Исследование методики определениясобственных движений звезд относительногалактик на основе фотографическихнаблюдений в Пулкове тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.01 ВАК РФ



Российская Академия наук Р Г б ОД ^лавная астрономическая обсерватория

-9 0!(Т 1335

На правах рукописи

БОБЫЛЕВ Вадим Вадимович

Исследование методики определения собственных движений звезд относительно галактик на основе фотографических наблюдений в Пулкове

Специальность 01.03.01 - Астрометрия и небесная механика

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт Петербург 1995

Работа выполнена в Главной астрономической обсерватории Российской Академии наук (г. Санкт-Петербург).

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук А. А. Киселев. Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Д. Д. Положенцев кандидат физико-математических наук С. П. Рыбка.

Ведущая организация — Санкт-Петербургский Государственный университет.

Защита диссертации состоится " " ^ 1995 г. в

часов на заседании Диссертационного совета К 002.92.01 по присуждению ученой степени кандидата физико-математических наук при Главной астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, д. 65/1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан " ^ СМЩу^^_ 1995 г.

Ученый секретарь

Диссертационного совета К 002.92.01 к.ф.-м.н. / Ю. А. Наговицын

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы. В Главной астрономической обсерватории РАН близится к завершению многолетняя работа по созданию Пулковского фотографического Каталога (ПК) абсолютных собственных движений слабых звезд с привязкой к галактикам. Работа является частью международной кооперативной работы по созданию Каталога Слабых Звезд.

Абсолютные собственные движения звезд являются базой для проведения звездно-статистических исследований. Каталоги собственных движений звезд, создаваемые на основе наземных наблюдений, могут быть отягощены значительными систематическими ошибками. Требуется их тщательное исследование и устранение. Необходимая миллисекундная точность при вычислении астрономических констант, таких как постоянная прецессии земной оси, параметры движения Солнца и т.п., при фотографических наблюдениях достигается либо за счет привлечения огромного числа площадок (Ликская программа), либо путем создания сводного каталога, формируемого из многих независимых каталогов (план А. Н. Дейча). Задача исследования и учета всего спектра систематических ошибок, присущих данному инструменту и данному способу редукции, учет факторов, ранее не принимавшихся во внимание, сохраняет свою актуальность. В настоящее время высокоточные каталоги абсолютных собственных движений звезд особенно актуальны для определения параметров ориентации

космической системы координат, получаемой по программе ШРРЛ11С08, относительно фундаментальной, построенной на базе наземных наблюдений.

Цель и задачи работы. Целью работы является получение реальных оценок точности (как в случайном, так и в систематическом отношении) относительных и абсолютных собственных движений звезд ПК, учитывающих условия наблюдений, число галактик в каждой паре пластинок, особенности переносного движения опорных звезд, уравнение блеска. Исходя из этого, в работе решаются следующие задачи:

1. Вывод средневзвешенных (наилучших в случайном отношении) собственных движений звезд в каждой области ПК. Это требует решения следующих частных задач:

а) Исследование различных опорных систем звезд.

б) Исследование центральных и дифракционных изображений контрольных звезд (КЗ) на пластинках, полученных с использованием дифракционной решетки.

в) Приведение пятиминутных экспозиций к системе опорных звезд с часовой экспозицией.

г) Определение и исключение уравнения блеска.

д) Определение системы весов.

2. Определение наилучшей опорной системы звезд, обеспечивающей наименьшие систематические ошибки при абсолютизации собственных движений звезд относительно галактик. Имеется три способа абсолютизации: косвенный, прямой и способ "галактики-опорные". Формально косвенный способ абсолютизации при числе галактик 1Уда1 < 5 обеспечивает лучшую в случайном отношении точность определения абсолютных собственных движений звезд. Однако, в некоторых областях может сохраняться скрытая ошибка локального переноса опорных звезд, не выявляемая традиционными методами. Эта ошибка может быть обнаружена при сравнении абсолютных собственных движений звезд, полученных двумя способами — косвенным способом и способом "галактики-опорные" (при достаточном для применения способа "галактики-опорные" количестве галактик А!да1 ~ 10). Применение прямого способа абсолютизации дает возможность непосредственного определения параметров локального переноса опорных звезд — ах(9), вх(у) > ')'х(у)- Такой подход также

позволяет выявить локально движения опорных систем звезд относительно галактик. Признаком существования ошибки локального переноса в данной области может служить, во-первых, выполнение следующих неравенств:

\(1 + Ах)-(М1/Ми)х\>3-а»,

\(1+Ву)-(М1/Ми)у\>3-а11,

где Ах, Ву — постоянные пластинки; Л//, Мц — предвычислен-ные значения масштабов учитывающие условия наблюдений соответствующих пластинок. Во-вторых — существование зависимости полученных абсолютных собственных движений звезд от измеренных координат. Это требует решения следующих частных задач:

а) Выявить области ПК, имеющие достаточное количество галактик для применения в них различных способов абсолютизации собственных движений звезд относительно галактик.

б) Обнаружить ошибку локального переноса опорных звезд и устранить ее в тех случаях, когда это возможно.

в) Вычислить ошибки абсолютизации собственных движений звезд при различных способах абсолютизации с использованием различных систем опорных звезд.

3. Создание каталога абсолютных собственных движений звезд, свободных от ошибок локального переноса опорных звезд, его исследование и определение на его основе некоторых кинематических характеристик звезд в Галактике.

Научная новизна работы:

1. В задаче вывода средневзвешенных значений собственных движений звезд предложен метод определения весов различных экспозиций (каталогов) с использованием, в отличие от классического метода Дейча — Перепелкина, только условия вида:

ТП ч

0*1 ,к - М2,к)2)/т = е2 + е2. чк=1 ' Тем самым, предложено решение, исключающее необходимость введения, как в методе Дейча-Перепелкина, дополнительного условия:

т \

- Ц2,к2))/т = £12 -£22, Ь= 1 '

принципиально снижающего к октность метода, особенно, при малом числе звезд. В работе получено решение с использованием предложенного метода при числе экспозиций, равном 5, и числе звезд около 50.

2. Показано, что в отдельных областях ПК ошибка локального переноса опорных звезд может быть существенной и достигать ~ 0.02"/год при при расстоянии звезды от центра пластинки -- Д > 40 мм. Впервые на базе пулковского материала создан каталог абсолютных собственных движений звезд, свободных от ошибок локального переноса опорных звезд.

3. Получены следующие результаты сравнения прямого и косвенного способов абсолютизации собственных движений звезд в 10 избранных областях ПК:

способ абсолютизации ошибка абсолютизации

"Галактики-опорные" ± 0.0030 "/год

Косвенный, зв.оп.-яркие, 13"г.8 ± 0.0039 "/год

Косвенный, зв.оп.-слабые, 15т.7 ± 0.0035 "/год

Т.о., установлено, что в данных областях наименьшую ошибку абсолютизации обеспечивает метод "галактики-опорные". Для трех указанных опорных систем вычислены абсолютные вековые параллаксы звезд.

4. На основе сравнения абсолютных собственных движений звезд каталога АСКЗ и ПК получены следующие поправки постоянной прецессии:

Ак = -0.0037 ± 0.000б"/год, Дп = +0.0040 ± 0.000б"/год.

Практическая ценность.

1. Разработанная методика определения средневзвешенных собственных движений звезд позволяет получить и исследовать случайные ошибки относительных и абсолютных собственных движений звезд с привлечением всего имеющегося в Пулкове материала. Данная методика может быть применена для вывода собственных движений звезд во всех 149 областях ПК.

2. Исследование абсолютных собственных движений звезд, полученных способом "галактики-опорные" в 10 избранных областях, показало, что в отношении ошибки абсолютизации эти собственные движения

получены с наилучшей для ПК точностью, поскольку свободны от систематической ошибки локального переноса опорных звезд.

3. Полученны новые значения поправок постоянной прецессии.

На защиту выносятся:

1. Результаты анализа 149 пар пластинок ПК, снятых с использованием дифракционной решетки. Поправки постоянной прецессии, вычисленные из сравнения собственных движений звезд ПК (полученных по измерениям их дифракционных изображений и поэтому свободных от уравнения блеска) и каталога AGK3.

2. Методика вывода средневзвешенных значений собственных движений звезд в отдельной области ПК в случае использования разнородного наблюдательного материала.

3. Результаты определения точности (в случайном и систематическом отношении) относительных и абсолютных собственных движений звезд в 20 избранных областях ПК.

4. Каталог абсолютных собственных движений 3 852 звезд, полученых методом "галактики- опорные" в 10 избранных областях ПК.

5. Результаты сравнения различных способов абсолютизации.

6. Рекомендации для вывода собственных движений звезд во всех областях ПК.

Апробация работы. Основные результаты диссертации докладывались на заседаниях научных семинаров ГАО РАН, 23-й астрометрической конференции СССР (Ленинград, март 1985 г.), международной конференции ''Structure and évolution of stellar system" (Петрозаводск, август 1995 г.).

Публикации и вклад автора. Основные результаты по теме диссертации опубликованы в работах [1-9]. В работах [2,3,5,9] вклад автора заключался в измерении пластинок, проведении вычислений с использованием разработанного автором пакета программ и обсуждении полученных результатов.

Объем и структура диссертации. Диссертация состоит из введения, 5-и глав, заключения и приложения. Она изложена на 175 страницах (без приложения), включает 26 рисунков и 43 таблицы. Список литературы содержит 92 наименования. В приложении приводится Каталог абсолютных собственных движений 3 852 звезд, полученых методом "галактики-опорные" в 10 избранных областях ПК.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

ВО ВВЕДЕНИИ излагается проблема и формулируются задачи исследования.

ПЕРВАЯ ГЛАВА носит вводный характер и содержит краткую историю фотографических наблюдений пластинок в Пулкове, предназначенных для определения абсолютных собственных движений звезд относительно галактик. Даны основные формулы редукции. Проведен обзор литературы по определению ошибок собственных движений звезд фотографическим способом с использованием пулковского нормального астрографа = 3.5 м, И = 33 см).

ВО ВТОРОЙ ГЛАВЕ проводится анализ используемых опорных систем звезд, рассматриваются методы обнаружения и устранения систематической ошибки локального переноса опорных звезд в собственных движениях определяемых звезд.

По большому количеству областей ПК проведен сравнительный анализ ошибок единицы веса ах, ау, вычисленных при определении постоянных пластинки по каждой системе опорных звезд. Средние ошибки единицы веса ах пятиминутных экспозиций ярких опорных звезд являются наибольшими и составляют

ох = ±0.0192"/год, ау = ±0.0174"/ год.

При этом аналогичные величины для часовых экспозиций, полученных в системе ярких опорных звезд, системе ярких опорных звезд с дифракционной решеткой и системе слабых опорных звезд, практически совпадают: <7х(у) — ±0.0170"/год. Установлено, что сравнительно большая величина ошибок единицы веса пятиминутных экспозиций определяется как длительностью экспозиций, различиями в спектральных характеристиках применяемых фотоэмульсий, так и различиями в спектральных характеристик опорных звезд. Поэтому введение системы весов при определении собственных движений обязательно.

С целью обнаружения рефракционных аномалий в пластинках ПК и влияния локальных движений опорных звезд на собственные движения определяемых звезд ПК, проведено сопоставление реальных масштабов с предвычисленными. Реальные изменения масштабов вычисляются через постоянные пластинки (АХ,ВУ). Предвычисленные масштабы (М/, Л///)х(у) для соответствующей эпохи наблюдения пластинки вычи-

сляются по следующим формула.

Л/, - Л/о (Г) • (1 4 0(7\Я,О ■ (1 + /с,2)) Му = Ма(Т) • (1 + (3(Т,В,0 ■ (1 + Ь2))

где М0 — масштаб телескопа в оптическом центре пластинки, к\, к-2 координаты зенита, определяемые из параллактического треугольника, одна из вершин которого находится в оптическом центре пластики, Т — температура, В давление, коэффициент рефракции:

/3(Т,В,О = /?< • (Я/760) ■ (273/(273+ Г)).

Суть данного метода заключается в поиске пар пластинок, разности масштабов которых удовлетворяют следующим неравенствам:

|(ДМ)Х| = |(1 +АХ) - (Л///Л///),! >1-10 |(ДЛ/)У| = |(1 + Ву) — (Л1[/Л1ц)у\ >1-10

Т. к. рефракционные факторы действуют одинаковым образом как на яркие, так и на слабые звезды, то при вычислении средних величин (ДМ)Т и (ДМ)у из четырех значений соответствующих разностей масштабов, мы в достаточной степени освобождаемся от влияния рефракционных факторов. В работе составлен список из 40 областей ПК, в которых вероятно проявление ошибок локального переноса опорных звезд.

Для определения уравнения блеска (УБ) в собственных движениях звезд рассматриваются три известных метода:

1. метод, основанный на сравнении средних собственных движений звезд со статистическими параллаксами,

2. метод Н. В. Харченко, основанный на использовании данных анализируемого каталога и

3. метод, основанный на анализе взаимных разностей собственных движений, полученных по центральным изображениям ярких звезд и по изображениям их дифракционных спутников первого порядка.

Последний метод применим только для пластинок, снятых с использованием дифракционной решетки. В Пулкове проведено определение звездных величин на измерительном комплексе ЛЗСОШБ. Были использованы

пластинки с решеткой. Привязка . и . ществлена к звездам АСКЗ. Точность определения звездных величин составляет ±0.3 зв. величин. В работе были определены коэффициенты ¡7 уравнения блеска на единичном интервале звездных величин. Установлено, что метод Н. В. Харченко позволяет получить коэффициенты £/ с наименьшими ошибками. Определение УБ методом Н. В. Харченко по одной паре пластинок ПК дает V < 0.0015"/год на ед. инт. зв. вел. Коэффициенты УБ, полученные из анализа собственных движений звезд, вычисленных по трем парам пластинок, составляют II < 0.001"/год на ед. инт. зв. вел. Это свидетельствует о том, что уравнение блеска в пластинках ПК достаточно мало и его можно не учитывать.

В ТРЕТЬЕЙ ГЛАВЕ проводится анализ собственных движений ярких контрольных звезд, полученных по пластинкам с дифракционной решеткой. Исследуются поправки абсолютизации, получаемые по галактикам на пластинках с решеткой.

В результате анализа 149 пар пластинок с решеткой:

1. подтверждено, что собственные движения контрольных звезд, выведенные из измерений дифракционных спутников этих звезд, имеют меньшие случайные ошибки, чем выведенные из измерений центральных изображений,

2. установлено, что применение дифракционной решетки не оказывает значительного систематического влияния на качество изображений опорных ярких звезд,

3. установлено, что у ярких звезд на пластинках с решеткой в целом уравнение блеска отсутствует,

4. выведены "окончательные'' поправки абсолютизации по трем парам пластинок в каждой области для собственных движений звезд, вычисленных в системе ярких опорных звезд,

5. определены следующие значения поправок постоянной прецессии:

Ак = -0.0037 ± 0.0006"/год, Д п = +0.0040 ± 0.0006"/год.

ЧЕТВЕРТАЯ ГЛАВА посвящена проблеме создания "сводного" каталога собственных движений звезд в каждой площадке ПК с целью наиболее полного использования имеющегося в Пулкове наблюдательного материала. Для каждой из областей ПК имеются пять экспозиций на трех парах пластинок, причем одна из пар получена с применением дифракционной решетки. В итоге имеются три часовые и две пятиминутные

экспозиции. Во всех пяти экспозициях общими объектами являются: КЗ, опорные яркие звезды, звезды с крупными 0.05"/год) собственными движениями и часть определяемых ярких звезд.

Среднее собственное движение каждой звезды вычисляется как средневзвешенное собственное движение из имеющихся п экспозиций:

Здесь — вес г-той экспозиции по соответствующей координате. Ошибка собственного движения звезды вычисляется как ошибка средневзвешенного собственного движения:

Веса определяются из анализа взаимных разностей собственных движений т опорных звезд, общих для всех экспозиций. В классическом методе Дейча-Перепелкина при п = 2 используются два соотношения:

(1) ((11 к - (12к)2 = Е1к2 + £2к2 - 2 ■ £\к -£гк,

(2) (11к2 - (12к2 = к2 - £2 к2 + 2 • ц^гие)к Ц^гие)к ■ £2к,

где (к - 1,... ,т).

Предполагается, что если среди (г^гие)к нет крупных собственных движений, то при суммировании по всем общим для обеих пар пластинок звездам подчеркнутые члены в сумме дадут нуль, т. к. они будут иметь равновероятно разные знаки без преобладания какого-либо из членов по абсолютной величине. Поэтому, обозначая

Е" 1 'Рим

" £?=1 Тг '

Е"=1 Уг(Цг-Ц)2

получаем соотношения:

(3)

Величины средних ошибок С\2 и £2~, и, соответсвенно веса, находятся из совместного решения уравнений (3) и (4).

Поскольку при достаточно большом то сумма членов 2с 1 £2 —>• 0, то в нашем случае, т. е. при тп = 55 можно считать соотношение (3) справедливым. Для справедливости же выражения (4) необходимо, чтобы сумма подчеркнутых членов в (2) стремилась к нулю, что представляется возможным только при достаточно "хорошем" (симметричном) распределении самих собственных движений ^(Ьгие). А поскольку количество звезд в каждой области, как правило, невелико, то такое распределение трудно обеспечить, даже вводя все более жесткие ограничения на /г. Поэтому в нашем случае при п = 5, тп = 55, представляется более корректным использовать только соотношение (3), что и было проделано в работе.

Для использования предложенной методики требуется, чтобы все собственные движения усредняемых звезд были приведены к единой системе. В диссертации показано, что наиболее подходящей является система часовых экспозиций.

В 20 избранных областях ПК (с номерами: 11, 12, 20, 27, 32, 41, 70, 77, 84, 87, 94, 96, 97, 112, 113, 114, 116, 117, 148, 153), со средним числом галактикЛ^а/ ~ 10, при средней разности эпох Дт = 23 года, с использованием предложенной методики получены средневзвешенные собственные движения звезд и их случайные ошибки. Использована система ярких опорных звезд. В Таблице 1 даны средние величины случайных ошибок определения относительных собственных движений звезд в 20 областях ПК, которые вычислены для различных групп звезд в круге радиусом Л = 52.9 мм.

Таблица 1. Случайные ошибки относительных собственных движений звезд (ей)^(у), даны в "/год. II < 52.9 мм. Лг* — количество звезд.

ЗВЕЗДЫ Ыу N.

Все ±0.0051 ±0.0054 2425

Опорные яркие 49 49 1051

Опорные слабые 58 58 338

Контрольные 44 52 324

С крупными ц 61 63 56

В ПЯТОЙ ГЛАВЕ рассматриваются 10 избранных областей (с номерами: 12, 27, 77, 81, 94, 96, 97, 113, 116, 117), в которых оказалось

возможным применение различных способов абсолютизации по галактикам. Рассматриваются три способа абсолютизации собственных движений звезд по галактикам: косвенный, прямой и "галактики-опорные".

a). Косвенный. При определении относительных собственных движений звезд галактики имеют относительные собственные движения {^да{)х(у)- В этом случае поправки абсолютизации, соответственно по координатам хну, определяются как средние по всем галактикам на пластинке, взятые с обратным знаком, и являются постоянными для всех определяемых звезд:

Д^аЬв = -М3а("

b). Прямой. От относительных собственных движений звезд переход к абсолютным осуществляется через параметры абсолютизации, зависящие от локальных движений опорных звезд типа общего расширения или общего их сжатия, т. е. через параметры локального переноса опорных звезд по каждой координате отдельно:

-цдЫ = а ■ X + 0 ■ V + 7,

где X. У измеренные координаты галактик, а, /3, 7 — определяемые параметры абсолютизации (параметры локального переноса). В этом случае поправки абсолютизации являются функциями координат звезд:

АцаЬ, = «■* + /?• У + 7.

Эта зависимость является еще одним критерием выявления ошибки локального переноса опорных звезд и применяется при анализе абсолютных собственных движений звезд в ПК.

c). "Галактики-опорные". В этом методе постоянные пластинки определяются непосредственно по галактикам, которые используются в качестве опорных объектов.

Пулковская программа изначально была ориентирована на применение косвенного способа абсолютизации, поскольку проницающая способность нормального астрографа не обеспечивает большого числа изображений галактик на всех пластинках. В среднем на каждой пластинке имеется 3-4 изображения галактик при часовых экспозициях. Попытки применения способа "галактики-опорные" были сделаны Н. В. Фатчихиным в 1954 и 1960 годах с целью решения вопроса о выборе способа абсолютизации для Пулковской Программы. Им было установлено, что косвенный способ абсолютизации является более предпочтительным по сравнению с

прямым. Основное внимание им было уделено сравнительной оценке косвенного метода и метода "галактики-опорные" в случайном отношении. Эта оценка целиком определяется ошибками измерения галактик и их числом. В 1971 году в Ликской обсерватории методом "галактики-опорные" был получен каталог абсолютных собственных движений звезд. Среднее число галактик на ликских пластинках состаляло ~ 60. Однако, окончательная версия ликского каталога была выполнена косвенным способом. В 1975 году А. А. Киселевым и Л. И. Ягудиным была осуществлена пробная обработка нескольких пар пластинок ПК. Абсолютные собственные движения звезд были получены тремя способам!: абсолютизации и был поставлен вопрос о существовании ошибки переноса. Классический взгляд на этот вопрос основывался на оценках средних значений дисперсии собственных движений опорных звезд, т. е. на оценках космической ошибки опорных звезд. А. А. Киселевым был проведен теоретический анализ ошибки локального переноса, показана связь этой ошибки с моделью редукции, а также то, что космическая ошибка является только частью ошибки локального переноса опорных звезд. С учетом предложенной А. А. Киселевым модели, в работе А. И. Яценко рассмотрено влияние космической ошибки на определение собственных движений звезд с использованием астрографа ГАО АН УССР и показано, что влияние космической ошибки может оказаться значительным. Подчеркнуто, что систематический характер эта ошибка имеет в тех областях, где имеется сжатие, расширение или вращение системы опорных звезд.

В данной главе решается задача практического выявления, анализа и устранения ошибки локального переноса опорных звезд в собственных движениях звезд ПК.

Установлено, что случайные ошибки абсолютных собственных движений звезд в данных 10 областях, полученные как косвенным способом абсолютизации, так и способом "галактики-опорные", в среднем равны и составляют ±0.0066"/год для ярких звезд. Средние значения дисперсий разностей абсолютных собственных движений, вычисленные при сравнении с каталогом РРМ, составляют в обоих случаях:

(о^х + Оцу)/2 = ±0.0088"/год.

С учетом того, что поправки абсолютизации, полученные по галактикам в случае косвенного способа, являются функциями координат звезд, в работе проведен анализ разностей собственных движений звезд вида РРМ — ПК. В отдельных областях ПК (например, области 27, 32, 77, 84, 96,

97, 113) указанные разности оказываются значительными ~ ±0.02"/год при Я > 40 мм и являются наибольшими в областях 96 и 97. В том случае, когда в разностях участвуют собственные движения звезд ПК, вычисленные методом "галактики-опорные", зависимость разностей от координат звезд не наблюдается. Неустраненную ошибку локального переноса опорных звезд автору удалось обнаружить также и в собственных движениях звезд в области 96 каталога Н. В. Фатчихина (1974 г.).

Вычислены ошибки абсолютизации по собственным движениям звезд в 10 избранных областях ПК, определенных с использованием прямого и косвенного способов.

На базе указанных 10 избранных областей проведены вычисления абсолютных вековых параллаксов звезд. Вычисленные величины хорошо согласуются с полученными другими авторами (Дейч, Фатчихин, Хар-ченко).

Таким образом, в работе показано преимущество (в систематическом отношении) применения способа "галактики-опорные" в избранных 10 областях ПК, при котором абсолютные движения звезд оказываются свободными от ошибки локального переноса опорных звезд. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В работе получены следующие основные результаты:

1. Проведен анализ всех пар пластинок ПК, снятых с использованием дифракционной решетки. В итоге:

а) подтверждено, что собственные движения контрольных звезд, выведенные из измерений дифракционных изображений спутников зтих звезд, имеют меньшие случайные ошибки, чем выведенные из измерений центральных изображений,

б) установлено, что применение дифракционной решетки не оказывает значительного влияния на качество изображений опорных ярких звезд,

в) установлено, что у ярких звезд на пластинках с дифракционной решеткой в целом уравнение блеска отсутствует.

2. Проведен анализ поправок абсолютизации по галактикам. Выведены поправки абсолютизации с использованием трех пар пластинок в каждой области. Из сравнения собственных движений звезд каталога АСКЗ и ПК, вычисленных по 149 пластинкам с решеткой, получены следующие значения поправок постоянной прецессии:

А к = -0.0037 ± 0.0006"/Г°Д > Д п = +0.0040 ± 0.000б"/год.

3. Разработана методика создаии» "сводного" каталога собственных движений звезд в отдельной области. Используются три пары пластинок для каждой области. Это позволяет вывести средевзвешен-ные собственные движения и вычислить случайные ошибки из 5 независимых экспозиций (в основном для КЗ и ярких опорных звезд).

4. Проведен анализ случайных ошибок собственных движений звезд в 20 областях ПК с большим числом галактик. Получены следующие оценки средних случайных ошибок определения собственных движений звезд в ПК:

а) Средняя ошибка одного относительного собственного движения опорной яркой звезды по одной паре пластинок равна ±0.0110"/год.

б) Средняя случайная ошибка относительного собственного движения звезды составляет ±0.0055"/год, при п = 5.

в) Ошибка абсолютизации по галактикам при косвенном способе абсолютизации составляет ±0.0039"/год.

г) Средняя случайная ошибка абсолютного собственного движения звезды составляет: ±0.0066"/год для ярких звезд, ±0.0093"/год для слабых звезд.

5. Проведено исследование систематических ошибок собственных движений звезд ПК.

а) Ошибки УБ в отдельных областях малы, {/ < 0.001"/год на ед. инт. зв. вел.

б) Показано, что в отдельных областях (области 32, 96, 97 и др.) при определении относительных собственных движений звезд ошибка локального переноса ярких опорных звезд оказывается значительной ~ 0.02"/год при И ~ 40 мм, и не учитывается при косвенном способе абсолютизации.

6. Получен каталог абсолютных собственных движений 3 852 звезд методом "галактики-опорные".

7. Проведено сравнение различных способов абсолютизации. На базе 10 избранных областей получены ошибки абсолютизации прямого и косвенного способов абсолютизации:

способ абсолютизации ошибка абсолютизации

"Галактики-опорные" ± 0.0030 "/год

Косвенный, зв.оп.-яркие, 13тЯ ± 0.0039 "/год

Косвенный, зв.оп.-слабые, 15"х.7 ± 0.0035 "/год

Проведен анализ абсолютных вековых параллаксов звезд, вычисленных по собственным движениям звезд, полученным в различных опорных системах.

8. В 10 избранных областях ПК с числом галактик порядка 10 в каждой из трех пар пластинок наилучшим в систематическом отношении является метод "галактики-опорные".

Для вывода собственных движений звезд во всем ПК рекомендуется использовать систему слабых опорных звезд при применении косвенного способа абсолютизации как наилучшую в систематическом отношении, поскольку не имеется достаточного числа галактик для применения способа "галактики-опорные".

В ПРИЛОЖЕНИИ приводятся:

1. Характеристики пластинок и условия наблюдений.

2. Невязки собственных движений галактик, полученные в каждой паре пластинок при вычислении абсолютных собственных движений звезд методом "галактики-опорные" относительно 166 галактик в 10 избранных областях.

3. Каталог абсолютных собственных движений звезд, полученных методом "галактики-опорные", в 10 избранных областях ПК.

Автор благодарен всем наблюдателям и измерителям пластинок ПК, благодарен А. А. Киселеву и Н. М. Бронниковой за обсуждение результатов работы.

Публикации по теме диссертации

1. Бобылев В. В., 1986. Перевычисление уравнения блеска ярких звезд и поправок прецессии Ньюкомба по каталогу Н. В. Фатчихина абсолютных собственных движений 14600 звезд. — Астрон. журн., 63, № 3, с. 584-588.

2. Бобылев В. В., Бронникова Н. М., Дейч А. Н., Кумкова И. И., Лав-довский В. В., Орлова О. Н., Шахт Н. А., Фатчихин Н. В., 1987. Разности вековых параллаксов опорных звезд 13.8-15.7 звездной величины в зависимости от галактической широты. — Сб. "Современная астрометрия" (23-я астрометр. конф. СССР), Л., с. 212-214.

3. Бобылев В. В., Бронникова Н. М., Шахт Н. А., Усович С. А., 1995, Фотографические величины звезд в площадках с галактиками. — Изв. ГАО в Пулкове, № 210.

4. Бобылев В. В., 1995. Об уравнении блеска в собственных движениях звезд в площадках с галактиками Пулковского плана. — Изв. ГАО в Пулкове, № 210.

5. Бобылев В. В., Бронникова Н. М., Шахт Н. А., 1995. Определение вековых параллаксов слабых звезд в площадках с галактиками. — Astron. & Astroph. Тт., v.s, v4.

6. Бобылев В. В., 1995. Каталог абсолютных собственных движений относительно галактик в 10 избранных площадках неба. — ГАО РАН СПб, 190 с. (Рукопись дсп. в ВИНИТИ, № - Деп.)2<?г? -&1Г,

7. Бобылев В. В., 1995. Исследование Пулковского каталога собственных движений звезд относительно галактик в 10 избранных площадках неба. — Препринт ИТА РАН № 48, С.-Петербург, 51 с.

8. Бобылев В. В., 1995. Ошибки абсолютизации при определении фотографических собственных движений звезд с использованием галактик. — Препринт ИТА РАН № 49, С.-Петербург, 10 с.

9. Kiselev A. A. and Bobylev V. V., 1995. Investigation of systematic reduction errors in determination of photographic proper motions of stars with reference to galaxies in Pulkovo plan. — Abstracts of the International Conference /Structure and Evolution of Stellar Systems. — Petrozavodsk, August 13-17, 1995.