Моделирование Галактики — это изучение ее с помощью математических моделей. Оно включает в себя рассмотрение очень широкой группы разнородных, но тесно связанных задач галактической астрономии, многие из которых носят фундаментальный характер. Математическое моделирование используется при исследовании структуры, кинематики, динамики, распределения химических элементов и иных свойств Галактики в целом и ее отдельных составляющих, при решении проблем происхождения и эволюции Галактики и ее подсистем (см. многочисленные примеры в [31,41,79,80]).
П и и и.
С одной стороны, задачи, возникающие при моделировании нашей звездной системы, существенно различаются по предмету исследования, типам используемых наблюдательных данных и методам решения. Из-за такого разнообразия моделирование Галактики вряд ли оправдано выделять в отдельную дисциплину. С другой стороны, все эти задачи принадлежат к классу задач модельного анализа и связаны одной общей целью — получением математического описания Галактики, явлений и процессов в ее масштабе. Поэтому, несмотря на различия, для всех видов моделирования Галактики действуют общие математические закономерности и имеются сходные трудности, связанные с особенностями объекта исследования. Среди первых — принципиальная приближенность любой построенной модели (вследствие изначальных упрощений и ошибок наблюдений), общность фаз процесса моделирования, возникающих при этом проблем и видов задач [42]. Моделирование можно рассматривать как один из этапов любого рода исследования Галактики. Такой этап начинается, когда накопленные факты позволяют провести обобщения, сформулировать качественные представления о связях между основными объектами модели и формализовать эти связи в виде законов с целью последующей интерпретации наблюдений в рамках существующих или новых фундаментальных теорий [42]. В этом случае моделирование может быть промежуточной стадией между эмпирической фазой (накоплением сведений) и возможным построением новой теории. На этой стадии находятся аналитические представления зависимостей между физическими характеристиками, определяются параметры модели (обратная задача) и необходимый уровень ее сложности для заданной точности, анализ реалистичности модели и другие частные задачи. И наоборот, задачи моделирования появляются при выяснении теоретических следствий из фундаментальных или гипотетических теорий для сопоставления с наблюдениями (прямая задача). Общими трудностями изучения Галактики являются положение наблюдателя внутри Галактики, наличие поглощающей свет диффузной материи, имеющей клочковатую структуру, скученность объектов на луче зрения во внутренней части Галактики, движение наблюдателя в Галактике, хорошая изученность лишь близких окрестностей Солнца. Все эти общие черты связывают различные направления моделирования Млечного Пути: методы и походы, предложенные для одного из них, могут оказаться полезными и для другихрезультаты решения одних задач используются как входные данные для других.
Моделирование нашей Галактики имеет фундаментальное значение для астрономии. Решения разнообразных модельных задач дают значения базовых параметров и распределенных характеристик нашей галактической системы, определяют общие представления о ней и о ее месте среди других галактик. Эти результаты и установление с помощью моделирования физической природы явлений и процессов в Галактике в соединении с данными внегалактической астрономии служат, в конечном итоге, решению одной из важнейших астрономических задач — разработке общей теории происхождения и эволюции галактик. Кроме того, некоторые проблемы, связанные с моделированием Галактики, непосредственно влияют на решение задач внегалактической астрономии: связь внутри-и внегалактических шкал расстояний, учет при исследовании внешних галактик поглощения света в нашей Галактике и скорости движения Солнца относительно ее центра.
Настоящая диссертационная работа посвящена двум видам моделирования Галактики — пространственно-кинематическому и динамическому. Под первым видом здесь понимается моделирование галактической кинематики совместно с установлением масштабного параметра — расстояния от Солнца до центра Галактики (Ro). В рамках этой, главной в работе, темы основное внимание уделено проблеме адекватного описания вращения Галактики в связи с определением таких ее фундаментальных характеристик, как Ro, постоянная Оорта А, инвариант ARq, пекулярное движение Местного стандарта покоя (МСП), линейная скорость вращения на солнечном круге в0 и кривая вращения Галактики. Динамическое моделирование, выполняемое в диссертации, включает разложение полученной кривой вращения на вклады галактических составляющих, определение параметров компонент, их масс и массы Галактики.
Актуальность темы
Проблемы, рассматриваемые в данной работе, в течение долгих лет остаются крайне актуальными. Одна из причин этого в том, что решение многих вопросов галактической и внегалактической астрономии и астрофизики требует знания (нередко, высокоточного) упомянутых основных галактических характеристик и учета тесной взаимосвязи между ними. Чтобы дать представление о важности этих характеристик, укажем, не претендуя на полноту, конкретные задачи и направления исследований, на которые они влияют. В частности, от значения Ro зависят следующие результаты:
1. Абсолютный размер нашей Галактики и ее светимость.
2. Величина 0о (= cj0/?0, где си0 — угловая скорость вращения Галактики на 7?0).
3. Кривая вращения Галактики (зависимость линейной скорости в от абсолютного галактоцентрического расстояния R).
4. Кинематические гелиоцентрические расстояния до галактических объектов, определяемые по принятому закону вращения Галактики. Такие расстояния используются в тех случаях, когда они не найдены другими способами — абсолютными или методом &bdquo-стандартной свечи" — или когда кинематические оценки более точны (например, для планетарных туманностей [64], областей НИ и галактических радиоисточников [102,120]). В свою очередь, расстояния до этих объектов необходимы для их астрофизических исследований.
5. Калибровка шкал расстояний до галактических объектов некоторых типов, для которых калибровки абсолютными методами по близким объектам или по объектам иного типа с известными расстояниями менее точны или невозможны (например, для планетарных туманностей балджа [255] и диска [191]). В будущем, если Ro станет известно с высокой точностью из абсолютных методов или по какой-либо одной очень надежной шкале, это приведет к перекалибровке других шкал расстояний и, следовательно, к изменению принятых светимостей звезд большинства классов, к уточнению возрастов звезд и к более точной оценке абсолютного возраста шаровых звездных скоплений, имеющего важное значение для космологии.
6. Понимание природы галактического центра: размеры, светимость, масса центральной области и населяющих ее объектов (в частности, гигантских молекулярных облаков, нетеплового источника в самом центре Галактики, некоторых рентгеновских источников).
7. Внегалактические расстояния через перекалибровку абсолютных величин переменных типа RR Лиры, шаровых скоплений, классических цефеид, звезд ОВ и мирид, и, в конечном счете, постоянная Хаббла Но, возраст Вселенной и размеры ее видимой части.
Отметим также, что связанная с Ro проблематика порождает и новые задачи. Так, проблема согласования результатов определения по переменным RR Лиры и другим индикаторам расстояний величины Ro и расстояний до ряда галактических и внегалактических объектов (например, [160]) привела к дискуссии о возможной зависимости внутреннего строения (и светимости) RR-лирид от плотности окрестностей [220,221].
Линейная скорость вращения Галактики на солнечном радиусе, во = 0(Ro), непосредственно влияет как входной параметр на решение следующих задач:
1. Построение галактической кривой вращения. Ее вид критически зависит от во', относительно небольшие изменения этого параметра (в пределах 180-Ь 220 км/с) делают кривую вращения или в среднем убывающей, или примерно плоской, или в среднем возрастающей, что сильно влияет на динамические выводы (ср., например, [103,172,180]). Прямое воздействие Ro на форму кривой заметно слабее (в случае использования лучевых скоростей объектов) или вообще отсутствует (если кривая строится по HI-данным).
2. Проблема &bdquo-темной материи" в Местной группе галактик через приведение к центру Млечного Пути наблюдаемых скоростей в Местной группе. Особенно здесь важна скорость сближения с Туманностью Андромеды: при уменьшении значения во эта скорость возрастает, причем почти на столько же, и увеличивает оценку &bdquo-скрытой" массы Местной группы (см., например, [201]).
3. Исследования распределения масс по локальным отклонениям от закона Хаббла: пекулярное движение Местной группы относительно других галактик, в частности, падение Местной группы к центру Местного сверхскопленияпроблема Великого аттракторадвижение Местной группы и потоковое движение галактик относительно микроволнового фонового излучениямассы концентраций вещества (см., например, [173]). В свою очередь, эти результаты имеют важное космологическое значение.
Закон вращения Галактики требуется для решения следующего ряда проблем:
1. Определение кинематических расстояний до объектов (при заданном R0).
2. Исследование распределения масс в Галактике, определение ее массы, проблема &bdquo-темной материи" в Галактике, определение характеристик отдельных составляющих Галактики (см. раздел 1.6 и пятую главу настоящей диссертации). Моделирование галактического потенциала, который, в свою очередь, необходим для изучения типов орбит в Галактике и построения орбит конкретных галактических объектов (например, [51,195,202]).
3. Моделирование динамических эффектов, возмущающих осесимметричное вращение Галактики. В частности, сюда относятся исследования спиральной структуры Галактики по кинематическим проявлениям волны плотности (например, [59,182,193]) и попытки обнаружить динамические эффекты галактического бара (например, [212]). Такие работы часто основываются на некоторой средней кривой вращения, которая принимается «невозмущенной». В конечном итоге, эти исследования в соединении с другими результатами помогут надежно установить морфологический класс нашей Галактики, ее место среди других звездных систем.
Постоянные, А и ARq, будучи параметрами закона вращения Галактики, влияют, явно или неявно, на те же задачи. Помимо этого, значения, А и ARo могут использоваться для того, чтобы косвенно (в рамках дополнительных предположений) найти другие галактические параметры:
1. Скорость вращения Галактики во по наблюдаемому отношению радиальной и тангенциальной дисперсий остаточных скоростей в предположении стационарности и осесимметричности нашей звездной системы [227]. Требуется величина ARo.
2. Плотность вещества в окрестностях Солнца по гидродинамической оценке Z-компоненты гравитационного ускорения от галактического потенциала (см. обзор [163]). Требуются значения постоянных Оорта, А и В. Предположения те же.
3. Расстояние до центра Галактики R0 по независимо полученным величинам, А и ARo (например, [179]). Предполагается &bdquo-универсальность" постоянной, А для разных плоских подсистем и на разных масштабах.
Учет пекулярного движения МСП не только позволяет выполнить более точное кинематическое моделирование (например, [47,105,131]) и получить корректную картину распределения HI на плоскости Галактики [238], но существенно влияет на решение таких сложных и важных проблем, как определение радиуса коротации в Галактике [139]. Последняя задача принадлежит к числу тех, в которых результат зависит сразу от нескольких галактических характеристик, подобно тому, как кривая вращения 9® зависит от принятой комбинации значений Ro и 0о. Другие задачи такого рода:
1. Калибровки внегалактических шкал расстояний Тал ли-Фишера и Фэйбер-Джексона методом прямого сравнения с нашей Галактикой: коэффициенты этих шкалы могут быть записаны как явные функции галактических параметров — Ro, до> интегральной абсолютной звездной величины Галактики и ее сферической составляющей и других постоянных (см., например, [114,115]).
2. Учет ускорения от потенциала Галактики при расчете релятивистской составляющей темпа изменения орбитального периода Pbobs двойных пульсаров требует знания кривой вращения и R0 (см., например, [113]). Величина. Pbobs, в свою очередь, используется для тестирования релятивистских теорий гравитации или для оценивания темпа изменения гравитационной постоянной G.
Благодаря пониманию важности корректного определения основных галактических характеристик соответствующему моделированию Галактики уделялось большое внимание. Однако, несмотря на затраченные усилия, многие проблемы, связанные с этой темой, еще нельзя признать решенными в степени, удовлетворительной для большинства приложений. Это является второй причиной сохранения высокой актуальности исследований в данной области.
Одной из таких проблем является нахождение расстояния до центра Галактики. Оценки i? o, полученные с середины 70-х годов XX века, охватывают интервал от 6 до 10.5 кпк (см. обзоры [124,163,221−223] и раздел 1.1 диссертации). В последние время разброс уменьшился, но все же остался значительным: от 6.5 до 9 кпк в работах 90-х годов XX в. и более поздних. Такое разногласие результатов вызывается не только и, зачастую, не столько их статистической неопределенностью, сколько большими систематическими ошибками. Последние, в свою очередь, могут отражать систематические погрешности (и, следовательно, рассогласованность) шкал расстояний, принятых в работах. Это — признанный и часто обсуждаемый источник систематических ошибок в оценках До (см., например, [124,221,223]). И лишь недавно начало складываться понимание того, что эти ошибки далеко не сводятся к ошибкам шкал расстояний, причем не только в отдельных случаях, как в методе Шепли. Так, М. Дж. Рид в обзорах 1989 и 1993 гг. [222, 223] показал, что оценки До, даже будучи приведенными к единой системе калибровок шкал расстояний, обнаруживают статистически значимые и большие по амплитуде (до 1.5 кпк) систематические вариации со временем опубликованиятакие вариации нельзя объяснить &bdquo-эволюцией" калибровок. Этот результат демонстрирует масштаб влияния искажающих факторов иной природы. Один из них — наличие систематических ошибок самих методов определения Д0. Существенность таких ошибок осознана не до конца и поэтому им не уделялось достаточное внимание. Обычно, основные усилия направляются на решение проблем уточнения шкал расстояний (особенно после появления каталога Hipparcosсм., например, обзор [221]), разработке абсолютных способов определения расстояний до далеких объектов, увеличению точности наблюдений и объемов выборок. При всей важности прогресса в этих направлениях, эффект от него может быть практически сведен на нет значительными систематическими ошибками методов анализа баз данных, пусть уточненных и расширенных. Проблема устранения этой систематики усложнена тем, что каждая группа методов и даже отдельные методы имеют свои специфические источники смещений результата, которые требуют отдельного рассмотрения. К сожалению, такие исследования, как правило, проводятся в отношении лишь некоторых методов, при этом, обычно, учитывается какой-то один источник ошибок, не всегда — самый существенный. Для многих методов этот вопрос даже не поднимался. В комбинации с другим искажающим эффектом, на который обращает внимание М. Дж. Рид в указанных обзорах, — психологической предрасположенностью исследователей к &bdquo-правильному ответу" — систематические ошибки методов и могут приводить к обнаруженным им временным вариациям оценок Rq. В основном из-за систематических факторов даже первая цифра значения Ro до сих пор не является общепризнанной, несмотря на большое количество его измерений. Для сравнения напомним, что величину астрономической единицы, столь же важную для исследований Солнечной системы, как и Ro для изучения Галактики, указывают с точностью до 6−8 знаков [6,7].
Отношение к постоянной Оорта А, как к характеристике локального (на R ~ Ro) вращения Галактики в целом, также требует некоторого пересмотра. Накапливающиеся результаты и увеличение их точности позволяют поднять вопрос о различии (не связанном с ошибками калибровок шкал расстояний или со статистической неопределенностью) наблюдаемых значений этого параметра для разных, даже плоских, подсистем Галактики, а также — на разных масштабах и при разном сглаживании данных для одной и той же подсистемы. В последних двух случаях имеются в ввиду систематические изменения, А в зависимости от того, какую область Галактики представляют наблюдательные данные (насколько она локальна по гелиоцентрическим расстояниям и по галактоцентрическим расстояниям и долготам), и от степени сглаживания моделью реального закона вращения подсистемы в этой области. Постоянная, А может не иметь универсального для всех задач значения, существование которого обычно молчаливо предполагается в работах по моделированию. Строго говоря, любая найденная из анализа кинематики оценка, А характеризует лишь среднее вращение некоторой подсистемы в определенной области, рассматриваемое в некоторых предположениях и с заданной степенью подробности. Поэтому не все оценки, А обязаны совпадать в систематическом смысле. В результате, для разных задач корректными могут оказаться постоянные А, определенные по-разному, и, соответственно, с разными численными значениями. Игнорирование неуниверсальности этого параметра может проводить к очевидным систематическим ошибкам, как при моделировании Галактики, так и в прикладных задачах. С другой стороны, изучение и объяснение реальных вариаций, А важны сами по себе, как часть процесса совершенствования наших представлений о кинематике и динамике Галактики. Сказанное верно и для комбинации ARq.
Вопрос о пекулярном движении МСП, введенном в рассмотрение относительно недавно [238], пока остается открытым в отношении как величины и направления этого движения, так и его интерпретации. Может быть, здесь мы снова имеем дело с неуниверсальностью параметров. Ясно лишь, что возможное существование этого движения необходимо иметь в виду при любом моделировании, на результаты которого оно может повлиять.
Благодаря прогрессу в наблюдательной технике, уточнению и расширению баз данных о различных объектах, а также совершенствованию методов анализа кинематики нейтрального водорода по излучению в линии 21 см (работы И. В. Петровской и соавторов, 1986;1992, [20,177,211] и М. Меррифилда, 1992, [179]), закон галактического вращения стали получать с высокой внутренней точностью и для больших промежутков галактоцентрических расстоянийбыла решена, по крайней мере в первом приближении, задача установления кривой вращения во внешней Галактике. Эти успехи сделали актуальными проблемы, которым ранее уделялось мало внимания. Если когда-то речь шла, в основном, о дилемме — является ли кривая вращения в целом плоской или возрастающей, — то теперь появилась возможность ставить вопрос о реальности и интерпретации определенных деталей кривой вращения и, вообще, вариаций скорости вращения и ее производной на разных масштабах. В некоторых задачах моделирования Галактики корректное отношение к этим деталям выяснится после установления их физической природы, в других — необходимость их учета уже сейчас представляется несомненной в любом случае. Например, при кинематическом моделировании изначальное предположение о совершенно плоской кривой вращения Галактики, до сих пор встречающееся в некоторых работах, уже трудно считать оправданным. Другой плохо изученный вопрос (отчасти, из-за недостатка данных) — насколько близки законы вращения для разных плоских подсистем Галактики и для разных масштабов усреднения. Уже эффект асимметричного дрейфа позволяет предположить существование различий, но как они ведут себя с радиусом и и вызваны ли они только дрейфом — пока не ясно. Эти вопросы важны хотя бы потому, что есть методы кинематического моделирования, основанные на предположении о полном совпадении законов вращения. Конечно, неуниверсальность постоянной, А и закона вращения Галактики — тесно связанные проблемы, и многое из сказанного выше о первой из них справедливо и для второй. Из традиционных проблем по-прежнему остается важной сильное влияние на кривую вращения принятых значений Ro и в0. Действительно, все законы вращения непосредственно измеряются относительно Солнца, и чтобы пересчитать их в зависимость линейной скорости вращения вокруг галактического центра от абсолютного расстояния до него, необходимо знать эти постоянные. Здесь прогресс зависит от успехов в определении последних.
В случае постоянной во принципиальной проблемой является отсутствие прямых способов ее измерения. Поэтому вряд ли стоит относиться к ней как к независимо определяемому параметру, как часто делают при моделировании Галактики. По той же причине, выводя среднюю величину 0о, следует различать ее оценки по степени их &bdquo-косвенности", чтобы в итоге уменьшить систематические ошибки. Заметим также, что если существует пекулярное движение МСП в азимутальном направлении, то правильнее было бы не отождествлять, как обычно, скорость вращения МСП со скоростью галактической подсистемы на R = До.
Тема изучения распределения масс в Галактике имеет обширную литературу. Однако задача детального моделирования кривой вращения почти не рассматривалась. Обычным подходом остается воспроизведение лишь общего тренда зависимости 0® и игнорирование систематических отклонений наблюдений от кривой вращения, предсказываемой динамической моделью.
Наконец, общим слабым местом многих работ по моделированию Галактики является их некомплексность. Из сказанного выше очевидно, что проблемы моделирования тесно взаимосвязаны. Между тем, они зачастую рассматриваются изолированно, и это приводит к недоразумениям, в частности, к необоснованному использованию результатов других исследований. Например, вряд ли стоит считать какое-нибудь значение во &bdquo-независимой калибровкой" при выведении среднего Ro, как это делается в [222,223], поскольку знание самой в0 в существенной степени основано на знании Ro. Нередко учитывают один эффект, влияющий на задачу, и игнорируют другие, могущие быть не менее, а иногда и более важнымив результате возникают сомнения в надежности выводов. Конечно, этот недостаток далеко не всегда легко преодолеть: упрощение задачи бывает вынужденным, если комплексный подход делает ее слишком сложной, и тогда поэтапное решение частных задач оправдано. В этом контексте некомплексность решений также можно рассматривать как отдельную проблему моделирования нашей звездной системы.
Цель данной диссертационной работы — выполнить пространственно-кинематическое и динамическое моделирование Галактики по данным о ее газовой составляющей, учитывая слабые стороны традиционных подходов. Рассматриваются две подсистемы — нейтрального водорода и молекулярных облаков (МО). Они имеют одни из самых низких значений дисперсии скоростей среди дискового населения, и данные о их кинематике представляют весь диск или большую его часть (по радиусу — в случае МО, по радиусу и по азимуту — в случае Н I). Одной из задач диссертации является исследование систематических факторов, помимо ошибок калибровок шкал расстояний или проблемы их неоднородности, влияющих на результаты решения задач нахождения галактических характеристик, а также — определение направлений совершенствования алгоритмов моделирования. Вторая задача — моделирование кинематики газовых подсистем совместно с определением расстояния до центра Галактики в рамках осесимметричной схемы галактического вращения. Здесь используются два подхода: анализ данных об однородной галактической подсистеме и метод сопоставления с данными о вращении НI. В эту же задачу входит получение системы взаимосогласованных галактических постоянных, построение кривой вращения Галактики, изучение вопроса о совпадении законов вращения подсистем НI и МО. Третья задача состоит в детальной интерпретации полученной кривой вращения в рамках моделей, допускающих резкие падения плотности в галактическом диске. Задача включает построение модели распределения масс в Галактике, определение параметров галактических составляющих и массы Галактики.
Содержание работы. В первой главе выполнятся сравнительный анализ существующих подходов при решении взаимосвязанных задач моделирования Галактики и определения ее характеристик — Ro, кривой вращения, A, ARo, угловой и линейной скорости вращения МСП, распределения масс. Рассматривается вопрос о физическом смысле этих характеристик, делается обзор методов их определения и полученных результатов, обсуждается влияние параметров друг на друга и в целом на результаты пространственно-кинематического и динамического моделирования Галактики, отмечаются нерешенные вопросы. Основное внимание уделено проблеме Ro. Даются основные определения, связанные с этой проблемой. Анализируются источники ошибок при определении R0. Предлагается новая трехмерная классификация измерений R0, однозначно характеризующая существующие и потенциальные измерения, исходя из специфики ошибок разных видов в разных подходах и различия определений понятия &bdquo-центр Галактики". Показано, что классификация с такими свойствами не может быть одномерной (иметь один определяющий признак). В новой классификации измерения Ro подразделяются независимо по трем признакам: 1) по типу собственно метода определения R0, т. е. анализа опорных расстояний, 2) по способу нахождения опорных расстояний и 3) по типу опорных объектов. Подробно рассматриваются отдельные классы измерений Ro, особое внимание уделяется анализу систематических ошибок собственно методаприводятся сводки опубликованных оценок Ro. Разработана детальная классификация для класса кинематических методов определения RoОшибки, связанные с областями НII и подобными им объектами, использованными в диссертации в качестве опорных объектов, рассмотрены в соответствующем пункте секции 1.1.7 (с. 63−65). Краткие положения этого обзора опубликованы в [46]. Аналогично, но менее подробно, анализируются проблемы установления других галактических характеристикдаются краткие классификации методов их определения. Обсуждаются проблемы моделирования распределения масс в Галактике, связанные с задачами диссертации, приводится краткая классификация моделей. В конце главы сформулированы выводы общего характера о постановке задач моделирования и определения галактических характеристик. Введенные понятия и терминология и сделанные выводы используются в остальных главах диссертации.
Во второй главе выполняется пространственно-кинематическое моделирование на основе согласования с данными о вращении нейтрального водорода. В рамках этого подхода разработан и применен метод, основанный, в целях снижения систематических ошибок, на более общих предположениях по сравнению с другими работами: закон вращения по Н I не рассматривается как известный точно, не фиксируется жестко модель вращения или какое-то одно ее аналитическое представление со свободными коэффициентами. Вместо этого функция, аппроксимирующая закон вращения, задается в виде отрезка ряда, число членов которого оптимизируется, наряду со свободными параметрами. С другой стороны, в этой главе сохраняется традиционное предположение, что отклонения опорных объектов от HI-закона носят случайный характер, т. е. что истинные KB этих двух подсистем совпадают. В качестве опорных объектов используются комплексы НИ/СО. Чтобы повысить надежность результатов, привлекаются данные о вращении Н I, полученные разными методами, в основном по полному профилю линии 21 см. Показано, что оптимизация сглаженности модельного закона вращения при использовании данных о диффузной газовой составляющей (Н I) возможна и позволяет практически однозначно определить как оптимальный порядок аппроксимирующего полинома, так и значение R0, соответствующее адекватному воспроизведению реального закона вращения. Вместе с тем, обнаружены признаки того, что принятое предположение о случайности отклонений от закона вращения НI нельзя признать достаточно реалистичным для данной задачи. Это заставляет рассматривать результаты, полученные в второй главе, лишь как промежуточные. Объясняется ряд результатов, полученных в других работах в рамках сопоставления с вращением HI. Основные результаты этой главы опубликованы в [50].
В третьей главе на основании выводов первой и второй глав предложены общие правила разработки и совершенствовании методов пространственно-кинематического моделирования, позволяющие минимизировать систематические ошибки. В соответствии с этими правилами разрабатывается кинематический метод определения Ro, включающий оптимизацию сглаженности модели вращения, применимый к произвольной однородной плоской подсистеме Галактики. Предлагается унификация масштаба доверительных интервалов параметров при помощи оценки средней ошибки единицы веса, позволяющая избежать субъективности при оценивании статистических ошибок в задачах с нелинейными параметрами. Строится простой алгоритм исключения объектов с большими невязками, учитывающий объем выборки. Описываются данные о молекулярных облаках (МО), излучающих в линиях СО и связанных с областями НИ или с отражающими туманностями. Проверяется однородность шкал расстояний МО в разных источниках данных. Разработанный метод применяется к этим данным. При помощи численного моделирования показывается обоснованность алгоритма анализа, в частности, выбора допустимых порядков модели вращения. Выводятся оценки Ro этим методом по данным каталогов МО BFS2 и BFS2/BBW. Обсуждается влияние азимутальной компоненты остаточного движения МСП на результаты кинематических определений Ro. По данным BFS2/BBW обнаружено различие «север-юг» в оценках R0. Обсуждаются полученные результаты и данные из литературы об остаточном движении МСП. Сделан вывод о том, что это движение нельзя считать универсальной галактической характеристикой локальной кинематики. Показано, что благодаря оптимизации порядка модели далекие объекты не искажают решение и сглаживают влияние локальных аномалий. Обсуждаются некоторые детали метода. Разрабатывается и тестируется простой метод анализа остаточных скоростей, который может дать приблизительную оценку средней случайной ошибки расстояний в каталоге и скорректированное значение дисперсии скоростей. Основные результаты этой главы опубликованы в [46−48].
В четвертой главе совершенствуется метод, предложенный во второй главе: разрабатываются и применяются методы сопоставления с вращением Н I, в которых МО и Н I рассматриваются как различные подсистемы, могущие иметь отличающиеся кривые вращения. Предположена самая простая форма этого отличия — постоянный сдвиг между законами вращения МО и HI. В этих методах используется тот же алгоритм выбора допустимых порядков кинематической модели, что в третьей главе. Поэтому предложенные методы дают оценки Ro с учетом как основных деталей закона галактического вращения, так и среднего сдвига между скоростями вращения подсистем МО и HI. Этими методами получаются оценки Ro по каталогам МО BFS2 и BFS2/BBW. Методы тестируются при помощи численных экспериментов. Выводится итоговая оценка R0 = 8.2 ± 0.7 кпк по МО на основе результатов этой и третьей глав. По объединенным данным о МО и Н I находится согласованная система галактических постоянных. Строится кривая вращения Галактики по МО и Н Iвыделяются наиболее надежные детали этой кривой. Анализируется различие между кривыми вращения подсистемы HI и подсистемы МО. Показано, что это различие значимо, в том числе и при учете неопределенности полученной оценки R0. Предлагается возможная интерпретация различия &bdquo-HI-МО" как проявления спиральной волны плотности. На основе классификации измерений Ro и обзора, выполненного в первой главе, выводится &bdquo-наилучшая" оценка (-Ro)best ~ 9 ± 0.2 кпк по совокупности результатов, имеющихся в литературе. Объясняются расхождения в оценках Ro, полученных в других работах по областям НИ и объектам сходного типа. Основные результаты этой главы опубликованы в [188,189].
Пятая глава посвящена детальному динамическому моделированию кривой вращения Галактики, построенной в четвертой главе. Исследуется возможность детального воспроизведения этой кривой за счет допущения одного или двух резких падений плотности в галактическом диске. Устанавливается, какие параметры модели не могут быть найдены по кривой вращения и должны быть зафиксированы. Остальные параметры (структурные и плотностные) определяются в результате строгого решения задачи оптимизации. Находятся производные параметры, в частности, массы компонент и масса Галактики. Оцениваются доверительные интервалы для свободных и производных параметров. Показано, что модель с двумя резкими падениями плотности в диске и с составным гало удовлетворительно воспроизводит детали наблюдаемой KB, в частности, прогиб и излом. Устанавливается, что по кривой вращения можно надежно определить радиусы, где заканчиваются резкие падения плотности в диске, но не радиусы начала падения. Обсуждаются взаимозависимости между основными параметрами модели. Основные результаты этой главы опубликованы в [49,190,192].
В заключении суммированы основные результаты и выводы диссертации, указаны возможные направления дальнейших исследований.
Научная новизна. Разработана новая трехмерная классификация измерений R0, которая позволяет однозначно характеризовать оценку Л0 одновременно в разных отношениях. В отличие от более ранних ранжированных одномерных классификаций предложенная классификация корректно отражает специфику ошибок разной природы в разных классах методов определения Л0 и неоднозначность понятия &bdquo-центр Галактики" .
Является новым алгоритм выбора допустимых порядков кинематической модели, позволяющий существенно снизить систематические ошибки R0 вследствие нереалистичности модели. Все применяемые в диссертации методы используют этот алгоритм. Ранее подобная оптимизация сглаженности модели при кинематическом оценивании Ro не применялась.
В классе методов определения Ro способом сопоставления с вращением HI разработаны новые методы, основанные на отказе от традиционных предположений, порождающих систематические ошибки: в предложенных методах закон вращения по Н I не рассматривается как известный точно, не фиксируется жестко модель вращения, законы вращения НI и подсистемы опорных объектов не считается полностью совпадающими. Последняя особенность новых методов наиболее существенна — ранее во всех работах эти законы считались в точности совпадающими, что приводило к большим систематическим смещениям оценки Rq.
По результатам применения предложенных методов найдена новая кинематическая оценка Ro по молекулярным облакам: Ro — 8.2 ± 0.7 кпк.
На основе новых классификации и обзора измерений Ro получено новое решение задачи выведения &bdquo-наилучшего" значения этой постоянной по совокупности опубликованных результатов: (-Ro)best = 7.9 ± 0.2 кпк.
Показана значимость различий между кривыми вращения HI и МО. Для южных галактических долгот это различие обнаружено впервые. По-видимому, область в III галактическом квадранте, где МО вращаются медленнее HI, представляет собой продолжение рукава Персея, которое ранее не было выявлено, т.к. оно, в отличие от II квадранта, приходится на общий подъем КВ.
Получена новая сглаженная кривая вращения Галактики по МО и НI. В случае Н I в целях повышения надежность результата использованы 6 серий данных, найденных разными методами.
Впервые построена динамическая модель Галактики, которая подробно воспроизводит кривую вращения Галактики, в частности, такие ее детали, как прогиб и излом.
Научная и практическая ценность. Разработанные методы кинематического оценивания Ro могут быть применены к произвольным плоским подсистемам Галактики. Выведенная по МО оценка Roi система галактических постоянных и кривые вращения для HI и МО могут служить для различных кинематических и динамических приложений (см. перечни выше), оценка R0 — также для нахождения &bdquo-наилучшего" значения R0. Предложенная классификация измерении Rq и сравнительный анализ ошибок в разных классах могут использоваться при совершенствовании методов определения Ro. Алгоритм выведения (-Ro)best' основанный на этой классификации, может применятся в дальнейшем при обработке новых оценок Ro и сравнительного анализа различных групп оценок. Новое значение {Ro)best может использоваться во всех тех задачах, в которых Ro является входным параметром (см. выше). Сопоставление с азимутально-усредненным вращением Н I может быть полезным приемом при исследовании поля остаточных скоростей различных галактических подсистем с целью выяснения природы и установления характеристик некруговых движений в Галактике. Построенная динамическая модель Галактики может использоваться для теоретических исследований, для более подробного (репрезентативного) гидродинамического моделирования Галактики, для получения ограничений на количество темной материи в нашей звездной системе и, в принципе, для изучения кинематики различных объектов. На некоторых материалах диссертации основывались специальные практикумы по звездной астрономии в СПбГУ.
Результаты, выносимые на защиту:
1. Кинематический метод определения Ro, включающий оптимизацию сглаженности модели вращения, применимый к произвольной однородной плоской подсистеме Галактики.
2. Методы определения Ro способом сопоставления данных об опорных объектах с вращением подсистемы нейтрального водорода, в которых оптимизируется порядок модели вращения, закон вращения НI не рассматривается как известный точно и учитывается средний сдвиг между скоростями вращения опорных объектов и HI.
3. Итоговая кинематическая оценка R0 = 8.2 ± 0.7 кпк по молекулярным облакам, выведенная в результате применения к этим объектам указанных выше методов. Согласованные с этой оценкой системы галактических постоянных и сглаженные кривые вращения по данным о молекулярных облаках и Н I. В среднем для этих двух подсистем ARo = 141 ± 4 км/с, А = 17.2 ± 0.5 км/с/кпк. Показано наличие прогиба и излома на кривых вращения по МО и НI. Остаточное движение Местного стандарта покоя относительно молекулярных облаков A0lsr = 2.6 ± 1.3 км/с, Льби =—2.8 ± 1.2 км/с.
4. Обнаружение значимого различия между сглаженными кривыми вращения HI и МО во II и III галактических квадрантах.
5. Динамическая модель Галактики с резкими падениями плотности в диске, которая детально воспроизводит кривую вращения Галактики. Строгое решение задачи оптимизации при динамическом моделировании.
Публикации. Основные результаты диссертации опубликованы в 9 статьях [46−50,188−190,192]. В [50] И. В. Петровской подготовлен наблюдательный материал. Автору диссертации принадлежит метод определения Ro и выполнение расчетов. Выбор формы представления закона вращения и интерпретация результатов выполнены совместно. В [49,192] И. В. Петровской принадлежат первоначальная идея работы и предварительные вычисления. С. Нинкович исследовал вклады сфероидальных компонент в кривую вращения. Автор диссертации выполнил основные расчеты, в том числе попытки оптимизации параметров модели. Разработка метода и интерпретация результатов проведены всеми авторами совместно.
Основные результаты и выводы.
1. Разработана открытая для дополнений трехмерная классификация измерений Rq, однозначно отображающая специфику ошибок разных видов в разных подходах и различие определений понятия &bdquo-центр Галактики". Показано, что классификация с такими свойствами не может иметь один определяющий признак, т. е. быть одномерной. В предложенной классификации измерения Rq подразделяются независимо по трем признакам: 1) по типу собственно метода определения Ro, т. е. анализа опорных расстояний, 2) по способу нахождения опорных расстояний и 3) по типу опорных объектов. Классификация удобна тем, что класс измерения Rq сразу указывает вероятные источники ошибок, принципиальные преимущества и недостатки метода и, следовательно, возможные направления его совершенствования. Отдельно для кинематических методов, отличающихся большим разнообразием, разработана детальная многомерная классификация.
2. Предложены общие правила разработки и совершенствовании методов кинематического оценивания Ro, имеющие целью минимизировать систематические ошибки: следует стремиться определять все параметры задачи совместно, используя как можно более однородные данные и избегая дополнительных (избыточных и упрощающих) предположений. Предложенные в диссертации алгоритмы пространственно-кинематического моделирования построены с учетом этих правил.
3. Разработан кинематический метод определения Ro, включающий оптимизацию сглаженности модели вращения, применимый к произвольной однородной плоской подсистеме Галактики. При помощи численного моделирования показана обоснованность алгоритма анализа, в частности, выбора допустимых порядков модели вращения. Благодаря оптимизации порядка модели далекие объекты не искажают решение и сглаживают влияние локальных аномалий.
4. Разработано два метода определения Ro способом сопоставления данных об опорных объектах с данными о вращении Н I, в которых, в отличие от традиционных методов, закон вращения по Н I не рассматривается как известный точно, оптимизируется порядок модели вращения и учитывается средний сдвиг между скоростями вращения опорных объектов и HI.
5. По результатам применения предложенных трех методов к данным о молекулярных облаках (МО) выведена итоговая оценка Ro = 8.2 ±0.7 кпк. Для этого значения Ro получена согласованная система других галактических постоянных по объединенным данным о МО и Н I: ARq = 141 ± 4 км/с, А = 17.2 ± 0.5 км/с/кпк- 0LSR = 216.5 ± 24 км/с, Оо = 215 ± 24 км/с (при ojLSr = 26.4 ± 1.9 км/с/кпк).
6. Получено остаточное движение Местного стандарта покоя (МСП) относительно молекулярных облаков: A$lsr = 2.6 ±1.3 км/с, Hlsr = —2.8 ± 1.2 км/с. Показано, что азимутальную компоненту остаточного движения МСП не следует фиксировать при пространственно-кинематическом моделировании, поскольку, с одной стороны, ее величина сильно влияет на оценку Ro, а, с другой стороны, указанное движение не является универсальной характеристикой локальной кинематики, отражая, в основном, особенности рассматриваемой подсистемы и используемых данных.
7. Обнаружено значимое различие между сглаженными кривыми вращения НI и МО во II и III галактических квадрантах. Предложена возможная интерпретация этого различия как проявления спиральной волны плотности. Получены согласованные системы галактических постоянных для подсистем HI и МО по отдельности. Найденное различие &bdquo-HI-МО" и систематические ошибки рассмотренных видов позволили объяснить всю совокупность До-результатов, полученных ранее по МО и сходным объектам.
8. Определены оптимально-сглаженные кривые вращения подсистемы HI, подсистемы МО и средняя для двух подсистем. Выделены наиболее значимые детали кривых вращения: прогиб, последующий рост и излом.
9. На основе новой классификации измерений Rq и выполненного обзора выведена &bdquo-наилучшая" оценка (-Ro)best = 7.9±0.2 кпк по совокупности результатов, найденных в литературе.
10. Исследована возможность построения простого метода анализа наблюдаемой дисперсии лучевых скоростей, основанного на методе наименьших квадратов. Показано, что такой метод может дать приблизительную оценку средней случайной ошибки расстояний в каталоге и скорректированное значение дисперсии скоростей при умеренных относительных ошибках расстояний.
11. Впервые построена динамическая модель Галактики, которая детально воспроизводит кривую вращения Галактики, в основном, за счет допущения двух резких падений плотности в галактическом диске. Свободные параметры модели определены в результате строгого решения задачи оптимизации. Оценены доверительные интервалы для свободных и производных параметров. Установлено, что по кривой вращения можно надежно определить радиусы, где заканчиваются резкие падения плотности в диске = 7.2 ± 0.2 и 14.91° g кпк), но радиусы начала падения данными о вращении ограничиваются плохо. Для воспроизведения прогиба кривой вращения требуется по крайней мере двукратное падение плотности по сравнению со строго экспоненциальным законом. Излом кривой вращения можно объяснить внешним усечением диска Галактики и наличием перехода на Rh = 13 ± 1 кпк от однородного внутреннего гало к внешнему с быстрым падением плотности.
Укажем некоторые возможные направления дальнейших исследований по темам, затронутым в диссертации.
А. В пространственно-кинематическом моделировании однородной галактической подсистемы перейти к двумерной оптимизации (см. разделы 3.10 и 3.11). Для этого потребуется найти эффективное решение задачи определения по остаточным лучевым скоростям параметров эллипсоида скоростей и случайной неопределенности гелиоцентрических расстояний г. Также было бы полезно изучить и сравнить систематические смещения оценки Ro при однои двумерной оптимизациях для разных предположений о неопределенности г (об этом имеются лишь отрывочные сведения [212,227]).
Б. Учесть в кинематической модели влияния систематических некруговых движений, обусловленных спиральной структурой, дисторсией диска и, возможно, другими эффектами. Кинематическое оценивание Ro при такой модели —-очень сложная задача. Пока не ясно, можно ли вообще в случае Галактики отличить по современным данным эффекты разной природы, например, проявления спиральной волны, дисторсии и вариаций плотности? Очевидно, кроме анализа наблюдательных данных здесь необходимо и численное моделирование. Важны в любом случае предварительные, до моделирования с целью определения Rq, исследования некруговых движений. В этом плане перспективу, возможно, имеет сравнение с азимутально-усредненной кривой вращения по HI (см. секцию 4.5.2 и [193]), которое было бы интересно выполнить и для других объектов.
В. Используя разработанные методы, выполнить пространственно-кинематическое моделирование для других галактических подсистем по новым данным, в частности, по объектам с абсолютными расстояниями г.
Г. В других классах измерений Rq также можно разработать более совершенные методы, учитывая систематику существующих подходов.
Д. Алгоритм выведения &bdquo-наилучшей" оценки Rq, использованный в разделе 4.6, не является единственно возможным в рамках принятой классификации методов. Необходимо изучить зависимость результата от сделанных предположений и выполнить более детальный анализ данных об оценках Ro.
Е. Выяснить, может ли в реальности калибровка по внешним галактикам с учетом всех неопределенностей дать дополнительные ограничения на величину постоянной 6>LSrесли да, установить эти ограничения.
Ж. Исследовать, как изменяются результаты детального динамического моделирования Галактики при варьировании Rq и, особенно, $lsr: при каких значениях $lsr меняется состав модели и свойства связей между параметрами, изменяется ли качество воспроизведения наблюдаемой кривой вращения.
В заключении автор приносит глубокую благодарность научному руководителю Т. А. Агекяну, которому обязан своим интересом к проблеме Ro и полезными советами в начальный период работы по этой темесоавторам, безвременно ушедшей И. В. Петровской и С. Нинковичу, за интересное, полезное и плодотворное сотрудничествоJL П. Осипкову за его неизменный интерес к работе автора, многолетнюю поддержку и доброжелательные советыколлегам — звездным астрономам С. А. Кутузову, В. В. Орлову, Н. П. Питьеву, В. А. Антонову и другим участникам семинара ЛГУ/СПбГУ им. К. Ф. Огородникова по звездной астрономии за постоянное внимание к исследованиям автора, ценные замечания и обсуждение. При выполнении вычислений в секции 3.11.4 была использована программа, написанная в качестве учебного задания А. В. Рубиновым.
Работа выполнена при частичной финансовой поддержке грантов ГНТП (ГКНТП) &bdquo-Астрономия" (2−237, 1.2.3.2, 1.2.4.5), персонального гранта Госкомвуза для молодых ученых (72−2-2.2), Международного научного фонда Сороса (NW4000/4300), грантов РФФИ (96−02−19 636, 96−02−19 658) и гранта государственной поддержки ведущих научных школ РФ (00−15−96 775).
5.5.
Заключение
.
Выполненное моделирование показывает, что резкое падение плотности в галактическом диске может объяснить прогиб KB глубиной A$dip = 13 -г 15 км/с. Для этого падение плотности должно быть внутри солнечного круга (заканчиваться на i? d = 7.2 ±0.2 кпк < Rq) и примерно двукратным по сравнению со строго экспоненциальным законом.
Внешнее усечение диска Галактики необходимо для объяснения излома во внешней части КВ. Внешний радиус диска в модели Rd (ext) = 14.91о!<�з кпк хорошо согласуется с непосредственными измерениями радиуса усечения галактического диска. Другим необходимым условием для воспроизведения излома является наличие особенности распределения масс в гало — перехода на R^ = 13 ± 1 кпк от однородного внутреннего гало к внешнему с быстрым падением плотности. По отдельности усечение диска и особенность в гало излома KB не объясняют.
В целом модель с двумя резкими падениями плотности в диске удовлетворительно воспроизводит детали наблюдаемой КВ.
Построенная модель — динамическая, исследовательская, с фиксированными входными параметрами (см. раздел 1.6), пространственно-кинематическая, дискретно-составная крупномасштабная, конкретная, эмпирическая (согласно классификации в [33]).
