ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 6, с. 395-404

ПАРАМЕТРЫ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ ПО ЗВЕЗДАМ ИЗ ОБЛАСТЕЙ

АКТИВНОГО ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ С ДАННЫМИ

ИЗ КАТАЛОГА GAIA DR2

¹Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия

²Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

Поступила в редакцию 24.04.2020 г.

После доработки 26.05.2020 г.; принята к публикации 26.05.2020 г.

Изучена выборка из более 25 000 молодых звезд с собственными движениями и тригонометрическими

параллаксами из каталога Gaia DR2. Относительные ошибки их параллаксов не превышают 10%.

Отбор звезд, принадлежащих областям активного звездообразования, был осуществлен Мартоном

и др. по данным из каталога Gaia DR2 с привлечением инфракрасных измерений из каталогов

WISE и Planck. Большинство звезд выборки составляют маломассивные звезды типа Т Тельца.

По ним найдены следующие значения параметров угловой скорости вращения Галактики: Ω₀ =

= 28.40 ± 0.11 км/с/кпк, Ω′0 = -3.933 ± 0.033 км/с/кпк² и Ω′′0 = 0.804 ± 0.040 км/с/кпк³. Значения

постоянных Оорта составляют A = 15.73 ± 0.32 км/c/кпк и B = -12.67 ± 0.34 км/c/кпк, а круговая

скорость вращения околосолнечной окрестности вокруг центра Галактики составляет V₀ = 227 ±

± 4 км/с для принятого расстояния Солнца до галактического центра R₀ = 8.0 ± 0.15 кпк.

Ключевые слова: молодые звезды, области звездообразования, постоянные Оорта, вращение Галак-

тики.

DOI: 10.31857/S0320010820060066

ВВЕДЕНИЕ

По данным из различных каталогов неоднократ-

но определялись параметры галактического вра-

Для изучения свойств диска Галактики важное

щения как по одиночным и кратным ОВ-звездам

значение имеют молодые звезды. Среди массивных

(Оорт, 1927; Пласкет, Пирс, 1934; Мор, Маер,

самыми молодыми являются звезды спектральных

1957; Рубин, Берли, 1964; Фрогель, Стозерс, 1977;

классов О и В, среди менее массивных — звез-

Бил, Овенден, 1978; Торра и др., 2000; Бобылев,

ды типа Т Тельца. Такие звезды присутствуют в

Байкова, 2015), так и по ОВ-ассоциациям (Мель-

областях активного звездообразования, в моло-

ник и др., 2001; Дамбис и др., 2001).

дых рассеянных звездных скоплениях, ОВ- и Т-

Важнейшим источником позиционных и кине-

ассоциациях (Блаау, 1964; де Зев и др., 1999;

матических данных в настоящее время является

Мельник, Дамбис, 2018).

каталог Gaia DR2 (Браун и др., 2018; Линдегрен

Характер галактического спирального узора

и др., 2018). Он содержит тригонометрические па-

определен, например, в работах Жоржелена, Жор-

раллаксы и собственные движения около 1.3 млрд

желен (1976), Руссейль (2003) по распределению

звезд. Для относительно небольшой доли этих

зон H II, областей активного звездообразования,

звезд измерены их лучевые скорости. В каталоге

фотометрические расстояния до которых оцени-

Gaia (Прусти и др., 2016) фотометрические изме-

вались по возбуждающим ОВ-звездам. Молодые

рения представлены в двух широких полосах, по-

звезды также служат для определения таких

этому возможна только очень грубая классифика-

параметров спиральной волны плотности, как

ция звезд. Для надежной классификации необхо-

длина волны, угол закрутки и скорости возмущения

димо привлекать более точные спектральные и фо-

(Линь и др., 1969; Фернандес и др., 2001; Бобылев,

тометрические данные из других источников. Тем не

Байкова, 2015).

менее по данным каталога Gaia DR2 выполнен ряд

важных исследований, связанных с кинематикой

^*Электронный адрес: okrisanova@rambler.ru

различных галактических подсистем.

395

396

КРИСАНОВА и др.

Отметим компиляцию Сюя и др. (2018), содер-

фотометрические данные около 1.3 млрд звезд.

жащую 5772 OB-звезды с данными из каталога

Средние ошибки тригонометрических параллаксов

Gaia DR2. Спектральная классификация этих OB-

ярких звезд (G < 15^m) лежат в интервале 0.02-

звезд была проведена различными авторами по

0.04 мсд, а для слабых звезд (G = 20^m) они до-

наземным наблюдениям задолго до полета спут-

стигают 0.7 мсд. Для более 7 млн звезд спектраль-

ника Gaia. В работе Бобылева, Байковой (2019)

ных классов F-G-K определены лучевые скорости

параметры вращения Галактики были определены с

со средней ошибкой около 1 км/с. При анализе

использованием примерно 2000 OB-звезд из ката-

пространственных скоростей более молодых звезд,

лога Сюя и др. (2018) с известными параллаксами,

например, ОВ-звезд, используются лучевые ско-

собственными движениями и лучевыми скоростя-

рости, полученные в результате наземных спектро-

ми.

скопических измерений.

Большая выборка звезд типа Т Тельца, содер-

Всего каталог Мартона и др. (2019), полученный

жащая более 40 000 звезд, сформирована Зари и

в результате объединения измерений Gaia DR2,

др. (2018). Эти звезды были отобраны из каталога

WISE и Planck, содержит более 100 млн объектов

Gaia DR2 по кинематическим и фотометрическим

различной природы. Для детального же изучения

данным, расположены не далее 500 пк от Солнца,

молодого населения Млечного Пути ими составлен

тесно связаны с Поясом Гулда. Их пространствен-

список из более 1.1 млн кандидатов в молодые

ные и кинематические свойства детально изучены в

звездные объекты. Как отмечают эти авторы, спут-

работе Бобылева (2020).

ник Gaia зафиксировал ряд сильно переменных ис-

Мартоном и др. (2019) осуществлен отбор более

точников. Во многих случаях физическая природа

1 млн кандидатов в молодые звездные объекты.

таких источников неизвестна, но около 30% из них,

Для этого были скомбинированы данные Gaia DR2

скорее всего, связаны со вспышечной активностью

с высокоточной инфракрасной фотометрией экспе-

молодых звезд.

римента WISE (Райт и др., 2010). Таким образом,

Собственно каталог Мартона и др. (2019) со-

существенно расширен список молодых звезд с вы-

держит фотометрическую информацию AllWISE и

сокоточными параллаксами и собственными дви-

2MASS, идентификатор ID Gaia DR2 и вероят-

жениями из каталога Gaia DR2. Целью настоящей

ности звезды принадлежать к каждому из четы-

работы является уточнение параметров вращения

рех рассматриваемых классов. Этими авторами в

Галактики по выборке этих молодых звезд.

рассмотрение были введены 4 основных класса:

молодые звездные объекты (Young Stellar Objects,

далее YSO), внегалактические объекты, звезды

ДАННЫЕ

главной последовательности и проэволюциониро-

В настоящей работе используются результаты

вавшие звезды.

отбора молодых галактических звездных объектов

Параллаксы, собственные движения и лучевые

из работы Мартона и др. (2019). Данные получены

скорости звезд мы уже самостоятельно брали из

из комбинациии орбитальных наблюдений косми-

каталога Gaia DR2. Для этого использовался сер-

ческих спутников WISE и Gaia, поэтому эта база

вис ARI’s Gaia TAP Service (http://gaia.ari.uni-

имеет название Gaia DR2×AllWISE.

heidelberg.de/tap.html).

Инфракрасный космический телескоп WISE

Наша рабочая выборка была сформирована пу-

был запущен НАСА на околоземную орбиту в

тем извлечения из каталога Мартона и др. (2019)

2009 г. В его задачу входил полный обзор неба

всех звезд, имеющих вероятность принадлежности

в четырех ИК-диапазонах 3.3, 4.7, 12 и 23 мкм.

к YSO более 80%. Таких звезд с относительными

Для удобного пользования наблюдениями телеско-

ошибками тригонометрических параллаксов менее

па WISE создана интерактивная электронная база

15% оказалось 31 937, а менее 10% — 25 508.

данных AllWISE (Кэтри и др., 2013).

В настоящей работе мы исследуем звезды с от-

Молодые звезды расположены преимуществен-

носительными ошибками тригонометрических па-

но в регионах, содержащих большое количество

раллаксов менее 10%. На рис. 1 даны распределе-

пыли. По ИК-наблюдениям космического телеско-

ния 25 508 звезд на небесной сфере и на плоскости

па Planck (Адам и др., 2016) создана детальная

lz. С одной стороны, часть звезд имеет довольно

карта поглощения света в Галактике. Для того

большие значения галактических широт, что видно

чтобы решить, как источник связан с пылевой об-

на левой панели рисунка. Это важно для уверенно-

ластью, Мартон и др. (2019) использовали индекс

го определения таких параметров, как, например,

прозрачности пыли (τ) для каждого объекта из

скорости W_⊙. С другой стороны, видно (рис. 1б),

этой карты.

что все звезды очень тесно сконцентрированы к

В каталоге Gaia DR2 содержатся тригономет-

галактической плоскости, их высоты z обычно не

рические параллаксы, собственные движения и

превышают 200 пк.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

ПАРАМЕТРЫ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ

397

0.6

(a)

(б)

0.4

0.2

0.4

0.6

100

150

200

250

300

350

100

150

200

250

300

350

l, град

Рис. 1. Распределение звезд на плоскости l-b (а) и на плоскости l-z (б).

BP-RP

Рис. 2. Диаграмма показатель цвета-абсолютная звездная величина, построенная по звездам с относительными

ошибками параллаксов менее 10%. Cплошной линией отмечена главная последовательность.

На рис.

дана диаграмма Герцшпрунга-

МЕТОДЫ

Рассела, построенная по 25 508 звездам с исполь-

зованием фотометрических данных из каталога

Параметры вращения Галактики

Gaia DR2 без учета межзвездного поглощения и

покраснения. На рис. 2 хорошо видно, что основная

Из наблюдений нам известны три составляющие

масса звезд выборки занимает общирную область

скорости звезды: лучевая скорость V_r и две про-

выше главной последовательности, характерную

екции тангенциальной скорости V_l = 4.74rμ_l cos b

для молодых звезд типа Т Тельца. Похожую

и V_b = 4.74rμ_b, направленные вдоль галактической

долготы l и широты b соответственно, выраженные

картину можно видеть на рис. 5 работы Зари и

др. (2018), в которой был осуществлен отбор звезд

в км/с. Здесь коэффициент 4.74 является отноше-

типа Т Тельца из каталога Gaia DR2 на основе их

нием числа километров в астрономической единице

кинематических характеристик.

к числу секунд в тропическом году, а r = 1/π —

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

398

КРИСАНОВА и др.

гелиоцентрическое расстояние звезды в кпк, ко-

l = 90

торое мы вычисляем через параллакс звезды π.

Компоненты собственного движения μ_l cos b и μ_b

выражены в мсд/год.

Для определения параметров кривой галакти-

ческого вращения используем уравнения, получен-

ные из формул Боттлингера, в которых проведено

разложение угловой скорости Ω в ряд до членов

второго порядка малости r/R₀ :

l = 0

V_r = -U_⊙ cos bcos l - V_⊙ cos bsin l -

(1)

− W⊙ sinb + R₀(R - R₀)sinlcosbΩ′0 +

+ 0.5R₀(R - R₀)² sin l cos bΩ′′0,

V_l = U_⊙ sinl - V_⊙ cosl - rΩ₀ cos b +

(2)

+ (R - R₀)(R₀ cos l - r cos b)Ω′0 +

x, кпк

+ 0.5(R - R₀)²(R₀ cos l - r cos b)Ω′′0,

Рис. 3. Распределение звезд с относительными ошиб-

V_b = U_⊙ cos l sin b + V_⊙ sin l sin b -

(3)

ками тригонометрических параллаксов менее 10% на

галактической плоскости x-y. Солнце лежит в начале

− W⊙ cosb - R₀(R - R₀)sinlsinbΩ′0 -

системы координат, центр Галактики находится спра-

ва.

- 0.5R₀(R - R₀)² sin l sin bΩ′′0,

где R — расстояние от звезды до оси вращения

Выбор значения R₀

Галактики (цилиндрический радиус):

В настоящее время выполнен ряд работ, посвя-

R² = r² cos² b - 2R₀r cos bcos l + R²⁰.

(4)

щенных определению среднего значения расстоя-

Величина Ω₀ является угловой скоростью враще-

ния от Солнца до центра Галактики с использова-

ния Галактики на солнечном расстоянии R₀, па-

нием индивидуальных определений этой величины,

раметры Ω′0 и Ω′′0 — соответствующие производные

полученных в последнее десятилетие независимы-

ми методами. Например, R₀ = 8.0 ± 0.2 кпк (Валле,

угловой скорости, V₀ = |R₀Ω₀|. В уравнениях (1)-

2017), R₀ = 8.4 ± 0.4 кпк (де Грийс, Боно, 2017) или

(3) определяемыми являются шесть неизвестных:

R₀ = 8.0 ± 0.15 кпк (Камарильо и др., 2018).

U_⊙, V_⊙, W_⊙, Ω₀, Ω′0 и Ω′′0. Интерес представляют

также постоянные Оорта A и B, значения которых

Отметим также некоторые первоклассные ин-

можно найти из следующих выражений:

дивидуальные определения этой величины, сде-

ланные в последнее время. В работе Абутера и

A = 0.5Ω′0R₀, B = -Ω₀ + A.

(5)

др. (2019) из анализа 16-летнего ряда наблюде-

ний движения звезды S2 вокруг сверхмассивной

Кинематические параметры определяются в ре-

черной дыры в центре Галактики найдено R₀ =

зультате решения условных уравнений вида (1)-(3)

= 8.178 ± 0.022 кпк. В работе Ду и др. (2019)

методом наименьших квадратов. Используются ве-_√

√

на основе независимого анализа орбиты звезды

са вида w_r = S₀/ S²⁰ + σ2Vr,wl =S0/ S20 +σ2 иV

S2 найдено R₀ = 7.946 ± 0.032 кпк. По мазерам

√

японской программы VERA Хирота и др. (2020)

w_b = S₀/ S²⁰ + σ2Vb , где S₀ — “космическая” дис-

получили оценку R₀ = 7.9 ± 0.3 кпк. На основе

перечисленных результатов в настоящей работе мы

персия, σVr и σ_V — дисперсии ошибок соответ-

принимаем значение R₀ = 8.0 ± 0.15 кпк.

ствующих наблюдаемых скоростей. Значение S₀

сопоставимо со среднеквадратической невязкой

σ₀ (ошибка единицы веса), которая вычисляется

РЕЗУЛЬТАТЫ

при решении условных уравнений вида (1)-(3). В

настоящей работе принимаемые значения S₀ ле-

На рис. 3 дано распределение звезд нашей ра-

жат в интервале 15-20 км/с. Система уравнений

бочей выборки на галактической плоскости x-y. В

вида (1)-(3) решается в несколько итераций с

дополнение к ограничению на ошибку параллакса

применением критерия 3σ для исключения звезд с

(10%) мы также используем ограничение на рас-

большими невязками.

стояние r < 3 кпк. Как следует из этого рисунка,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

ПАРАМЕТРЫ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ

399

связь со спиральной структурой не просматрива-

Таблица 1. Параметры вращения Галактики, найденные

ется.

по 466 звездам с измеренными лучевыми скоростями и

относительными ошибками тригонометрических парал-

В результате МНК-решения системы из двух

уравнений

(2)-(3) по собственным движениям

лаксов менее 10%

25508 звезд из окрестности Солнца радиусом 3 кпк

с относительными ошибками тригонометрических

Параметры V_l + V_b + V_r V_l + V_b

V_r

параллаксов менее

10% найдены составляю-

U_⊙, км/с

9.8 ± 0.9

10.8 ± 1.2

8.8 ± 1.8

щие вектора групповой скорости (U_⊙, V_⊙, W_⊙) =

= (10.69, 14.49, 7.67) ± (0.14, 0.24, 0.11) км/с и

V_⊙, км/с

15.3 ± 1.0

13.7 ± 1.7

18.0 ± 1.5

следующие компоненты угловой скорости галак-

тического вращения:

W_⊙, км/с

8.1 ± 0.8

8.7 ± 0.9

Ω₀ = 28.63 ± 0.12 км/с/кпк,

(6)

Ω₀, км/с/кпк

28.1 ± 0.9

29.5 ± 1.2

Ω′0 = -4.019 ± 0.036 км/с/кпк²,

Ω′0, км/с/кпк² -3.74 ± 0.20 -3.98 ± 0.31 -3.83 ± 0.36

Ω′′0 = 0.796 ± 0.044 км/с/кпк³.

Ω′′0, км/с/кпк3 0.49 ± 0.25

0.48 ± 0.32

0.87 ± 0.57

В этом решении значение ошибки единицы веса

σ₀, км/с

17.2

18.6

20.5

составляет σ₀ = 17.0 км/с, значения постоянных

Оорта A = 16.08 ± 0.33 км/c/кпк и B = -12.55 ±

± 0.35 км/c/кпк, а линейная скорость вращения

В табл. 1 даны результаты кинематического

окрестности Солнца вокруг центра Галактики V₀ =

анализа выборки из 466 звезд, для которых име-

ются как собственные движения, так и лучевые

= 229 ± 4 км/c.

скорости. Причем взяты только те звезды, ошибки

С момента публикации каталога Gaia DR2 из-

измерения лучевых скоростей которых не превы-

вестна проблема с тригонометрическими парал-

шают 10 км/с, c относительными ошибками парал-

лаксами Gaia DR2, а именно, необходимость по-

лаксов менее 10%, с расстояниями до них менее

правки Δπ с величиной от -0.03 до -0.05 мсд

3 кпк. В табл. 1 даны параметры вращения Га-

(Линдегрен и др., 2018; Арену и др., 2018). Прини-

лактики, полученные тремя способами. Во втором

мая во внимание результаты определения значения

столбце таблицы даны результаты МНК-решения,

этой поправки, полученные в работах Ялялиевой и

при поиске которого решались все три условные

др. (2018), Рисса и др. (2018) и Зинна и др. (2018),

уравнения вида (1)-(3), это решение обозначено

мы должны прибавить ко всем оригинальным па-

как “V_l + V_b + V_r”. В третьем столбце решались два

раллаксам звезд из каталога Gaia DR2 поправку

условных уравнения вида (2) и (3), это решение

0.050 мсд, т.е. π_new = π + 0.05 мсд. Решение (6)

получено по исходным значениям параллаксов, но

обозначено “V_l + V_b”. В последнем столбце реша-

все последующие решения мы уже получаем с

лось одно условное уравнение вида (3), и это ре-

исправленными параллаксами.

шение обозначено “V_r”. Только из анализа лучевых

скоростей, как это можно видеть из уравнения (1),

Так, в результате МНК-решения системы из

нельзя определить значение угловой скорости вра-

двух уравнений (2)-(3) при тех же ограничениях,

щения Галактики. Кроме того, при таком подходе

что и при поиске решения (6), но с учетом по-

очень плохо определяется значение скорости W_⊙,

правки к параллаксам звезд, найдены составляю-

поэтому здесь ее мы приняли равной 7 км/с.

щие вектора групповой скорости (U_⊙, V_⊙, W_⊙) =

Cравнение найденных различными способами

= (9.99, 14.04, 7.25) ± (0.13, 0.22, 0.10) км/с и сле-

дующие компоненты угловой скорости галактиче-

значений Ω′0 позволяет оценить поправочный ко-

ского вращения:

эффициент шкалы расстояний p (Заболотских и

др., 2002; Расторгуев и др., 2017; Бобылев, Байко-

Ω₀ = 28.40 ± 0.11 км/с/кпк,

(7)

ва, 2017а), в нашем случае p = (Ω′0)Vr /(Ω′0)Vl . Этот

Ω′0 = -3.933 ± 0.033 км/с/кпк²,

метод основан на том, что ошибки значения (Ω′0)Vl

очень слабо зависят от расстояний до используе-

Ω′′0 = 0.804 ± 0.040 км/с/кпк³.

мых звезд.

В этом решении значение ошибки единицы веса

Значение p можем оценить двумя способами: 1)

составляет σ₀ = 16.0 км/с, значения постоянных

по решениям “V_l + V_b” и “V_r” из табл. 1 находим

Оорта A = 15.73 ± 0.32 км/c/кпк и B = -12.67 ±

p = (-3.83)/(-3.98) = 0.96 ± 0.12; 2) из сочета-

± 0.34 км/c/кпк, а линейная скорость вращения

ния решения “V_r” из табл. 1 с данными реше-

окрестности Солнца вокруг центра Галактики V₀ =

ния (7), где мала ошибка определения Ω^′

, по-

0V_l

= 227 ± 4 км/c.

лучаем p = (-3.83)/(-3.933) = 0.97 ± 0.09. Здесь

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

400

КРИСАНОВА и др.

350

300

250

200

150

100

R, кпк

Рис. 4. Кривая вращения Галактики, построенная по 466 звездам с лучевыми скоростями. Вертикальной пунктирной

линией отмечено положение Солнца, указаны границы доверительной области, соответствующей уровню ошибок 1σ.

ошибка определения коэффициента p вычислена на

Их тригонометрические параллаксы и собственные

основе соотношения σ2p = (σ_Ω′

/Ω′0Vl )² + (Ω^′

движения измерены РСДБ-методом с высокой,

0Vr

наилучшей на сегодняшний день, точностью. В

· σ_Ω′

/Ω′2 )². Таким методом в работе Бобылева,0V

0Vl

работах Хироты и др. (2020), Рида и др. (2019) и

Байковой (2018) из анализа более 50 000 звезд из

Расторгуева и др. (2017) использованы данные о

каталога TGAS (Браун и др., 2016) была получена

таких мазерных источниках, которые связаны либо

оценка p = 0.97 ± 0.04. По рассеянным звездным

с очень массивными протозвездами типа О или В,

скоплениям с данными из каталога Gaia DR2 най-

либо с молодыми маломассивными звездами типа

дено p = 1.00 ± 0.04. (Бобылев, Байкова, 2019б).

Т Тельца. Источники с уже измеренными парал-

Можем сделать вывод о близости к единице ко-

лаксами распределены вплоть до центра Галакти-

эффициента шкалы расстояний, поэтому исполь-

ки. В работах Хироты и др. (2020) и Рида и др.

зуемые расстояния не нуждаются в поправочном

(2019) анализируется линейная скорость вращения

множителе.

Галактики, поэтому значения производных угловой

На рис. 4 даны круговые скорости V_circ в зави-

скорости Ω′0 и Ω′′0 не приводятся.

симости от расстояния R для 466 звезд с лучевыми

В работе Бобылева, Байковой (2014) показа-

скоростями. Кривая вращения Галактики построе-

но, что на компоненты групповой скорости U_⊙ и

на с параметрами, указанными во втором столбце

V_⊙, которые определяются по молодым объектам

табл. 1. Границы доверительной области найдены с

(мазеры, ОВ-звезды, молодые цефеиды), замет-

применением метода Монте-Карло.

ное влияние оказывают возмущения, вызванные

галактической спиральной волной плотности. В

ОБСУЖДЕНИЕ

настоящее время считается, что наиболее надеж-

ное значение пекулярной скорости Солнца относи-

В табл. 2 и 3 даны значения параметров враще-

ния Галактики, полученные по различным данным

тельно местного стандарта покоя (U_⊙, V_⊙, W_⊙) =

путем анализа угловой скорости вращения, т.е.

= (11.1, 12.2, 7.3) км/с найдено в работе Шонриха

использован подход, аналогичный нашему. Неко-

и др. (2010).

торые авторы предпочитают определять локальные

Значения компонент групповой скорости U_⊙ и

параметры галактического вращения — постоян-

W_⊙, найденные в решениях (6) и (7), а также

ные Оорта A и B. Такие значения даны в табл. 4,

указанные в табл. 1, находятся в хорошем согла-

по ним мы вычислили соответствующие значения

сии со значениями этих параметров, найденными

угловой и линейной скорости вращения окрестно-

по другим звездам (табл. 2). Найденные же нами

сти Солнца Ω₀ = A - B и V₀ = R₀Ω₀ (R₀ = 8.0 ±

± 0.15 кпк).

значения скорости V_⊙ ∼ 15 км/с (решения (6), (7),

табл. 1) являются характерными для очень моло-

В табл. 2 и 3 даны результаты, полученные

дых объектов.

из анализа цефеид, молодых рассеянных звезд-

ных скоплений (РЗС), ОВ-звезд и мазерных ис-

Найденные в настоящей работе значения угло-

точников. Мазеры представляют особый интерес.

вой скорости вращения Галактики Ω₀ и двух ее

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

ПАРАМЕТРЫ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ

401

Таблица 2. Вектор групповой скорости и постоянные Оорта

U_⊙,

V_⊙,

W_⊙,

Ref

Выборка

км/с

км/с/кпк

7.5 ± 1.9

11.2 ± 1.3

17.8 ± 1.5

-12.5 ± 1.7

(1)

ОВ-звезды

6.5 ± 1.8

12.1 ± 1.7

7.2 ± 1.2

17.0 ± 1.5

-10.5 ± 2.0

(2)

Цефеиды+РЗС

7.9 ± 0.7

11.7 ± 0.8

7.4 ± 0.6

16.20 ± 0.38

-12.64 ± 0.51

(3)

Цефеиды

11.1 ± 1.3

18.3 ± 1.2

8.8 ± 1.1

16.63 ± 0.38

-13.30 ± 0.65

(4)

130 мазеров

8.53 ± 0.38

11.22 ± 0.46

7.83 ± 0.32

16.40 ± 0.23

-12.31 ± 0.32

(5)

РЗС

6.53 ± 0.24

7.27 ± 0.31

16.14 ± 0.13

-13.56 ± 0.17

(6)

ОВ-звезды

Примечание. (1) — Мельник и др. (2001); (2) — Заболотских и др. (2002); (3) — Бобылев (2017); (4) — Расторгуев и др. (2017);

(5) — Бобылев, Байкова (2019б); (6) — Бобылев, Байкова (2019а).

Таблица 3. Значения параметров вращения Галактики

Ω₀,

Ω′0,

Ω′′0,

R₀,

V₀,

Ref

Выборка

км/с/кпк

км/с/кпк²

км/с/кпк³

кпк

км/с

30.2 ± 0.8

-5.0 ± 0.2

1.5 ± 0.2

7.1 ± 0.5

214 ± 16

(1)

ОВ-звезды

27.47 ± 1.39

-4.54 ± 0.24

1.09 ± 0.19

7.5 ± 0.5

206 ± 14

(2)

Цефеиды+РЗС

28.84 ± 0.33

-4.05 ± 0.10

0.805 ± 0.067

8.0 ± 0.2

231 ± 6

(3)

Цеф-ды, GaiaDR1

28.93 ± 0.53

-3.96 ± 0.07

0.87 ± 0.03

8.4 ± 0.12

243 ± 6

(4)

130 мазеров

28.71 ± 0.22

-4.10 ± 0.06

0.736 ± 0.033

8.0 ± 0.15

230 ± 5

(5)

РЗС, Gaia DR2

29.70 ± 0.11

-4.03 ± 0.03

0.620 ± 0.014

8.0 ± 0.15

238 ± 5

(6)

ОВ-зв., GaiaDR2

28.96 ± 0.27

8.15 ± 0.15

236 ± 5

(7)

147 мазеров

28.63 ± 0.26

7.92 ± 0.16

226 ± 5

(8)

188 мазеров

Примечание. (1) — Мельник и др. (2001); (2) — Заболотских и др. (2002); (3) — Бобылев (2017); (4) — Расторгуев и др. (2017);

(5) — Бобылев, Байкова (2019б); (6) — Бобылев, Байкова (2019а); (7) — Рид и др. (2019); (8) — Хирота и др. (2020).

производных также говорят о том, что анализи-

расстояний менее 0.5 кпк. Это снимает противоре-

руемые звезды принадлежат к наиболее молодой

чие, связанное с большим значением ошибки еди-

фракции тонкого диска. Отличие показывает зна-

ницы веса, найденным нами по далеким звездам.

чение ошибки единицы веса σ₀, которое в нашем

Найденное нами значение линейной скорости

случае составляет около 16 км/с. Например, для

вращения окрестности Солнца вокруг центра Га-

OB-звезд эта величина составляет 8-10 км/с, а

лактики V₀ = 227 ± 4 км/c определено с высокой

для цефеид около 14 км/с. Эти оценки являются

точностью и находится в согласии со значениями,

локальными, т.е. относятся к малой околосолнеч-

характерными для молодых галактических объек-

ной окрестности. В нашем случае радиус окрест-

тов, как это можно видеть из табл. 3 и 4.

ности r = 3 кпк достаточно велик, поэтому случай-

Отметим работу Зари и др. (2018), в которой

ные ошибки параллаксов и собственных движений

был осуществлен отбор по кинематическим ха-

звезд вносят заметный вклад в оценку σ₀. Отметим,

рактеристикам более 40 000 звезд типа Т Тельца

что значение ошибки единицы веса уменьшается

из каталога Gaia DR2. Эти звезды расположены

до 12-13 км/с при использовании ограничений на

не далее 500 пк от Солнца. В работе Бобылева

расстояния до звезд наших выборок, например, до

(2020) выполнен кинематический анализ звезд типа

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

402

КРИСАНОВА и др.

Таблица 4. Значения постоянных Оорта A и B

Ω₀ = A - B,

V₀,

Ref

Выборка

км/с/кпк

км/с

16.8 ± 0.6

(1)

Лучевые скорости OB-звезд

14.4 ± 1.2

-12.0 ± 2.8

26.4 ± 3.0

211 ± 24

(2)

Разные звезды

12.9 ± 0.7

-16.9 ± 1.1

29.8 ± 1.3

238 ± 11

(3)

OB-звезды

14.8 ± 0.8

-12.4 ± 0.8

27.2 ± 1.1

218 ± 9

(4)

Цефеиды, HIPPARCOS

13.0 ± 0.7

-12.1 ± 0.7

25.1 ± 1.0

201 ± 9

(5)

Далекие ОВ-звезды, HIPPARCOS

15.9 ± 2

-16.9 ± 2

32.8 ± 2.8

262 ± 23

(6)

Красные гиганты, ACT/Tycho-2

15.3 ± 0.4

-11.9 ± 0.4

27.2 ± 0.6

218 ± 6

(7)

Гл. последовательность, Gaia DR1

15.1 ± 0.1

-13.4 ± 0.1

28.5 ± 0.1

228 ± 4

(8)

Гл. последовательность, Gaia DR2

Примечание. (1) — Балона, Фист (1973); (2) — Керр, Линден-Белл (1986); (3) — Комерон и др. (1994); (4) — Фист, Вайтлок

(1997); (5) — Торра и др. (2000); (6) — Оллинг, Денен (2003); (7) — Бови (2017); (8) — Ли и др. (2019).

Т Тельца из списка Зари и др. (2018). Значение

из каталога Gaia DR2, сделанным различными ав-

ошибки единицы веса σ₀ для различных выборок

торами по различным звездам этого каталога. Кро-

заключено в интервале 10-12 км/с, а значения

ме того, мы установили, что найденные значения

постоянных Оорта A и B близки к присущим поясу

параметров галактического вращения практически

не зависят от линейной поправки к параллаксам

Гулда, т.е. значительно отличаются от характери-

стик галактического вращения. В этом отношении

каталога Gaia DR2 величиной Δπ = -0.050 мсд.

результаты кинематического анализа большой вы-

Рассмотрены 25 508 звезд из окрестности Солн-

борки звезд типа Т Тельца (настоящая работа),

ца радиусом 3 кпк с относительными ошибка-

находящихся на больших гелиоцентрических рас-

ми тригонометрических параллаксов менее 10%.

стояниях, представляет большой интерес. Важно

Большую часть здесь составляют звезды типа

то, что параметры вращения Галактики, получен-

Т Тельца. Кинематический анализ с использовани-

ные по далеким маломассивным молодым звездам,

ем этих звезд проведен впервые. По этой выборке

не имеют значительных отличий от полученных

определены значения параметров галактического

по далеким звездам большой массы (OB-звезды,

вращения. В частности, получена новая оценка

мазерные источники).

линейной скорости вращения окрестности Солнца

вокруг центра Галактики, которая составляет V₀ =

= 227 ± 4 км/c. Такая величина является харак-

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

терной для самых молодых объектов тонкого диска

В настоящей работе для определения парамет-

Галактики.

ров галактического вращения использована боль-

Авторы благодарны рецензенту за полезные за-

шая выборка молодых звезд, расположенных в об-

мечания, которые способствовали улучшению ста-

ластях активного звездообразования. Отбор этих

тьи.

звезд был осуществлен в работе Мартона и др.

Работа выполнена при частичной поддержке

(2019) по данным из каталога Gaia DR2 с при-

Программы Президиума РАН КП19-270 “Вопро-

влечением высокоточных фотометрических ИК-

сы происхождения и эволюции Вселенной с приме-

измерений из каталогов WISE и Planck. Нами

нением методов наземных наблюдений и космиче-

использованы звезды, имеющие вероятность при-

ских исследований”.

надлежности к YSO более 80%.

Показано, что значение коэффициента шкалы

расстояний близко к единице, поэтому использу-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

емые расстояния, вычисленные через параллаксы

1. Абутер и др. (Gravity Collaboration, R. Abuter,

каталога Gaia DR2, не нуждаются в каком-либо

A. Amorim, N. Baub ¨ock, J.P. Berger, H. Bonnet,

поправочном множителе. Такой вывод находится в

W. Brandner, Y. Cl ´enet, V. Coud ´e du Foresto, et al.),

хорошем согласии с анализом параллаксов звезд

Astron. Astrophys. 625, L10 (2019).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020

ПАРАМЕТРЫ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ

403

Адам и др. (Planck Collaboration, R. Adam,

24.

Де Зев и др. (P.T. de Zeeuw, R. Hoogerwerf,

P.A.R. Ade, N. Aghanim, M.I.R. Alves, M. Arnaud,

J.H.J. de Bruijne, A.G.A. Brown, and A. Blaauw),

M. Ashdown, J. Aumont, C. Baccigalupi, et al.),

Astron. J. 117, 354 (1999).

Astron. Astrophys. 594, 10 (2016).

25.

Мартон и др. (G. Marton, P.

Abrah ´am, E. Szegedi-

Арену и др. (Gaia Collaboration, F. Arenou, X. Luri,

Elek, J. Varga, M. Kun,

A. K ´osp ´al, E. Varga-

C. Babusiaux, C. Fabricius, A. Helmi, T. Muraveva,

Vereb ´elyi, S. Hodgkin, et al.), MNRAS 487, 2522

A.C. Robin, F. Spoto, et al.), Astron. Astrophys. 616,

(2019).

17 (2018).

26.

Камарильо и др. (T. Camarillo, M. Varun, M. Tyler,

Балона, Фист (L.A. Balona and M.W. Feast),

and R. Bharat), PASP, 130, 4101 (2018).

MNRAS 167, 621 (1973).

27.

Керр, Линден-Белл (F.J. Kerr and D. Lynden-Bell),

Бил, Овенден (J. Byl and M.W. Ovenden), Astrophys.

MNRAS 221, 1023 (1986).

J. 225, 496 (1978).

28.

Комерон и др. (F. Comeron, J. Torra, and

Блаау (A. Blaauw), Annual Review of Astron.

A.E. Gomez), Astron. Astrophys. 286, 789 (1994).

Astrophys. 2, 213 (1964).

29.

Кэтри и др. (R.M. Cutri, E.L. Wright, T. Conrow,

Бобылев, Байкова (V.V. Bobylev and A.T. Bajkova),

J. Bauer, D. Benford, H. Brandenburg, J. Dailey, et

MNRAS 441, 142 (2014).

al.), VizieR On-line Data Catalog: II/311 (2013).

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Астрон.

http://wise2.ipac.caltech.edu/docs/release/allsky/

журн. 41, 516 (2015)

[V.V. Bobylev, et al., 41, 473

expsup/index.html

(2015)].

30.

Ли и др. (C. Li, G. Zhao, and C. Yang), Astrophys. J.

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Астрон.

872, 205 (2019).

журн. 44, 210 (2018)

[V.V. Bobylev, et al., 44, 184

31.

Линдегрен и др. (Gaia Collaboration, L. Lindegren,

(2018)].

J. Hernandez, A. Bombrun, S. Klioner, U. Bastian,

10.

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Астрон.

M. Ramos-Lerate, A. de Torres, H. Steidelmuller, et

журн. 45, 249 (2019б) [V.V. Bobylev, et al., 45, 208

al.), Astron. Astrophys. 616, 2 (2018).

(2019)].

32.

Линь и др. (C.C. Lin, C. Yuan, and F.H. Shu),

11.

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Астрон.

Astrophys. J. 155, 721 (1969).

журн. 45, 379 (2019а) [V.V. Bobylev, et al., 45, 331

33.

Мельник А.М., Дамбис А.К., Расторгуев А.С.,

(2019)].

Письма в Астрон. журн.

27,

611

(2001)

12.

Бобылев В.В., Письма в Астрон. журн. 46, 133

[A.M. Mel’nik, et al., Astron. Lett. 27, 521 (2001)]

(2020) [V. V. Bobylev, 46, 131 (2020)].

34.

Мельник А.М., Дамбис А.К., Астрон. журн. 62, 895

13.

Бови (J. Bovy), MNRAS 468, L63 (2017).

(2018)

[A.M. Mel’nik, et al., Astron. Rep. 62, 998

14.

Браун и др. (Gaia Collaboration, A.G.A. Brown,

(2018)]

A. Vallenari, T. Prusti, J. de Bruijne, F. Mignard,

35.

Мор, Маер (J.M. Mohr and P. Mayer), Bull. Astron.

R. Drimmel, C. Babusiaux, C.A.L. Bailer-Jones, et

Inst. Czechoslovakia 8, 142 (1957).

al.), Astron. Astrophys. 595, 2 (2016).

36.

Оллинг, Денен (R.P. Olling and W. Dehnen),

15.

Браун и др. (Gaia Collaboration, A.G.A. Brown,

Astrophys. J. 599, 275 (2003).

A. Vallenari, T. Prusti, J. de Bruijne, C. Babusiaux,

37.

Оорт (J.H. Oort), Bull. Astron. Inst. Netherlands, 3,

C.A.L. Bailer-Jones, M. Biermann, D.W. Evans, et

2750 (1927).

al.), Astron. Astrophys. 616, 1 (2018).

38.

Пласкет, Пирс (J.S. Plaskett and J.A. Pearce),

16.

Валле (J.P. Vall ´ee), Astrophys. Space Science 362,

MNRAS 69, 80 (1934).

79 (2017).

39.

Прусти и др. (Gaia Collaboration, T. Prusti,

17.

Де Грийс, Боно (R. de Grijs and G. Bono), Astrophys.

J.H.J. de Bruijne, A.G.A. Brown, A. Vallenari,

J. Suppl. Ser. 232, 22 (2017).

C. Babusiaux, C.A.L. Bailer-Jones, U. Bastian,

18.

Дамбис А.К., Мельник А.М., Расторгуев А.С.,

M. Biermann, et al.), Astron. Astrophys. 595, A1

Письма в Астрон. журн.

27,

(2001)

(2016).

[A.K. Dambis, et al., Astron. Lett. 27, 58 (2001)].

40.

Расторгуев А.С., Заболотских М.В., Дамбис А.К.,

19.

Ду и др. (T. Do, A. Hees, A. Ghez, G.D. Martinez,

Уткин Н.Д., Бобылев В.В., Байкова А.Т., Астрофиз.

D.S. Chu, S. Jia, S. Sakai, J.R. Lu, et al.), Science

Бюллетень 72, 134 (2017) [A.S. Rastorguev, et al.,

365, 664 (2019).

Astrophys. Bull. 72, 122 (2017)].

20.

Жоржелен, Жоржелен (Y.M. Georgelin and

41.

Райт и др. (E.L. Wright, P.R.M. Eisenhardt,

Y.P. Georgelin), Astron. Astrophys. 49, 57 (1976).

A.K. Mainzer, et al.), Astroph. J. 140, 1868 (2010).

21.

Заболотских М.В., Расторгуев А.С., Дамбис А.К.,

42.

Рид и др. (M.J. Reid, K.M. Menten, A. Brunthaler,

Письма в Астрон. журн.

28,

516

(2002)

X.W. Zheng, T. Dame, Y. Xu, J. Li, N. Sakai, et al.),

[M.V. Zabolotskikh, et al., Astron. Lett. 28,

454

Astrophys. J. 885, 131 (2019).

(2002)].

43.

Рисс и др. (A.G. Riess, S. Casertano, W. Yuan,

22.

Зари и др. (E. Zari, H. Hashemi, A.G.A. Brown,

L. Macri, B. Bucciarelli, M.G. Lattanzi,

K. Jardine, and P.T. de Zeeuw), Astron. and

J.W. MacKenty, J.B. Bowers, et al.), Astrophys.

Astrophys. 620, 172 (2018).

J. 861, 126 (2018).

23.

Зинн и др. (J.C. Zinn, M.H. Pinsonneault, D. Huber,

44.

Рубин, Берли (C.V. Rubin and J. Burley), Astron. J.

and D. Stello), arXiv: 1805.02650 (2018).

69, 80 (1964).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№6

2020