ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 8, с. 553-561

ПАРАМЕТРЫ ВОЛНЫ РЭДКЛИФФА ПО МАЗЕРАМ, РАДИОЗВЕЗДАМ

И ЗВЕЗДАМ ТИПА Т ТЕЛЬЦА

¹Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

²Южный федеральный университет, Ростов-на-Дону, Россия

Поступила в редакцию 28.04.2022 г.

После доработки 19.05.2022 г.; принята к публикации 20.06.2022 г.

Показано наличие волны Рэдклиффа, как в положениях, так и в вертикальных скоростях мазеров и

радиозвезд, принадлежащих Местному рукаву. При этом складывается впечатление, что структура

Рэдклиффа не является волной в полном смысле слова. Она больше напоминает локальный высоко-

амплитудный всплеск, быстро сходящий на нет. Причем наибольшую амплитуду эта структура имеет в

непосредственнойблизости от Солнца, где главными “вкладчиками” являются звезды Пояса Гулда. На

основе спектрального анализа мазеров получены следующие оценки геометрических и кинематических

характеристик волны: наибольшее значение вертикальной координаты z_max = 87 ± 4 пк и длина волны

λ = 2.8 ± 0.1 кпк, амплитуда возмущения вертикальных скоростей достигиет значения W_max = 5.1 ±

± 0.7 км/с и длина волны, найденная по вертикальным скоростям λ = 3.9 ± 1.6 кпк. Волна Рэдклиффа

проявляется и в положениях очень молодых звезд, не достигших стадии главной последовательности.

Выборка таких звезд была извлечена нами из базы Gaia DR2 × AllWISE, по ним получены следующие

оценки: z_max = 118 ± 3 пк и длина волны λ = 2.0 ± 0.1 кпк.

Ключевые слова: мазеры, радиозвезды, звезды типа Т Тельца, волна Рэдклиффа.

DOI: 10.31857/S0320010822070026

ВВЕДЕНИЕ

с волной Рэдклиффа. Построение галактических

орбит исследуемых объектов позволило сделать

Вблизи Солнца известна волна Рэдклиф-

заключение о том, что их скорости не противоречат

фа, распространяющаяся приблизительно вдоль

простой модели гармонического движения в верти-

Местного рукава (рукава Ориона). Впервые она

кальном направлении, т.е. вертикальные скорости

была обнаружена Алвесом и др. (2020) из анализа

имеют периодическую структуру.

распределения молекулярных облаков. Они выде-

В работе Туласидхарана и др. (2022) по мо-

лили узкую цепочку из газовых облаков, вытянутых

лодым звездам и РЗС, расположенным в около-

практически в одну линию, расположенную под

солнечной области радиусом 3 кпк, изучены их

наклоном около 30^◦ к галактической оси y. По мне-

вертикальные скорости. Эти авторы пришли к вы-

нию этих авторов, длина волны составляет около

воду, что волна Рэдклиффа может являться частью

2 кпк, имеет максимальное значение амплитуды

более масштабного периодического процесса, раз-

около 160 пк и является затухающей. Природа

вивающегося в диске Галактики. Причем ампли-

возникновения волны Рэдклиффа в настоящее вре-

туда вертикальных колебаний зависит от возраста

мя до конца не установлена. Например, согласно

звездного населения. По их мнению, основным ме-

Флеку (2020), причиной такой волны может быть

ханизмом обнаруженных вертикальных колебаний

неустойчивость Кельвина-Гельмгольца, возника-

может служить реакция галактического диска на

ющая на границе раздела между галактическим

внешнее возмущение.

диском и гало, вращающимися с разными скоро-

стями.

Свиггум и др. (2022) попытались выяснить

Донада, Фигуэрос (2021) по OB-звездам и

связь волны Рэдклиффа с Местным рукавом.

рассеянным звездным скоплениям (РЗС) моложе

Для этого были использованы молодые звезды

30 млн лет впервые попытались найти эволюци-

и РЗС с высокоточными данными из каталога

онную связь между компонентами, связанными

Gaia EDR3 (Браун и др., 2021). Эти авторы нашли,

что массивные звезды и РЗС находятся внутри

^*Электронный адрес: vbobylev@gaoran.ru

и ниже по течению от волны Рэдклиффа. Они

553

554

БОБЫЛЕВ и др.

заключили, что волна Рэдклиффа является газо-

ДАННЫЕ

вым резервуаром, важным для изучения процессов

Выборка мазеров и радиозвезд

звездообразования в Местным рукаве и Галактике.

с РСДБ-измерениями

В работе Лаллемента и др. (2022) были объеди-

нены фотометрические данные о звездах из катало-

Источниками мазерного излучения являются

га Gaia EDR3 с измерениями 2MASS (Скрутские и

звезды с протяженными газо-пылевыми оболочка-

др., 2006) для построения высокоточной трехмер-

ми, в которых возникает эффект накачки. Эффек-

ной карты межзвездного поглощения. Показано

том мазерного излучения обладают как молодые

наличие волнообразных отклонений от плоскости

звезды и протозвезды различной массы, так и ста-

Галактики в распределении пыли с амплитудой до

рые звезды, например, мириды. В настоящей рабо-

300 пк в различных направлениях. В частности,

те мы рассматриваем наблюдения только молодых

проявление волны Рэдклиффа было обнаружено

объектов, которые тесно связаны с областями ак-

в распределении пылевой компоненты в Местном

тивного звездообразования.

спиральном рукаве.

Используем две крупные компилляции — Ри-

Ли и Чен (2022) по данным о молодых звездах

да и др. (2019) и Хироты и др. (2020). Ридом

нашли связь между возмущенными положениями

и др. (2019) дана информация о 199 мазерах с

и вертикальными скоростями этих объектов. При

результатами РСДБ-наблюдений различных авто-

этом вертикальные скорости звезд вычислялись

ров на нескольких радиочастотах в рамках проек-

без использования лучевых скоростей (из-за от-

та BeSSeL (The Bar and Spiral Structure Legacy

сутствия таких измерений в используемой выбор-

Survey¹). В работе Хироты и др. (2020) описан

ке). Поэтому результаты этих авторов следует счи-

каталог из 99 источнков мазерного излучения, на-

тать предварительными.

блюдавшихся на частоте 22 ГГц по программе

В настоящее время имеется более 200 триго-

VERA (VLBI Exploration of Radio Astrometry²).

нометрических параллаксов мазеров, измеренных

Между выборками Рида и др. (2019) и Хироты и

с высокой астрометрической точностью (Рид и

др. (2020) имеется большой процент общих из-

др., 2019; Хирота и др., 2020). Случайные ошибки

мерений. Известен также ряд новых результатов

РСДБ-измерений большинства из этих источников

определения параллаксов мазеров, выполненных

составляют менее 0.020 миллисекунд дуги (мсд).

после 2020 г. (Сюй и др., 2021; Сакаи и др., 2022;

В работе Бобылева, Байковой (2022) по данным

Биан и др., 2022).

об этих мазерах была получена оценка амплиту-

Кроме собственно источников мазерного излу-

ды скорости вертикальных возмущений f_W = 5.2 ±

чения, радионаблюдение которых осуществляется

± 1.5 км/с и длины волны этих возмущений λ =

в узких линиях, в нашем списке имеются радио-

= 2.6 ± 0.7 кпк (волны в радиальном от центра

звезды, наблюдения которых выполнены РСДБ-

Галактики направлении R). Был сделан вывод о

методом в континууме на частоте 8.4 ГГц (Торрес и

влиянии галактической спиральной волны плотно-

др., 2007; Дзиб и др., 2011; Ортиз-Леон и др., 2018;

сти на вертикальные скорости мазеров. Также бы-

Гайи и др., 2018). Это очень молодые звезды и про-

ло подтверждено наличие волны Рэдклифф в про-

тозвезды типа Т Тельца, расположенные главным

странственном распределении мазеров и радио-

образом в области пояса Гулда и Местного рукава.

звезд, принадлежащих Местному рукаву. В насто-

ящей работе мы хотим детально рассмотреть вер-

Отметим, что Алвесом и др. (2020) оценки рас-

стояний до молекулярных облаков были взяты из

тикальные скорости локальной выборки мазеров,

каталога Цукер и др. (2020). Применяя фотомет-

распределенных вдоль Местного рукава. Источни-

ками мазерного излучения являются протозвезды

рический метод оценивания расстояний, Цукер и

различных масс и очень молодые массивные звезды

др. (2020) нашли отличное согласие своих оценок

с оболочками. Такие звезды должны иметь весьма

со средними расстояниями до ряда близких обла-

тесную связь с газовыми облаками, по которым

стей звездообразования, полученными по тригоно-

впервые была обнаружена волна Рэдклифф.

метрическим параллаксам РСДБ-методом. Таким

образом, было показано, что разница в оценках

Целью настоящей работы является подтвер-

расстояний не превышает 10% в области 0.1-

ждение проявлений волны Рэдклиффа в положе-

2.5 кпк.

ниях и скоростях различных данных, уточнение

геометрических и кинематических характеристик

Распределение мазерных источников с относи-

волны. Для достижения этой цели мы применяем

тельными ошибками параллаксов менее 15% дано

спектральный анализ к координатам и вертикаль-

на рис. 1. Мазеры из центральной части Галактики

ным скоростям мазеров и радиозвезд с измеренны-

(R < 4 кпк) здесь не показаны. На этом рисунке

ми тригонометрическими параллаксами, принад-

лежащих Местному рукаву, а также к большой

¹http://bessel.vlbi-astrometry.org

выборке маломассивных звезд типа Т Тельца.

²http://veraserver.mtk.nao.ac.jp

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№8

2022

ПАРАМЕТРЫ ВОЛНЫ РЭДКЛИФФА ПО МАЗЕРАМ

555

III

Y, кпк

Рис. 1. Распределение мазеров и радиозвезд с ошибками тригонометрических параллаксов менее 15% в проекции

на галактической плоскости XY , показан четырехрукавный спиральный узор с углом закрутки i = -13^◦, отмечен

центральный галактический бар, GC — центр Галактики.

использована система координат, в которой ось X

1.2 кпк. Также было использовано ограничение на

направлена от центра Галактики на Солнце, на-

гелиоцентрическое расстояние звезд, r < 4 кпк.

правление оси Y совпадает с направлением враще-

ния Галактики. Четырехрукавный спиральный узор

Выборка YSO из базы Gaia DR2 × AllWISE

с углом закрутки i = -13^◦ дан согласно работе Бо-

Мартоном и др. (2019) произведен отбор моло-

былева, Байковой (2014). Здесь этот узор построен

дых галактических звездных объектов из комбина-

со значением R₀ = 8.1 кпк, римскими цифрами

циии орбитальных наблюдений космических спут-

пронумерованы следующие четыре спиральные ру-

ников — WISE (Райт и др., 2010), Planck (Адам и

кава: I — Щита, II — Киля-Стрельца, III — Пер-

др., 2016) и Gaia (Прусти и др., 2016). Эта база

сея и IV — Внешний рукав. Красными кружками

имеет название Gaia DR2 × AllWISE. Она содер-

отмечены звезды, отобранные для анализа волны

жит более 100 млн объектов различной природы,

Рэдклиффа. Количество таких объектов составля-

которые разделены на четыре основных класса —

ет 68. Из-за сильной скученности ряда ближай-

молодые звездные объекты (Young Stellar Objects,

далее YSO), звезды главной последовательности,

ших мазеров в районе ассоциаций Ориона, Тельца

проэволюционировавшие звезды и внегалактиче-

или Скорпиона-Центавра, их проекции сливаются

ские объекты. Для каждой звезды определена ве-

в соответствующую каждой ассоциации точку на

роятность принадлежности к каждому из четы-

рисунке. Двумя голубыми пунктирными линиями,

рех рассматриваемых классов. Оценки вероятно-

расположенными под наклоном к оси Y , обозначе-

сти были найдены с использованием звездных ве-

ны границы области отбора источников. В коорди-

личин G из каталога Gaia DR2 (Браун и др., 2018),

натах x, y, где ось x направлена от Солнца в центр

инфракрасных фотометрических полос W 1-W 4 из

Галактики, а ось y в сторону вращения Галактики

каталога WISE и J, H, K из каталога 2MASS.

(совпадает с осью Y на рис. 1), выражения для

Чтобы решить, как источник связан с пылевой об-

ограничительных линий имеют следующий вид: x =

ластью, Мартон и др. (2019) использовали индекс

= 0.286y - 0.8 и x = 0.286y + 0.3. Таким образом,

прозрачности пыли (τ) для каждого объекта из

здесь ширина зоны отбора составляет чуть меньше

карты Planck.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№8

2022

556

БОБЫЛЕВ и др.

∫

Параллаксы, собственные движения и лучевые

F (z(y^′)) = z(y^′)e^-j

y^′ dy^′ =

(2)

скорости звезд из базы Gaia DR2 × AllWISE были

взяты из каталога Gaia DR2 в работе Крисановой

= U(λ) + jV (λ) = A(λ)ejϕ(λ),

и др. (2020). Оказалось, что имеется очень мало

√

измеренных лучевых скоростей для этих звезд. Это

где A(λ) =

U²(λ) + V²(λ) — амплитуда спек-

не позволяет вычислить полноценные простран-

тра, а ϕ(λ) = arctg(V (λ)/U(λ)) — фаза спектра.

ственные скорости звезд. Поэтому в настоящей

Особенностью настоящего подхода является поиск

работе мы анализируем только пространственное

не просто монохроматической волны с постоянной

распределение отобранных молодых звезд.

амплитудой, а волны, наиболее точно описываю-

щей исходные данные, спектр которого совпадает с

Как оказалось, характер выборки очень сильно

главным пиком (лепестком) вычисленного спектра

зависит от критериев отбора. Экспериментально

в диапазоне длин волн от λ_min до λ_max (внутри

мы нашли (Бобылев, Байкова, 2020) такие огра-

этих границ спектр плавно уменьшается начиная

ничения на значения вероятностей, которые поз-

с максимального значения, а вне — начинает

воляют отобрать из базы Gaia DR2 × AllWISE

увеличиваться).

наиболее молодые звезды, не достигшие стадии

В итоге имеем искомую плавную кривую, ап-

главной последовательности:

проксимирующую исходные данные, которая вы-

LY > 0.95, SY > 0.98,

(1)

числяется по формуле обратного преобразования

LMS < 0.5, SMS < 0.5,

Фурье в определенном нами диапазоне длин волн:

SE < 0.5, SEG < 0.5,

∫

)

⁽ 2πy^′

z(y^′) = 2k

A(λ) cos

+ ϕ(λ) dλ,

(3)

где SY — вероятность того, что звезда является

YSO, найденная без привлечения фотометрических

λ_min

полос W 3 и W 4 из каталога WISE; LMS — ве-

где k — коэффициент, вычисляющийся из условия

роятность того, что звезда находится на стадии

минимума невязки.

главной последовательности, найденная с привле-

чением всех фотометрических полос из каталога

WISE; SMS — вероятность того, что звезда нахо-

Мазеры и радиозвезды

дится на стадии главной последовательности, най-

Как видно на рис. 2, мазеров не так много, чтобы

денная без привлечения фотометрических полос

выбирать их в какой-либо узкой зоне. Мы отобра-

W3 и W4 из каталога WISE; SE — вероятность

ли практически все источники, расположенные в

того, что это эволюционирующая звезда, найденная

Местном спиральном рукаве

без привлечения фотометрических полос W 3 и

Положения мазеров были спроектированы на

W4 из каталога WISE; SEG —вероятность того,

ось y^′, расположенную под углом -16^◦ к оси y.

что это внегалактический источник, найденная без

И уже в этой, повернутой, системе координат был

привлечения фотометрических полос W 3 и W 4 из

проведен спектральный анализ положений и вер-

каталога WISE.

тикальных скоростей отобранных мазеров.

Известно, что тригонометрические параллаксы

В итоге из анализа положений источников были

звезд из каталога Gaia DR2 имеют систематиче-

получены следующие оценки максимального зна-

ский сдвиг относительно инерциальной системы

чения координаты z (z_max, которое достигиется при

координат (Линдегрен и др., 2018). В работе Лин-

y^′ = -0.28 кпк) и длины волны λ:

дегрена и др. (2018) показано, что значение такой

z_max = 87 ± 4 пк,

(4)

поправки составляет Δπ = -0.029 мсд. Это значе-

ние мы использовали при вычислении расстояний r

λ = 2.8 ± 0.1 кпк.

до звезд через из параллаксы, r = 1/π_true. Причем

Из анализа вертикальных скоростей W мазеров

использование поправки уменьшает расстояния до

получена оценка максимального значения их ско-

звезд, так как π_true = π + 0.029.

рости возмущения W_max (которое достигиется при

y^′ = 1.4 кпк) и длина волны этих возмущений λ:

РЕЗУЛЬТАТЫ

W_max = 5.1 ± 0.7 км/с,

(5)

λ = 3.9 ± 1.6 кпк.

Для изучения периодической структуры в коор-

динатах и скоростях звезд используем спектраль-

Результаты спектрального анализа отражены на

ный анализ на основе стандартного линейного пре-

рис. 2. Интересно отметить величину значимости

образования Фурье исходной последовательности

(sig) главного пика в каждом из отмеченных на

z(y^′):

рис. 2б и 2г случаях sig_z = 1.0000 и sig_W = 0.9948.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№8

2022

ПАРАМЕТРЫ ВОЛНЫ РЭДКЛИФФА ПО МАЗЕРАМ

557

0.3

0.002

(a)

(б)

0.2

0.1

0.001

0.1

0.2

0.3

(в)

(г)

y', кпк

, кпк

Рис. 2. Координаты мазеров z в зависимости от расстояния y^′ (а) и их спектр мощности (б), вертикальные скорости

мазеров W в зависимости от расстояния y^′ (в) и их спектр мощности (г); периодические кривые, показанные сплошными

жирными линиями, отражают результаты спектрального анализа, пунктирными линиями показаны сглаженные средние

значения.

Эти значения говорят о том, что наиболее надежно

10%. В этом распределении есть одна особен-

определены параметры волны в положениях, и ме-

ность, неприятная для изучения волны Рэдклиффа.

нее надежно - в вертикальных скоростях мазеров.

А именно, хорошо виден свободный от звезд кори-

Пунктирными линиями на рис. 2а и 2в показаны

дор вдоль луча зрения, ориентированный под углом

сглаженные средние значения данных. Хорошее

около 30^◦ к оси Y . Поэтому, если производить

согласие в поведении сплошных и пунктирных ли-

отбор звезд для анализа волны Рэдклиффа, строго

ний в околосолнечной области говорит о надежно-

следовать данным Алвеса и др. (2020), то в узкой

сти проведенного спектрального анализа.

зоне (0.22 кпк), проходящей под углом 30^◦ к оси

Оценка ошибок искомых параметров была вы-

Y , получим дефицит относительно далеких звезд

полнена с применением статистического моделиро-

(рис. 3а), которые могут трассировать волну Рэдк-

вания методом Монте-Карло на основе выполне-

лиффа. При выборе звезд из зоны, проходящей под

ния 100 циклов вычислений. При этом числе цик-

углом 25^◦ к оси Y , получаем достаточно звезд для

лов средние значения решений практически совпа-

анализа (рис. 3б).

дают с решениями, полученными по исходным дан-

На рис. 4 дана диаграмма показатель цвета-

ным без добавления ошибок измерения. Ошибки

абсолютная звездная величина, построенная по

измерения добавлялись в координаты источников

выборке звезд из зоны, проходящей под углом

y^′, z и их вертикальные скорости W.

25^◦ к оси Y (рис. 3б). Показанная на рисунке

Согласно оценке Алвеса и др. (2020), длина

главная последовательность проведена согласно

волны Рэдклиффа λ = 2.7 ± 0.2 кпк, амплитуда

работе Зари и др. (2018). Мелкие детали нас ин-

достигает значения z_max = 160 ± 30 пк, а ширина

тересуют мало, поэтому диаграмма построена без

структуры 60 ± 15 пк. Видим отличное согласие на-

учета поглощения. Главное здесь то, что исполь-

шей оценки λ в решении (4) с результатом Алвеса и

зование критериев отбора (1) позволяет отобрать

др. (2020).

действительно очень молодые звезды, не достигшие

стадии главной последовательности. Как показано

в работе Бобылева, Байковой (2020), отобранные

YSO

с использованием этих критериев звезды имеют

На рис. 3 дано распределение 2268 YSO с

очень маленькую дисперсию остаточных скоростей

ошибками тригонометрических параллаксов менее

6-7 км/с.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№8

2022

558

БОБЫЛЕВ и др.

(a)

(б)

Y, кпк

Рис. 3. Распределение 2268 YSO в проекции на галактическую плоскость XY — серые кружки с барами ошибок,

выборка звезд из зоны шириной 0.22 кпк — темные кружки, проходящей под углом 30^◦ к оси Y (а) и под углом 25^◦ к

оси Y (б); даны два фрагмента четырехрукавного спирального узора с углом закрутки i = -13^◦.

При анализе положений звезд, отобранных из

торое достигиется при y^′ = -0.4 кпк) и длины вол-

зоны, проходящей под углом 30^◦ к оси Y (рис. 3а),

ны λ:

найдены амплитуда a_z = 52 ± 3 пк и длина волны

z_max = 118 ± 3 пк,

(6)

λ_z = 1.6 ± 0.1 кпк. Видим, что здесь величина λ_z

λ = 2.0 ± 0.1 кпк.

значительно меньше, чем найденная по мазерам в

решении (4).

Результаты спектрального анализа этой выборки

При анализе положений звезд, отобранных из

звезд отражены на рис. 5.

зоны, проходящей под углом 25^◦ к оси Y (рис. 3б),

получены следующие оценки амплитуды z_max (ко-

ОБСУЖДЕНИЕ

Полученные результаты представляют несо-

мненный интерес, связанный с вопросом о про-

исхождении Пояса Гулда. В свете обнаружения

волны Рэдклиффа можно согласиться с мне-

нием Алвеса и др. (2020) о том, что гипотеза

Блаау (1965) о взрыве гиперновой не проходит.

Эта гипотеза и раньше сталкивалась с рядом

трудностей. Новая гипотеза должна объяснить

крупномасштабные отклонения от галактической

плоскости и осцилляции в вертикальных скоростях

звезд во всем Местном рукаве, причем Пояс Гулда

является активным участником процесса.

В диске Галактики известны возмущения верти-

кальных скоростей газа и звезд различной природы

и масштабов (Лопес-Корредойра и др., 2014; Вид-

роу и др., 2014; Антоха и др., 2018; Ванг и др., 2020;

BP-RP

Туласидхаран и др., 2022).

Наиболее крупномасштабные возмущения свя-

Рис.

4. Диаграмма показатель цвета-абсолютная

заны с искривлением галактического диска. Про-

звездная величина, построенная по звездам из базы

исхождение волны Рэдклиффа, скорее всего, с

Gaia DR2 × AllWISE с относительными ошибками

параллаксов менее 10%, сплошной линией отмечена

этим эффектом не связано. Как известно из на-

главная последовательность.

блюдений (Поджио и др., 2020), заметный рост

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№8

2022

ПАРАМЕТРЫ ВОЛНЫ РЭДКЛИФФА ПО МАЗЕРАМ

559

0.002

0.2

(a)

(б)

0.1

0.001

0.1

0.2

y', кпк

, кпк

Рис. 5. Координаты YSO z в зависимости от расстояния y^′ (а) и их спектр мощности (б), кривая отражает результаты

спектрального анализа, периодическая жирная линия отражает результат спектрального анализа, пунктирная линия

показывает сглаженные средние значения координат.

вертикальных скоростей звезд из-за этого эффек-

Интересно отметить, что согласно оценке Ал-

та начинается довольно далеко от Солнца — при

веса и др. (2020), масса газовой структуры Рэд-

r > 4 кпк в направлении антицентра Галактики.

клифф, протянувшейся на ∼2.5 кпк, составляет

более 3 × 10⁶ M_⊙. При этом масса Пояса Гулда,

Другое масштабное явление, приводящее к воз-

имеющего общую протяженность около 1 кпк, по

мущениям положений и скоростей звезд вообще

различным оценкам (Бобылев, 2014), составляет

и вертикальных скоростей в частности — галакти-

примерно 1 × 10⁶ M_⊙.

ческая спиральная волна плотности. Проявление

возмущений от волны плотности в вертикальных

скоростях мазеров с измеренными тригономет-

рическими параллаксами впервые, по-видимому,

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

было установлено в работе Бобылева, Байковой

(2015). В работе Бобылева, Байковой (2022) было

Анализ выборки мазеров и радиозвезд с из-

подтверждено то, что галактическая спиральная

меренными методом РСДБ тригонометрическими

волна плотности оказывает заметное влияние на

параллаксами, принадлежащих Местному рукаву,

вертикальные скорости мазеров. Причем было по-

показал наличие волны Рэдклиффа, как в их поло-

казано, что такое влияние сильнее проявляется в

жениях, так и в вертикальных скоростях.

радиальном от центра Галактики направлении, где

была получена амплитуда скорости возмущения

Из построенных нами графиков (в хорошем

f_W = 5.2 ± 1.5 км/с. Мы видим, что эта скорость

согласии с результатами других авторов) видно, что

вертикальных возмущений больше той, что была

структура Рэдклиффа не является волной в полном

найдена в решении (5).

смысле слова. Она больше напоминает локальный

высокоамплитудный всплеск, быстро сходящий на

Часто обсуждаются модели, где вертикальные

нет. Причем наибольшую амплитуду, около 120 пк,

волны в галактическом диске могут быть вызваны

эта структура имеет в непосредственной близости

падением на диск или близким пролетом массив-

от Солнца, где главными “вкладчиками” являются

ного тела. Это может быть карликовая галактика-

звезды Пояса Гулда.

спутник Млечного Пути, либо просто сгусток тем-

ной материи большой массы. В этом отношении

По выборке мазеров получены следующие

уместно отметить модели Комерона, Торры (1994)

оценки геометрических и кинематических характе-

или Бекки (2009), которые призваны объяснить

ристик волны: максимальное значение амплитуды

происхождение Пояса Гулда в результате косого

вертикальных возмущений составляет z_max = 87 ±

падения на галактическую плоскость массивного

±4 пк сдлиной волны λ = 2.8 ±0.1 кпк, амплитуда

ударника — высокоскоростного облака или сгуст-

возмущения вертикальных скоростей достигиет

ка темной материи. Возможно, что при соответ-

значения W_max = 5.1 ± 0.7 км/с, а длина волны,

ствующей массе такого ударника образуется и вол-

найденная по вертикальным скоростям, составляет

на Рэдклиффа.

λ = 3.9 ± 1.6 кпк.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№8

2022

560

БОБЫЛЕВ и др.

Подтверждено наличие волны Рэдклиффа в по-

15.

Видроу и др. (L.M. Widrow, J. Barber,

ложениях очень молодых звезд из базы Gaia DR2 ×

M.H. Chequers, and E. Cheng), MNRAS 440,

× AllWISE. В подавляющем большинстве это ма-

1971 (2014).

ломассивные звезды типа Т Тельца. Такие звезды

16.

Гайи и др. (P.A.B. Galli, L. Loinard, G.N. Ortiz-

были нами отобраны из достаточно узкой зоны,

L ´eon, M. Kounkel, S.A. Dzib, A.J. Mioduszewski,

расположенной под углом 25^◦ к оси y. Гелиоцентри-

L.F. Rodriguez, L. Hartmann, et al.), Astrophys. J.

ческие расстояния до них не превышают 3 кпк. По

859, 33 (2018).

этим звездам найдены амплитуда z_max = 118 ± 3 пк

17.

Дзиб и др. (S. Dzib, L. Loinard, L.F. Rodriguez,

и длина волны λ = 2.0 ± 0.1 кпк. Мы считаем, что

A.J. Mioduszewski, and R.M. Torres), Astrophys. J.

наиболее надежно параметры волны Рэдклиффа

733, 71 (2011).

определены по мазерам. Однако изученная выбор-

18.

Донада, Фигуэрос (J. Donada and F. Figueras),

ка звезд из базы Gaia DR2 × AllWISE интересна

arXiv: 2111.04685 (2021).

тем, что это действительно очень молодые звезды.

19.

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

Мы планируем в дальнейшем отождествить их с

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

финальной версией Gaia с целью детального изу-

620, 172 (2018).

чения их кинематических свойств.

20.

Комерон, Торра (F. Comer ´on and J. Torra), Astron.

Astrophys. 281, 35, (1994).

21.

Крисанова О.И., Бобылев В.В., Байкова А.Т.,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Письма в Астрон. журн.

46,

395

(2020)

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

[O.I. Krisanova, V.V. Bobylev, A.T. Bajkova, Astron.

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

Lett. 46, 370 (2020)].

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

22.

Лаллемент и др. (R. Lallement, J.L. Vergely,

Astron. Astrophys. 594, 10 (2016).

C. Babusiaux, and N.L.J. Cox), arXiv: 2203.01627

Алвес и др. (J. Alves, C. Zucker, A.A. Goodman,

(2022).

et al.), Nature 578, 237 (2020).

23.

Ли, Чен (G.-X. Li and B.-Q. Chen), arXiv:

Антоха и др. (T. Antoja, A. Helmi, M. Romero-

2205.03218 (2022).

Gomez, D. Katz, C. Babusiaux, R. Drimmel,

24.

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

D.W. Evans, F. Figueras, E. Poggio, et al.), Nature

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

561, 360 (2018).

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

Бекки (K. Bekki), MNRAS 398, L36 (2009).

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

Биан и др. (S.B. Bian, Y. Xu, J.J. Li, Y.W. Wu,

25.

Лопес-Корредойра и др. (M. L ´opez-Corredoira,

B. Zhang, X. Chen, Y.J. Li, Z.H. Lin, C.J. Hao, and

H. Abedi, F. Garz ´on, and F. Figueras), Astron.

D.J. Liu), et al.), Astron. J. 163, 54 (2022).

Astrophys. 572, A101 (2014).

Блаау (A. Blaauw), Koninkl. Ned. Akad.

26.

Мартон и др. (G. Marton, P.

Abrah ´am, E. Szegedi-

Wetenschap. 74, No. 4 (1965).

Elek, et al.), MNRAS 487, 2522 (2019).

Бобылев В.В., Астрофизика

57,

625

(2014)

27.

Ортиз-Леон

др.

(G.N.

Ortiz-Le ´on,

[V.V. Bobylev, Astrophysics 57, 583 (2014)].

L. Loinard, S.A. Dzib, P.A.B. Galli, M. Kounkel,

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

A.J. Mioduszewski, L.F. Rodriguez, R.M. Torres,

MNRAS 437, 1549 (2014).

et al.), Astrophys. J. 865, 73 (2018).

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

28.

Поджио и др. (E. Poggio, R. Drimmel, R. Andrae,

MNRAS 447, L50 (2015).

C.A.L. Bailer-Jones, M. Fouesneau, M.G. Lattanzi,

10.

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

R.L. Smart, A. Spagna, et al.), Nature Astron. 4, 590

arXiv: 2007.04124 (2020).

(2020).

11.

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Аст-

29.

Прусти и др. (Gaia Collaboration, T. Prusti, J.H.J. de

рон. журн. 48, (2022), в печати [V.V. Bobylev,

Bruijne, A.G.A. Brown, A. Vallenari, C. Babusiaux,

A.T. Bajkova, Astron. Lett. 48, (2022)].

C.A.L. Bailer-Jones, U. Bastian, M. Biermann,

12.

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

et al.), Astron. Astrophys. 595, A1 (2016).

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

30.

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

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

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

A.K. Mainzer, et al.), Astrophys. J. 140,

1868

(2010).

13.

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

A. Vallenari, T. Prusti, J.H.J. de Bruijne,

31.

Рид и др. (M.J. Reid, N. Dame, K.M. Menten,

C. Babusiaux, M. Biermann, O.L. Creevely,

A. Brunthaler, X.W. Zheng, Y. Xu, J. Li, N. Sakai,

D.W. Evans, et al.), Astron. Astrophys. 649, 1

et al.), Astrophys. J. 885, 131 (2019).

14.

Ванг и др. (H.-F. Wang, M. L ´opez-Corredoira,

32.

Сакаи и др. (N. Sakai, H. Nakanishi, K. Kurahara,

Y. Huang, J. Chang, H.-W. Zhang, J.L. Carlin, et al.),

D. Sakai, K. Hachisuka, J.-S. Kim, and O. Kameya),

Astrophys. J. 897, 119 (2020).

Publ. Astron. Soc. Japan 74, 209 (2022).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№8

2022