Кинематика и шкала расстояний молодых подсистем Галактики

• Автор: Заболотских, Марина Владимировна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 102 с. : ил

Содержание
Введение
Глава 1. Метод статистических параллаксов
1.1. Расстояния до объектов
1.2. Система координат
1.3. Поле пространственных скоростей
1.4. Наблюдаемый тензор ковариации
1.5. Модель систематических движений
1.5.1. Дифференциальное вращение Галактики
1.5.2. Учет спиральной структуры
1.6. Распределение остаточных скоростей и функция правдоподобия
1.7. Вычисление ошибок параметров
1.8. Упрощенный вариант метода статистических параллаксов
1.8.1. Двумерное поле скоростей
1.8.2. Поле лучевых скоростей
Глава 2. Абсолютные собственные движения и статистические параллаксы РЗС
2.1. Абсолютизация собственных движений звезд в 21 РЗС с помощью каталога 4М
2.2. Абсолютные собственные движения 34/РЗС, члены которых входят в каталог 4М
2.3. Редукция собственных движений из каталога 4М в системы ЩРРАКСОЭ и Т11С

2.4. Шкала расстояний и кинематические параметры подсистемы РЗС
Приложение 1
Глава 3. Применение метода статистических параллаксов к выборкам молодых объектов
3.1. Наблюдательный материал
3.2. Кинематика и шкала расстояний выборки классических цефеид и РЗС
3.2.1. Влияние на результаты ошибок определения расстояний
3.2.2. Влияние на результаты изменения дисперсии скоростей с галакто-центрическим расстоянием
3.2.3. Полный метод максимального правдоподобия
3.2.4. Упрощенная модификация метода максимального правдоподобия
3.3. Анализ возможных смещений в определении коэффициента шкалы расстояний
3.4. Кинематика выборки голубых сверхгигантов
3.5. Кинематика ионизованного водорода
3.6. Построение кривой вращения
Глава 4. Влияние спиральной структуры на поле скоростей
4.1. Анализ остаточных скоростей
4.2. Максимально правдоподобные оценки параметров спиральной структуры
Заключение
Список литературы

Введение
Изучение кинематики галактических подсистем до сих пор остается одной из наиболее важных задач звездной астрономии. По-видимому, М.Ковальский в 1859 г. первым высказал мысль о вращении Галактики и разработал математическую теорию определения параметров вращения из анализа собственных движений звезд. Однако точность имевшихся в то время собственных движений была недостаточна, и вращение Галактики обнаружено не было. Эту идею реализовал JI.Струве в 1887 г. Считая вращение Галактики твердотельным, он получил удивительно правдоподобную оценку угловой скорости вращения (0.0041"/год по сравнению с современным значением 0.0058"/год), 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 I = 270°.
Для объяснения этих результатов Г.Стремберг, Я.Оорт, Б.Линд-блад 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 дале-
теореме о вероятности произведения независимых событий):
Р(ДЙ0С(1), • • •, АУ1ос(М)) = П /(Д*Ц*)),

где N - число объектов. Применим метод максимального правдоподобия, т.е. все параметры (описывающие модельное поле скоростей. а также р - поправка шкалы расстояний), от которых зависит плотность вероятности распределения остаточных скоростей, должны быть подобраны так. чтобы вероятность Р на реальной выборке объектов достигала своего максимально возможного значения. Для упрощения машинных вычислений перейдем от произведения к сумме, т.е. будем решать задачу, минимизируя взятый с обратным знаком логарифм N - частичной плотности вероятности, который и будет функцией правдоподобия
£Р = - 1пР(Д^ос(1), • • -ЛУют) = - £ ЬДДРЦг)).

Подставив в последнее уравнение аналитическое выражение для функции распределения остаточных скоростей, получим:
РР = ^ • 1п2тт + I £ {1п Lobs (г)| + ДТ^(0 х ^(О"1 х 1 1 8=
где суммирование ведется по индексу г, относящемуся к текущему объекту выборки. Минимум функции правдоподобия находился с помощью алгоритма переменной метрики ВРСЭ (Бройден, Флетчер, Гольдфарб, Шанно), который входит в математический пакет МАТЪАВ. Решив задачу, мы найдем следующие параметры:
• (щ, ьо, г«о) - компоненты скорости локальной выборки звезд относительно Солнца;
• (ф», Ф> Фи) - главные оси эллипсоида скоростей для выборки звезд;
• (и>о, ш0, и>'0,- ■ ■) - угловая скорость вращения подсистемы на расстоянии Солнца и ее производные;