贝塞尔计划:利用VLBI技术绘制银河系的棒和旋臂结构

因为我们的太阳系处于银河系的盘面上,因此直接成像的观测只能给出银河系的edge-on图像,却无法给出银河系的face-on图像。BeSSeL计划试图利用VLBI天体测量技术测量位于银河系棒和旋臂内的脉泽的视差与自行,从而绘制出银河系的三维旋臂结构。

标题:The Bar and Spiral Structure Legacy (BeSSeL) Survey: Mapping the MilkyWay with VLBI Astrometry(贝塞尔计划:利用VLBI绘制银河系的棒和旋臂结构)

作者:Andreas Brunthaler1, Mark J. Reid, Karl M. Menten, Xing-Wu Zheng, Anna Bartkiewicz, Yoon K. Choi1, Tom Dame, Kazuya Hachisuka, Katharina Immer1, George Moellenbrock, Luca Moscadelli, Kazi L.J. Rygl1, Alberto Sanna1, Mayumi Sato, YuanweiWu, Ye Xu, and Bo Zhang

论文索引: 2011arXiv1102.5350B http://arxiv.org/abs/1102.5350

编辑供稿: 吴元伟 (紫金山天文台)

摘要

VLBI天体测量方法被用来确定银河系内脉泽的视差与自行,进而绘制银河系旋臂图、确定银河系参数及旋转曲线。本文展示我们的首个工作,以及由其引起的对太阳本动的再认识。我们的工作表明IAU建议的银河系参数如银心距R0 = 8.5 kpc,本地旋转速度 θ0 = 220 km s-1需要被修正。结合脉泽的距离,由恒星轨道运动得到的银心距以及Sgr A*的自行,我们得到了更准确的银河系参数R0= 8.3 ± 0.23 kpc,θ0 =239 或 246 ± 7 km s-1(两个值分别对应不同的太阳本动V =12.23 和 5.25 km s-1)。最后,我们对BeSSeL银河系棒和旋臂计划今后的观测做了展望。

1  背景介绍-银河系结构及银河系参数

通过银河系内气体(CO和HI)的观测,及恒星计数的分析,目前大家普遍认为银河系是一个棒旋星系。但是,由于我们太阳系在银河系中所处的位置(银盘内),使得准确确定银河系旋臂的数目和位置、中心棒的长度和位置、以及银河系的旋转曲线等变得非常困难。至于银河系的基本参数,如银心距R0,太阳系的旋转速度θ0,我们现有的测量精度也还不够高。但是这些基本参数无论对银河系还是对更广的研究领域都是非常的重要。这些领域包括对大小麦哲伦云本动的解释,仙女座亚星系群中的星系的认识,太阳相对微波背景辐射的运动,甚至对直接测量暗物质实验的方案设计。

近些年来大规模的银道面巡天项目,已经覆盖了从射电到伽马射线的所有波段。但是,这些巡天项目都是投影后的二维天空信息。由于银河系内天体距离测量的误差依然很大,使得将二维巡天数据拓展至三维银银河系模型的工作无法开展。而众多物理量,如天体的线尺度,质量,光度,都强烈依赖于天体的距离信息。距离测定的巨大误差,使得对所有银河系二维巡天数据的解释受到不利影响。

2 银河系内天体的距离

在银河系天文学研究中,运动学距离(kinematic distance)被广泛应用。运动学距离是在假设天体没有本动(偏离圆运动的运动)的前提下,通过天体视向速度及银河系旋转曲线模型导出的。除去内银河系(银道坐标一、四象限区域)的距离模糊问题不谈,单单旋转曲线模型和本动带来的距离误差就非常大。恒星形成区G9.62+0.20就是一个很好的例子。此恒星形成区的三角视差距离为5.2±0.6 kpc,但是其远近运动学距离则分别为16kpc 和0.5 kpc。造成运动学距离巨大误差的原因为为本动。

三角视差方法是测量太阳系外天体距离的最基本方法,因为此方法是未依赖任何天体物理学假设的几何方法,唯一需要事先知道的量是人人皆知的地球-太阳距离。但是,精确测量三角视差却需要极高的天体测量精度。Friedrich Wilhelm Bessel是第一个(1838年)测量恒星(61 Cygni)视差的人。他的天体测量精度为1个毫角秒,对于距离大于100 pc天体的距离误差为10%。对于整个银河系来说,100 pc就太小了。在依巴谷项目之后,欧空局(ESA)的Gaia计划将于2012年底发射,计划对银河系内10亿颗恒星进行视差测量,测量精度为7微角秒,为依巴谷的100倍。虽然Gaia计划会对我们对银河系的认识带来革命性的影响,但银道面内,尤其是旋臂内,气体和尘埃的严重消光将阻碍Gaia揭开银河系旋臂结构的面纱。而射电辐射则不受星际消光的影响,因此射电天文学可弥补Gaia在此问题的不足。

3 VLBI 天体测量

最近发展起来的VLBI校准技术显著改善了VLBI天体测量的精度。将这些技术应用于VLBI网,如位于美国的NRAO的甚长基线阵(VLBA),位于欧洲和中国的欧洲VLBI网(EVN),以及日本的VLBI射电天体测量阵(VERA)后,可将射电源的视差测量精度提高至10微角秒的量级,可同Gaia的预期精度相比拟。

可进行VLBI天体测量的目标天体有射电连续源和强脉泽辐射源。大多数射电星的辐射还太弱,以目前的仪器灵敏度,仅能探测到几百pc内的源。但是,随着现有VLBI设备灵敏度的提升,以及SKA到来,射电天体测量将扩展到更弱更遥远的天体。

理论上,具有脉泽发射线的分子,如羟基(OH),甲醇(CH3OH),水(H2O)以及氧化硅(SiO)都可以作为天体测量目标天体。但1.6 GHz的OH脉泽辐射受到星际散射和电离层的影响,不能作为VLBI天体测量的理想天体。43 GHz SiO脉泽受到电离层影响要小,但是却易受对流层相位误差的影响,对其的测量对天气状况的要求很高。即便如此,这两种脉泽也已经被用于演化后期恒星距离的精确测量。

在这些脉泽中,最理想的VLBI天体测量天体为甲醇脉泽(6.7 GHz和12.2 GHz)和水脉泽(22 GHz)。甲醇和水脉泽辐射都很强,且与旋臂上的大质量恒星形成区有很好的成协性。2005年Pestalozzi 等的6.7 GHz甲醇脉泽catalog已经包含了500多个源,更多的甲醇脉泽在随后被Arecibo, Effelsberg和配备了专门用于甲醇脉泽搜寻的多波束接收机的Parkes发现。水脉泽强度比甲醇更强,在2001年Valdettaro的catalog里已经包含了10000多个源。

近期EVN已经开始测量6.7 GHz甲醇脉泽的视差。而VLBA由于还没有6.7 GHz的接收机,目前为止还只能测量12.2 GHz和22 GHz的脉泽辐射。2006年Xu和Hachisuka分别独立测量了W3(OH)中12.2 GHz甲醇和22 GHz的水脉泽,得到的距离非常的吻合,分别为1.95±0.04 pc和 2.04±0.07 pc。

另一个例子是对Orion Nebula视差的测量,VLBA和VERA分别对其中的脉泽和射电星进行了4次独立的测量, Sandstrom (2007)使用VLBA对其中一颗射电星测量,得到的距离为389 +24/-21 pc,Hirota(2007)使用VERA对水脉泽的测量得到的距离为437 ±19 pc, Menten(2007)利用VLBA同时测量4颗射电星得到的距离为414 ± 7 pc,Kim (2008)对其中SiO脉泽进行测量,得到距离为418±6 pc。这些结果互相吻合的很好,同时也与基于近红外干涉观测的θ1OriC双星轨道模型给出的结果(434 ± 12 pc)一致。

 

4 新的银河系模型

4.1 目前已有的测量

18个用于拟合银河系模型的大质量恒星形成区的视差

在Reid et al. 2009b年的文章中,我们利用18个具有精确视差和自行信息的大质量恒星形成区数据,分析了银河系的旋臂结构及旋转曲线(见表1和图1)。我们已经将Local arm和Perseus arm限定在银纬 122度 – 190度间;将Perseus arm的螺旋角(pitch angle)限制在16o ± 3o 。这些值更倾向于我们的银河系具有4条而非2条旋臂。同时,我们还发现大多数大质量恒星形成区的真实距离都比其运动学距离更近。表1中的数据还被Bovy et al. (20009), McMillan & Binney (2010) 及 Bobylev & Bajkova (2010)用于银河系结构的分析。

4.2 太阳运动

VLBI脉泽视差测量除得到天体的距离外还得到了天体的自行。将距离、自行和已有的角位置、视向速度结合,就可以给出这个天体在6维位置-速度相空间内的位置。由于所有的天体测量都是以太阳为参考点的,在计算天体相对于银心的运动时需要用到太阳本动(太阳相对于LSR点,Local Standard of Rest,的运动),将以太阳为参考点的运动速度转换到以银心为参考点的运动速度。过去十多年来,由伊巴谷卫星数据得到的太阳本动值 U=10.00±0.36,V=5.25±0.62,W = 7.17±0.38 km s-1被广泛使用。使用此太阳本动,我们发现图1中18个大质量恒星形成区在银行系内的转动速度平均慢了15 km s-1

这一结果重新激起了大家研究太阳本动的兴趣,Binney(2010)认为,此平均15km s-1的速度减少部分是由于太阳本动V的误差引起的。在此之前Mignard(2000)和Piskunov et al.(2006) 都倾向于V ~ 12km s-1。此太阳本动V值比5.25 km s-1要高,和伊巴谷之前的太阳本动的值相似。太阳本动V值可能具有更大值这一结果,也在近期的其他研究(Coskunoglu et al. 2011; Francis & Anderson 2009; Schonrich et al. 2010)中被发现,尽管U和W没有太大的变化。虽然太阳本动V分量问题还未完全解决,但目前看来,似乎其更接近12 km s-1,而非5 km s-1

4.3  对太阳及银河系参数的修正

Reid et al.(2009b) 在分析银河系18个大质量恒星形成区系统运动时,使用的太阳本动值为1998年 Dehnen & Binney分析伊巴谷数据得到的值。在这里我们使用Schonrich et al. (2010) 给出的太阳本动值U=11.10±1.2,V=12.24±2.1,W = 7.25±0.6 km s-1,重做Reid的工作,得到的大质量恒星形成区相对银河系圆运动的滞后转动为 ~ 8 ± 2 km s-1。通过拟合这18个大质量恒星形成区距离和速度,我们还可以估计太阳银心距R0,以及本地的圆运动速度θ0。假设旋转曲线为平直旋转曲线,我们拟合得到的银心距为R= 8.4 ± 0.6 kpc, 本地转动速度θ0 = 247 ± 16 km s-1。采样其他形式的旋转曲线,对数据进行类似的拟合,得到的银心距R0 = 7.9 ~ 9 kpc,本地圆运动速度θ0 = 223 ~ 280 km s-1。但是,无论选择何种旋转曲线形式,得到的R0和θ0的比值,都被限制在θ0/ R0 = 29.4 ±0.9 km s-1 kpc-1。显然仅由18个大质量恒星形成区的数据是无法对旋转曲线做出更严格的限制的。

大质量恒星形成区平均转动速度更慢及银河系整体转动比原有220km s-1更大,都是运动学距离远大于真实距离的原因。如果考虑了这两个因素,就能对运动学距离有更好的估计,Reid et al.(2009b) 就给出了更可信的运动学距离误差估计。但即便如此,新方法得到的运动学距离仍然不够精确,因为这些示踪天体本身具有很大的本动。

4.4 对R0和θ0/ R0的独立测量

在过去的数十年里,银心距一直是各种研究的焦点(参看Reid 1993,对R0的综述)。虽然大多数测量得到的值介于7.5-8.5 kpc之间,但完全基于几何学的银心距估计还很少。

Ghez et al.(2008)和Gillessen et al. (2009)通过精确测量银心区的恒星轨道,得到的银心距分别为8.4±0.4 kpc和8.33±0.35 kpc。Reid(2009c) 对距离银心150 pc内的Sgr B2的水脉泽的三角视差测量得到的距离为R0 = 7.9 +0.8/ -0.7 kpc,误差很大。我们将继续对Sgr B2水脉泽进行更多的视差观测,预计可将视差精度提高到和恒星轨道相同甚至更好的水平。

2004年Reid & Brunthaler 对 Sgr A*自行的测量将θ0和R0比值精度限制在1%的水平。Sgr A*的自行 6.379 ± 0.026 mas yr-1包含了银河系旋转及太阳的本动的贡献,对应(θ0+ V)/R0 = 30.24 km s-1 kpc-1。若采用Schonrich et al.(2010)对太阳本动V的估计值,假设银心距8.4 kpc,得到θ0/R0 = 28.79±0.26 km s-1 kpc-1。θ0/R0的误差主要来自太阳本动的误差而非R0的误差,即使R0采用7.5或9.5 kpc,得到的θ0/R0改变也不会大于0.7%。此值与Reid et al. (2009b) 拟合视差数据得到的值吻合的很好,但却远远偏离(>11σ)IAU 给出的R0=8.5 kpc,θ0=220 km s-1对应的25.88 km s-1 kpc-1。若θ0/R0 = 28.79,θ0 = 220 km s-1,R0需要变为7.7 kpc。

4.5 结论及最佳R0和θ0

由测量脉泽视差方法及结合恒星轨道运动和Sgr A*自行的方法均得到了银河系具有更大的旋转速度的结论。因此看来IAU原有R0和θ0被更改将不可避免。我们可以自信的将R0 = 8.5 kpc 和θ0= 220 km s-1舍弃。

将误差作为权重平均4种独立方法的银心距R0,8.4±0.4 kpc(Ghez et al. 2008),8.33±0.35 kpc(Gillessen et al. 2009),7.9 +0.8/-0.7 kpc(Reid et al. 2009c), 8.4±0.6 kpc(Reid et al.2009b),得到银心距的最佳估计为 R0 = 8.3±0.23 kpc。此银心距对应本地旋转速度为θ0 =θ0/R×R = 28.79 km s-1 kpc-1 ×8.3 kpc = 239±7 km s-1。新的R0和θ0值与McMillan(2011)的值几乎一致,与Koposov et al.(2010)由星流GD-1模拟得到的旋转速度224 ± 13 km s-1临界吻合。若太阳本动V仍采用5.25 km s-1,旋转速度将增加到246 ± 7 km s-1。7 km s-1的误差来自银心距R0的误差。考虑到两个由恒星轨道方法得到的银心距虽然为不同的仪器的独立观测,观测天体却相同,因此可能具有相同的系统误差的话,真实误差可能要大√2倍。

本地旋转速度具有比220 km s-1更大值,也得到了银河系晕内低金属丰度星的倒退-转动的支持(Deason et al. 2010)。若θ0 =240 km s-1,便能合理解释这一看似的倒退转动。

5 BeSSeL计划

仅仅基于18个源的距离及运动信息,我们就得到了许多鼓舞人心的结果,在此基础之上,我们发起了一个更大的计划,the Bar and Spiral Structure Legacy (BeSSeL) Survey, 此计划是VLBA的关键科学工程。BeSSeL(以首次测量恒星视差的天文学家Friedrich Willhelm Bessel的名字命名)计划的目标是在2010-2015年间,测量银河系内400多个大质量恒星形成区的视差与自行。从而给出银河系内大部分大质量恒星形成区的三角视差距离,以及更精确的银河系参数,如银心距R0,本地旋转速度θ0,以及更准确的银河系旋转曲线模型。BeSSe观测的所有脉泽的脉泽斑分布结果将在第一历元观测结果处理完成后在BeSSeL网页上发布。

图2:与图1相同,绿点为所有已得到视差的源,包括一些未发布的,红点为BeSSeL第一年计划观测的源,距离采用运动学距离。

BeSSeL计划第一批目标源为12.2 GHz甲醇和22 GHz水脉泽,一旦VLBA新的接收机安装完毕后,将开展6.7 GHz甲醇脉泽的视差观测(预计在2012年)。在2010年前半年,利用VLA对水脉泽定位,以及利用VLBA对河外背景源的定位的工作已经完成(Immer et al. 2011)。第一批视差观测在2010年3月开始,预计在2011年中期可以得到结果(见图2)。同时,VERA也正在开展银河系内H2O和SiO脉泽的视差观测。若结合南半球澳大利亚的长基线阵ALBA,将可以在整个银河系范围内给出详细的旋臂结构图。具有更好灵敏度和更大视场的SKA,可以用于观测南天的6.7 GHz甲醇脉泽发射线,将甲醇脉泽,射电星和脉冲星的天体测量提高到更高的精度,并我们提供位于南半球的更详尽的旋臂结构图。

延伸阅读

1. Reid 2009年利用18个大质量恒星形成区距离、自行信息通过模型拟合银河系参数R0, θ0.

2. McMillan & Binney 2009年文章,分析银河系参数的误差

3. BeSSeL 主页

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13 Replies to “贝塞尔计划:利用VLBI技术绘制银河系的棒和旋臂结构”

  1. NGC2264

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    写的真漂亮!有个问题,为啥1620MHz的OHmaser受星际散射和电离层的影响大呀?因为频率低?可能会带来多大的误差?对流层对SiO2的影响更不懂了••••

  2. Yuanwei Wu

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    高频信号(如43 GHz SiO)在大气中传播时更易受平流层湍动的影响而改变信号的相位,低频信号在传播时其相位更易受电离层时的影响而改变。干涉仪要得到有用的visibility需要校准后各个台站的信号的相位尽量一致(也及光程差尽量小),相位相差过大信号失去相干性,也就无法探测了。

  3. Song Huang

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    文章写的真的是非常的好,抱歉直到今天才彻底的细读了一下,果然这种对自己了解的工作的详尽介绍不是我那种临时抱佛脚的短文能比的啊,惭愧惭愧

    有两个问题

    1. “也得到了银河系晕内低金属丰度星的倒退-转动的支持(Deason et al. 2010)” 中的文献没有查到,怀疑为这篇:
    http://arxiv.org/pdf/1104.3220v1
    但是没看到相关内容,对这个倒退-转动不甚理解,是不是应该就是Counter-rotation的意思?

    2. 另外,这个项目叫bar and …能不能介绍一下这个工作可以给我们带来什么关于Bar的信息?

    此外,关于VLBA,最近在这边听到了一些不利的消息,大意就是说VLBA的投入和科学产出让很多人不满意,而且工作的科学方向比较窄,可能会反应到经费的支持上,不知道你们有没有什么内部消息没

  4. Yuanwei Wu

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    1.参考文献应该是你说的那篇,不过因为我也没有看过,所以不太清楚,这里我只是按自己的理解将原文逐字翻译了一下。
    2.Bar的信息目前还没有太多,位于Bar内的脉泽的观测还没有结果出来,暂时还无法给出很有价值的信息。
    VLBA经费,我们也是听说,确实是削减了,目前他们正在想通过其他渠道筹集经费(比如除美国外的其他BeSSeL参与方也出点钱?),貌似说过最严重的是,如果筹集不到,可能会关闭。但应该也只是说说,至少在5年之内应该不会关闭,只是可能会让使用该望远镜时间很多的用户提供一些资助。好像虽然VLBA是美国的设备,使用者却有相当一部分都是外国人,加上长基线干涉仪可观测天体较少(主要是脉泽、强的河外射电和射电星),用户比致密阵用户确实少很多。

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