выделено несколько локальных особенностей в поле скоростей звезд в рукаве Персея, связанных не только с волной плотности, но и с наличием в этой области Галактики большого числа молодых звездных группировок.
5 Предполагая, что средняя остаточная скорость как функция расстояния и галактической долготы имеет минимум на внутреннем крае спирального рукава, определено расстояние этого края рукава от Солнца на различных галактических долготах; положение оптического рукава следует за фронтом ударной волны в газе, полученным У.Робертсом [із].
6. Показана возможность использования в кинематических исследованиях собственных движений удаленных звезд после их статистического исправления.
7. В результате проведенного исследования остаточных скорос (JL вероятностей звезд можно сделать вывод, что спиральных; рукав Персеяуне находится в области радиуса коротапии. На защиту выносятся:
- результаты исследования движения системы рассеянных звездных скоплений: оценка постоянной Оорта А о , зависимость функции Камма от возраста;
- результаты определения абсолютных собственных движений 78 звезд;
- результаты исследования поля скоростей звезд высокой светимости и звездных группировок в спиральном рукаве Персея;
- способ определения положения спирального рукава Персея в галактической плоскости.
Материалы диссертации изложены и обсуждены на научных семинарах в Государственном астрономическом институте игл. П.К. Штернберга (Москва, I98I-I983 г.г.), на Всесоюзной зимней астрономической школе (Свердловск, 1983 г.), на Всесоюзной конференции "Структура галактик и звездообразование" (Киев, 1983 г.). теме диссертации опубликовано 6 статей.
Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы. Работа содержит 142 страницы, включая 30 рисунков, 5 таблиц, список литературы на 19 страницах, содержащий 191 название.
Области нейтрального и ионизованного водорода, звезды высокой светимости
Выше уже было отмечено, что классическая теория галактического вращения дает необходимую информацию о стационарном поле тяготения Галактики. Однако гравитационное поле спиральных ветвей, рассматриваемое обычно как малое возмущение равновесного потенциала, приводит к появлению дополнительных систематических движений материи. Их необходимо учитывать в качестве второго приближения при анализе поля скоростей в Галактике.
Спиральную структуру галактик, как правило, обрисовывают молодые яркие объекты: эмиссионные туманности Н 11 , звезды высокой светимости, молодые звездные группировки (ассоциации и рассеянные скопления), области нейтрального водорода, молекулярные облака. Изучению спиральной структуры Галактики и связанных с ней крупномасштабных движений в последние несколько десятков лет уделяется большое внимание. Для этой цели используются различные методы. Предпринимались попытки исследовать спиральную структуру на основе анализа яркости Млечного Пути. Однако из-за облачной структуры и наличия поглощения поверхностная фотометрия, успешно применяемая для изучения структуры других галактик, является малонадежным методом выявления спиральной структуры Галактики (Е.Д.Павловская, А.С.Шаров [зэ]). Более приемлемо статистическое исследование пространственного распределения различных объектов, проведенное в работах К.Рольфса [4о], С.Мак Каски [4l], Э.Мо ата, Н.Фогта [42].
Другим методом выявления спиральной структуры является исследование вносиглых ею изменений в кинематику звезд и газа. При этом широко используется способ статистического моделирования. Моделируется обычно равновесное поле скоростей и сравнивается с наблюдаемым. Следует отметить исследование Д.Мейерса [43], в котором на основе статистических методов предлагаются критерии сравнения смоделированного случайного поля с реальным, а также работы Е.Д. Павловской, А.А.Сучкова 44-45] , где методом численных экспериментов исследуется влияние систематических и случайных ошибок наблюдательных данных и объема выборки на возможность обнаружения спиральной структуры и на оценки параметров волны плотности. Наконец, можно оценить влияние спиральной структуры и на галактические параметры. Такое исследование было проведено Ц.Линем, Ч.Юанем, У.Робертсом [46J. Поправка к постоянной Оорта А, оказалась незначительной, всего около 10$ от ее равновесного значения.
Основная видимая картина спиральной структуры Галактики со времен первых работ [l-2J практически не изменилась, лишь добавились некоторые детали и уточнения. Обобщение данных о распределении молодых ярких объектов позволяет выделить в окрестностях Солнца три отрезка спиральной структуры - рис. 1.3. 1. Внутренний рукав Киля - Стрельца. Он является наибольшим рукавом в Галактике и наблюдается до расстояний Е 6 кпк. В галактической плоскости его обычно ограничивают долготами I =285-305 - Киль, и L =305-20 (в работе [47] до 50) -Стрелец. 2. Местный рукав Ориона, на внутреннем, ближайшем к галактическому центру, крае которого находится Солнце. Возможно, что этот рукав не относится к основной спиральной структуре, а является лишь промежуточным ответвлением (Ю.Н.Мишуров и др. [її], Ц.Линь [48]). 3. Внешний рукав Персея, который обычно ограничивают долготами -ь=90-140 и расстояниями 2-3 кпк. Таким образом, следует еще раз подчеркнуть, что в Галактике по наблюдениям в оптическом диапазоне можно выделить лишь короткие спиральные сегменты. Некоторое общее представление о крупномасштабной структуре можно получить из данных радиоастрономии, а также внеатмосферных наблюдений в инфракрасном и ультрафиолетовом участках спектра. Немаловажную роль в исследовании спиральной структуры Галактики играет нейтральный водород, так как его можно наблюдать в большом объеме пространства. Наблюдения близких галактик M5I и MI0I показали, что НІ в них концентрируется к спиральным ветвям (А,Роте [49], Р.Аллен и др; [бо]). Для нашей Галактики в настоящее время существуют, по крайней мере, две несовпадающие карты распределения нейтрального водорода (Ф.Керр [27 J, Г.Уивер [5ІІ). Неоднозначность их интерпретации связана, вероятнее всего, с крайне иррегулярной структурой Н 1 . Исследование пространственного распределения нейтрального водорода осложняется тем, что расстояние до этих областей можно получить лишь приняв определенную кинематическую модель (для этого необходимо хорошо знать поле скоростей в Галактике). Дополнительные осложнения вносят систематические "струйные" движения Н 1 , которые сказываются при определении расстояния сильнее, чем флуктуации плотности.
Значительным открытием последнего десятилетия явилось обнаружение многофазности межзвездной среды как по плотности, так и по температуре. Кроме того, оказалось, что около половины массы нейтрального водорода составляют молекулы Hg (Д.Клейтон [52J). Наблюдаемый по эмиссии LU молекулярный водород рассматривается в настоящее время отдельно от областей атомарного водорода Н1 , так как физические процессы в них различны (Н.Г.Бочкарев [53J). Большая часть молекул Н находится в обширных газо-пылевых комплексах и облаках. Газо-пылевые комплексы сильно концентрируются к галактической плоскости и коррелируют со спиральными рукавами. Атомарный и молекулярный водород различаются и по распределению в галактической плоскости.
Исправление наблюдательных данных за влияние случайных ошибок
Другим важным условием определения фотометрических расстояний является надежный учет межзвездного поглощения в Галактике, обнаруживаемого в галактической плоскости уже на расстояниях в несколько сот парсек от Солнца. Основным способом исключения поглощения света является использование избытков цвета ного поглощения по формуле:
где J\ - коэффициент пропорциональности, зависящий от спектрального класса (В.А.Страйжис [ііб]), а также от галактической долготы (Д.Виттет [ 117J). Обычно принимают среднее значение отношения полного поглощения к селективному, равное 3,0. Для звезд 0 и В ряд авторов предлагает использовать значение J\ = = 3,2 или 3,3 ([ііб]), а для сверхгигантов спектрального класса М в направлении Персея - 3,6 (Т. Ли [lI8J). Что касается нормальных цветов ( и V ) звезд, то наиболее часто используются данные Г.Джонсона [пэ]. Ссылки на более поздние работы по определению этих величин можно найти в уже упоминавшейся монографии В.Л.Страйжиса. Следует заметить, что различие нормальных цветов сверхгигантов у разных авторов незначительное.
Основным источником ошибок при определении фотометрических расстояний ранних звезд является неточность калибровки свети-мостей. Она включает прежде всего ошибки в оценке светимостей стандартных звезд, по которым строятся калибровочные зависимости. Другим источником является неверный учет межзвездного поглощения - погрешности в определении избытков цвета и неопределенность коэффициента J\ . Суммарная ошибка в определении абсолютных величин ранних звезд может достигать 0,5. Несколько мень-шая ошибка (0,3) получается при использовании среднеполосной фотометрии (Л.Балон, Д.Крэмптон [lI3j).
Главным источником информации о поле скоростей удаленных звезд являются лучевые скорости \Jz Данные о лучевых скоростях для 15000 звезд, приведенные к одной системе (Ликекой), можно найти в каталоге Р.Вилсона [l20J. Библиография всех определений лучевых скоростей до 1970 года дана в статье Х.Абта, Е.Биггса [ 121J. Содержащиеся в ней лучевые скорости более чем 25000 звезд не приведены к одной системе. Вероятная ошибка Vz обычно дается в предисловии к каталогу и определяет их качество. В каталоге Р.Вилсона. качество vz выражается буквенным индексом ( CL, 0 , С и т.д.). В связи с тем, что звезды спектральных классов 0, как правило, имеют протяженные оболочки, их лучевые скорости нужно исправлять за эффект гравитационного красного смещения, несмотря на то, что неточность определения масс и радиусов звезд делает эту поправку малонадежной. Такие поправки в зависимости от спектрального класса и класса светимости приведены в статье П.Конти и др. [I22J.
В настоящей работе были использованы А - М сверхгиганты, звезды О-В классов светимости 1-У и долгопериодические цефеиды. Звезды 0 и В отбирались из карточного каталога, составленного А.В.Локтиным и находящегося на кафедре астрономии и геодезии Уральского госуниверситета. Данные о звездах спектральных классов А-М заимствованы из каталогов Р.Хемфрис [l0,69j., В.Бас-комба [I23J, а о долгопериодических цефеидах из работ Д.Ферни, И.Хьюба [I24J, Б.Таказе [l25J. Всего было отобрано 572 звезды с известными лучевыми скоростями и UuV фотометрией. Для определения расстояний до звезд 0 использовалась калибровка Н.Уол-борна [105], а также калибровка, приведенная в каталоге [ш]. Расстояния до звезд спектральных классов В определялись на основе калибровки Л.Балона, Д.Крэмптона [из] с привлечением в -индексов Д.Кроуфорда, взятых из каталога Е.Линдемана, Б.Хаука [126 ]. Соотношение между Р -индексами и абсолютными звездными величинами соответствовало калибровке Л.Балона, Д.Крэмптона. Нормальные цвета брались согласно работе Г.Джонсона [lI9J, а отношение полного поглощения к селективному принималось для звезд 0 и В равным 3,3 (В.Л.Страйжис [пб]), для М сверхгигантов - 3,6 (Т.Ли [lI8J). Данные UBV фотометрии заимствованы из каталога В.Бланко и др. _127]» Калибровка светимостей А.Блаау [109 J была использована при определении расстояний до звезд спектральных классов А-К. При этом величина J\ принималась равной 3,0, Лучевые скорости звезд, заимствованные из работ [l20,I2l], были исправлены за гравитационное красное смещение согласно работе ЇЇЛСонти и др. [і22]. В исследование были включены все звезды, независимо от качества наблюдательных данных, которое учитывалось введением соответствующих весов. Качеству лучевой скорости " &", в системе каталога Р.Вилсона, соответствовал вес, равный единице. Из рассмотрения были исключены звезды, для которых известна или заподозрена, переменность лучевой скорости или спектральная двойственность.
Как уже отмечалось в первой главе, движение звезд и газа в спиральных рукавах Галактики рассматривалось рядом авторов (Р.Хемфрис [б9,70]. У.Бертон [47]). Источником, информации об этих движениях служили только лучевые скорости. Изучение поля пространственных скоростей представляет особый интерес в связи с тем, что дает возможность судить о влиянии спиральной структуры на разные компоненты скорости. Чтобы провести такое исследование, необходимы данные о собственных движениях звезд /It . Для части звезд из указанной в предыдущем параграфе выборки абсолютные собственные движения были получены Д.К.Каримовой, Е.Д.Павловской [I28-I30]. Новых определений (Ц, сверхгигантов поздних спектральных классов этой выборки в настоящее время нет.
При определении абсолютных движений используются каталоги точных положений (позиционные каталоги) звезд, наблюдавшихся в разные эпохи, разделенные достаточно большим промежутком времени. Весь метод осуществляется в несколько этапов.
Постоянные Оорта и расстояние Солнца от центра Галактики
Исследование закономерностей в движении звезд можно проводить и в результате изучения их индивидуальных орбит. Элементы орбит, как величины, не зависящие от момента наблюдения данной звезды, являются более подходящими статистическими характеристиками населения различных подсистем Галактики, чем вектор пространственной скорости звезды.
Характер орбит зависит в первую очередь от характера гравитационного поля, обусловленного размерами, формой, и распределением массы внутри системы (К.Ф. Огородников [l57.]). При изучении свойств звездных орбит широко применяется приближение модели потенциала Галактики в виде сравнительно простых аналитических функций (В.А.Антонов [I58J), о некоторых из них уже говорилось в настоящей работе. При этом задача определения орбит значительно упрощается, если потенциал Галактики считать стационарным и обладающим ротационной симметрией, а орбиты - плоскими или близкими к круговым. Наиболее разработанная, методика массового вычисления галактических орбит предложена Р.Вулли и др. [l59J. Она довольно. часто используется и в настоящее время. Методику Р.3улли и др. применили КфА.Бархатова, Е.Д. Павловская [ібо] для определения элементов галактических орбит рассеянных звездных скоплений. Их данные используются в настоящей работе (гл. 3). Аналогичным образом были вычислены элементы галактических орбит и звезд, находящихся в рукаве Персея.
Проблема построения динамической модели Галактики, о которой говорилось во введении, тесно связана с проблемой построения системы галактических параметров. К параметрам, характеризующим дифференциальное вращение, относятся, прежде всего, постоянные Оорта До и Do Зная эти величины, можно найти важные динамические характеристики в окрестностях Солнца - период вращения и круговую скорость. Наряду с указанными параметрами необходимо знать также величины, косвенно определяющие галактическую систему отсчета и масштаб системы - скорость и направление движения Солнца относительно локального стандарта покоя и расстояние его от центра Галактики.
Талибского вращения А0 ойшно определяю, по лучевым скоростям. При этом используют либо формулу
На значение постоянной Д0 существенное влияние оказывает шкала расстояний. Именно имеющаяся неопределенность шкалы приводит к расхождениям значений Д Q , полученных разными авторами. Поэтому основная масса старых определений Д Q (до работ Г.Джон-сона, У.Хилтнера [108] , Г.Джонсона, Б.йриарте [ібі] ) не должна быть использована при выводе системы галактических параметров.
Насколько сильно величина По зависит от неточности шкалы расстояний, неполного учета поглощения и случайных ошибок в расстояниях показано в работах М.Крезе [I63-I64]. Важным является и объем пространства, в котором заключены рассматриваемые объекты, и то, какие локальные особенности включает выборка и по каким формулам получено значение Ао (Г.Джонсон, С.Сволопоулос [l65j, С.А.Кутузов [l66J). Необходимо принимать во внимание также число членов в разложении функции CO(R) . Так, неучет членов второго порядка на расстояниях в 2 кпк от Солнца сильно влияет на значение постоянной Оорта Ао (Ф.Эдмондсон [167], Г.Уивер [l68j). Подробно вопрос о числе членов разложения СО ( R) и влиянии его на кривую вращения исследован в работе Д.К.Каримовой, Е.Д. Павловской [l69].
Знание собственных движений объектов, в принципе, дает возможность определить не только постоянную До , но Do и ут-ловую скорость вращения околосолнечного центроида, COQ (или СО (R0) ). Однако при использовании этих наблюдательных величин сказываются систематические ошибки принятой фундаментальной системы (В.Фрике [l70j). Кроме того, на значение А0 и и0 влияет точность определения собственных движений и представительность выборки для обеих полусфер. В настоящее время однородный материал по определениям абсолютных собственных движений, особенно для южной полусферы, к сожалению, все еще незначителен.
Функция остаточных лучевых скоростей. Положение рукава Персея относительно Солнца
Проведенное исследование движения системы рассеянных звездных скоплений показало, что не все молодые объекты Галактики имеют орбиты, близкие к круговым. В частности, выделяется группа скоплений в рукаве Персея. В настоящей главе исследуется поле скоростей молодых объектов в этом спиральном рукаве, а также в межрукавной области. Наблюдательный материал, основные формулы и методы учета влияния случайных ошибок описаны во второй главе.
Остаточные лучевые скорости были определены для всех 572 звезд в секторе ъ=95-145. Распределение этих звезд в галактической плоскости представлено на рис. 4.1. Модельные лучевые скорости вычислялись по формуле (2.17), описывающей движения, близкие к движениям в модели М.Пмидта. Минусы соответствуют отрицательным, а плюсы - положительным остаточным скоростям. На этом рисунке штриховой линией нанесено положение внутреннего края рукава, полученное в настоящей работе. Такое представление поля скоростей не является достаточно информативным. Правда, можно заметить, что отрицательные остаточные скорости преимущественно локализованы у внутреннего, а положительные - у внешнего края рукава. Представляет интерес рассмотрение зависимости средней остаточной скорости от расстояния от Солнца ж галактической долготы, то есть функции остаточных лучевых скоростей Д.\/() . Для построения такой функции весь сектор галактических долгот от 95 до 145 был разделен на 10 зоны до v и интервалы шириной 0.4 кик по 2, ( 1 - расстояние от Солнца изменялось в пределах от 0.1 до 4.5 кпк). Для каждой зоны и каждого интервала расстояний в ней было вычислено средневзвешен ное значение остаточной лучевой скорости A V( W и среднее расстояние до этой зоны % . Модельные лучевые скорости вы числялись согласно нескольким моделям вращения Галактики (гл. 2), При этом функция А У\ч рассматривалась для трех групп: звезд 0 и В (400), звезд спектральных классов А-М (172) и всех вместе (572). Зависимость функции остаточных лучевых скоростей от рас стояния в пяти 10-х секторах приведена на рисунках 4.2-4.3. Рис. 4,2 представляет функцию для модели М.Шлидта (ф. 2.17-2.18), а рис. 4.3 для модели с учетом радиального движе ния (ф. 2.19). При построении функции необходимо учесть зависимость проекции круговой скорости на луч зрения от галактической долготы. Спроектированная функция, вычисленная по формуле Из анализа остаточных лучевых скоростей следует, что функция А V С v имеет явно выраженный минимум в каждом секторе галактических долгот и в каждой из рассмотренных выборок. Обращает на себя внимание глубина минимума функции А V (1) практически во всех рассмотренных секторах галактических долгот в интервале от 95 до 145. Минимальное значение средней остаточной лучевой скорости по абсолютной величине получилось в несколько раз больше, чем в работе Р.Хемфрис [б9]. Кроме того, заметно различие в положении минимума функции и его глубине у двух групп: звезд О-В и звезд спектральных классов А-М. О реальности такого различия между указанными группами сказать что-либо определенное трудно. Вероятнее всего, что оно вызвано неточностью калибровок светимости сверхгигантов различных спектральных классов, а также малым объемом выборки звезд второй группы в некоторых секторах. При наличии значительного градиента возрастов в рассматриваемой выборке следует ожидать как смещения aминимума функции , так и уменьшения его глубины для группы звезд, имеющих больший возраст (как результат взаимодействия с волной плотности). Следует отметить область v =II5-I35, . где функция A \Aw смещена вверх по оси ординат, по сравнению с положением этой функции в областях ь =95-П5 и t = =I35-I45. На различия в движении газа в областях {, 120 и ь 120 указывалось и в работе Г.Вершура [во]. Возможно, что равновесная модель вращения не описывается теми монотонными кривыми, которые используются для вычисления модельных скоростей в рукаве Персея. Учет радиального движения, например, может привести к смещению функции А V ( ) вдоль оси ординат (рис. 4.3 и 4,2-а).
Наличие минимума у функции остаточных лучевых скоростей AV [Ъ) можно объяснить прежде всего существованием систематических движений вещества вдоль внутреннего края спирального рукава. В первой главе уже говорилось, что такие движения предсказывает теория волн пл-ти. Чтобы сделать определенный вывод о неслучайности и величине вносимых волной плотности изменений в движении звезд, необходимо рассмотреть влияние и других факторов на функцию A YW . Кроме систематических движений в спиральном рукаве отличное от нуля значение этой функции может быть вызвано рядом причин. Прежде всего, случайными флуктуациями в рассматриваемой выборке звезд.
