Кинематический анализ местной системы звезд

Бобылев, Вадим Вадимович

Кинематический анализ местной системы звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.01 ВАК РФ

Бобылев, Вадим Вадимович АВТОР

доктора физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Санкт-Петербург МЕСТО ЗАЩИТЫ

2004 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.01 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Кинематический анализ местной системы звезд»

Автореферат диссертации на тему "Кинематический анализ местной системы звезд"

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи УДК: 524.3-325.2

БОБЫЛЕВ Вадим Вадимович /у

КИНЕМАТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ МЕСТНОЙ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД

Специальность 01.03.01 — Астрометрия и небесная механика

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Санкт-Петербург 2004

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

Научный консультант:

доктор физ.-мат. наук, профессор Киселев Алексей Алексеевич

Официальные оппоненты:

член корреспондент РАН, доктор физико-математических наук Абалакин Виктор Кузьмич

доктор физико-математических наук, профессор Расторгуев Алексей Сергеевич

доктор физико-математических наук, профессор Кислюк Виталий Степанович

Ведущая организация: НИАИ им. В.В.Соболева СПбГУ

Защита состоится 16 декабря 2004 года в 11 час. 30 мин. на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 по присуждению ученой степени доктора физико-математических наук в Главной астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, д.65/1.

Отзывы на диссертацию направлять в адрес диссертационного совета. С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан

года.

Ученый секретарь диссертационного совета к. физ.-мат. наук

Е. В. Милецкий

s&H

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы

Появление в последнее десятилетие высокоточных астрономических данных для огромного количества звезд (ffipparcos, 2MASS, ROSAT и др.) вызвало новый подъем интереса к изучению строения и кинематики Местной системы звезд (МСЗ), околосолнечной окрестности и Галактики в целом. Эта проблематика занимает видное место в современных астрономических исследованиях. Предложено множество подходов для выявления кинематических и структурных особенностей МСЗ, наиболее интересным структурным образованием которой является пояс Гульда. Для описания различных этапов развития МСЗ создано несколько эволюционных моделей. Но единого понимания во многих вопросах еще не достигнуто. Поэтому, несмотря на большой прогресс, проблема далеко не исчерпана. Проведение исследований с применением новых независимых подходов и методов, а также привлечение новых независимых данных остается актуальным для дальнейшего уточнения кинематических параметров и выявления новых кинематических эффектов с целью более глубокого понимания происхождения и эволюции структуры Галактики.

Большой фрагмент диссертационной работы, связанный с анализом галактического вращения и кинематики МСЗ, посвящен завершению плана Дейча по составлению пулковского каталога собственных движений звезд с привязкой к галактикам (каталог PUL2). Поэтому актуальность диссертационной работы в большой степени связана с созданием каталога PUL2 и применением его для решения целого ряда звездно-астрономических задач. Одной из фундаментальных проблем астрометрии является построение и поддержка инерциальной системы координат. Пулковский каталог PUL2 является уникальным источником для решения задачи независимого контроля инерциальности системы астрономических координат ICRS, принятой в настоящее время в качестве стандартной. Абсолютные собственные движения звезд, свободные от прецессионного движения земной оси, применяются для контроля принятого значения постоянной прецессии и

являются основой для выполнения кинематических исследований.

Актуальность перечисленных проблем позволяет сформулировать цели и задачи диссертационной работы.

Цели и задачи работы

Целью работы является изучение вращения Галактики и структуры Местной системы звезд на основе различных кинематических моделей с использованием как собственных движений, так и пространственных скоростей большого числа звезд.

Исходя из этого, в работе решаются следующие задачи:

1. Вывод собственных движений звезд каталога PUL2 на основе методики, предложенной автором, которая в полной мере использует весь имеющийся в Пулкове обширный наблюдательный материал.

2. Сравнение собственных движений звезд каталогов PUL2, РРМ (Рёзер, Бастиан, 1993), Hipparcos (ESA, 1997) и TRC (Кузьмин и др., 1999; Хег и др., 1997).

3. Контроль инерциальности системы ICRS.

4. Определение кинематических параметров галактического вращения и структурных составляющих МСЗ на основе различных кинематических моделей с использованием как собственных движений звезд, параллаксов и фотометрических данных PUL2, Hipparcos, TRC и других каталогов системы ICRS, так и лучевых скоростей звезд.

Научная новизна работы

1. Создан пулковский каталог PUL2 абсолютных собственных движений 59 766 звезд, являющийся частью реализации плана Дейча. Исследованы случайные и систематические ошибки. Уникальность каталога PUL2 заключается в том, что полученные собственные движения звезд практически свободны от уравнения блеска, что является важным для решения задачи контроля инерциальности системы ICRS.

2. Из сравнения каталогов РРМ и PUL2 найдена значимая поправка постоянной MAC (1976) лунно-солнечной прецессии в долготе: Дpi =

мед/год (миллисекунды дуги в год).

3. В рамках задачи по контролю инерциальности системы ICRS определен вектор остаточного вращения системы каталога Hipparcos относительно системы, задаваемой каталогом PUL2 (компоненты экваториальные, даны в мед/год): (шх,шу, шг) = (-0.98 ± 0.47, -0.03 ± 0.38, -1.66 ± 0.42).

4. Осуществлен контроль инерциальности системы ICRS. На основе применения двух различных методов, кинематического и астрометриче-

ского, показано, что имеется небольшое, но значимо отличающееся от нуля остаточное вращение системы ICRS относительно инерциальной системы координат. Компонента тензора вращения вокруг галактической оси у составляет: Му = —0.36 ± 0.09 мед/год (кинематический метод). Угловая скорость вращения вокруг экваториальной оси г составляет: шг = —0.33 ± 0.09 мед/год (астрометрический метод).

5. В рамках модели Огородникова-Милна, с использованием собственных движений 31 452 слабых звезд 13.0-15.5т каталога PUL2, определены следующие параметры галактического вращения (постоянные Оорта): А = 12.89 ± 1.28 км/с/кпк и В = -12.37 ± 1.09 км/с/клк.

6. Нелинейные формулы Боттлингера модифицированы для случая анализа кинематических эффектов вращения и расширения/сжатия одновременно с определением параметров кинематического центра. С использованием этих формул получена надежная оценка направления на кинематический центр пояса Гульда: 1О = 128°.

— собственного вращения, происходящего в направлении галактического: Wo = -23.1 ± 2.2 км/с/кпк, о/0 = +31.3 ± 6.5 км/с/кпк2;

—расширения: к0 = +14.0 ± 2.2 км/с/кпк, kfa = —27.3 ± 6.5 км/с/кпк2, при координатах кинематического центра 10 = 128° иД0 = 150 пк.

Характерные остаточные скорости звезд на расстоянии от кинематического центра « 300 пк составляют 4 — 6 км/с.

Практическая ценность

Полученный в работе результат индивидуального сравнения каталогов PUL2 и Hipparcos, а именно, вектор (w^^w,) = (—0.98 ± 0.47, —0.03 ± 0.38, —1.66 ± 0.42) мед/год, может быть использован для переопределения вектора остаточного вращения системы ICRS относительно инерциальной системы координат по мере расширения списка данных.

Электронная база измерительных данных, созданная при составлении каталога PUL2, послужила основой для получения нового пулковского каталога положений и собственных движений звезд в системе ICRS (PUL-3, Хруцкая и др., 2003).

Полученный в работе каталог абсолютных собственных движений звезд PUL2 помещен в центр астрономических данных в Страсбурге под номером 1/295.

Для выполнения астрометрических и звездно-астрономических работ каталог PUL2 может найти применение в следующих организациях: ГАО РАН, ГАИШ МГУ, ИПА РАН, НИАИ СПбГУ, ГАО НАНУ и др.

На защиту выносятся:

1. Каталог PUL2, содержащий собственные движения 59 766 звезд в 149 избранных площадках неба, абсолютизированные с использованием галактик.

2. Результаты исследования случайных и систематических ошибок собственных движений звезд каталога PUL2.

3. Поправка постоянной MAC (1976) лунно-солнечной прецессии в долготе, вычисленная из сравнения собственных движений звезд каталогов PUL2 и PPM: Api = -2.8 ± 0.8 мед/год.

4. Параметры галактического вращения — постоянные Оорта, полученные на основе пулковских абсолютных собственных движений 31 452 звезд 13.0-15.5 фотографической величины:

А = 12.89 ± 1.28 км/с/кпк, В = -12.37 ± 1.09 км/с/кпк.

5. Компоненты вектора остаточного вращения системы каталога Hip-parcos относительно системы, задаваемой каталогом PUL2 (компоненты экваториальные, даны в мед/год):

(их,шу,ша) = (-0.98 ±0.47,-0.03 ±0.38,-1.66 ±0.42).

6. Результаты контроля инерциальности системы ICRS, полученные с использованием двух различных методов — кинематического и аст-рометрического, которые показывают, что имеется небольшое, но значимо отличающееся от нуля остаточное вращение системы ICRS относительно инерциальной системы координат. Вращение вокруг галактической оси у, найденное на основе кинематического метода равно Му = —0.36 ± 0.09 мед/год. Вращение вокруг экваториальной оси z (астрометрический метод) составляет

7. Результаты кинематического анализа галактического вращения и структурных составляющих МСЗ, полученные на основе различных кинематических моделей с использованием звезд каталогов Hippar-cos, TRC и PUL2.

8. Параметры собственного (остаточного) вращения ш0 — —23.1 ± 2.2 км/с/кпк, и/а = +31.3 ± 6.5 км/с/кпк2 и расширения ка = +14.0 ± 2.2 км/с/кпк, = —27.3 ± 6.5 км/с/кпк2 пояса Гульда (при

координатах кинематического центра 10 = 128° и До — 150 пк), полученные на основе линейных формул Боттлингера, с использованием пространственных скоростей звезд.

Апробация работы

Основные результаты, полученные в диссертации, докладывались на заседаниях научных семинаров ГАО РАН, НИАИ СПбГУ, С.-Петербургском Астрономическом Семинаре (СПАС), а также на ряде всероссийских и международных конференций:

- Международная конференция "Structure end evolution of stellar systems", Petrazavodsk, Karelia, Russia, August, 1995.

- Всероссийская конференция "Современные проблемы и методы астрометрии и геодинамики", С.-Петербург, ИПА РАН, сентябрь 1996 г.;

- Международная конференция "JOURNEES 1997", Czech Republic, Prague, September, 1997;

. Всероссийская конференция "Компьютерные методы небесной механики - 97", Россия, С.-Петербург, ИТА РАН, ноябрь 1997 г.;

♦ IV съезд Астрономического Общества, Россия, Москва, ГАИШ МГУ, ноябрь 1997 г.;

♦ Российско-Румынский коллоквиум "Обработка и научное использование астрономических данных", и.-Петербург, ГАО РАН, май 1998 г.;

- Международная конференция "JOURNEES 1999", Germany, Dresden, September, 1999;

- IAU Colloquium No 180, "Towards Models and Constants for Sub - Mi-croarcsecond Astrometry", Washington, March, 2000;

- Международная конференция "JENAM-2000", Moscow, Russia, May-June, 2000;

- Всероссийская конференция "Астрометрия, геодинамика и небесная механика на пороге XXI века", Россия, С.-Петербург, ИПА РАН, июнь 2000 г.;

- Международная конференция "Stellar dynamics: from classic to modern", St. Petersburg, Russia, August, 2000;

- Всероссийская астрономическая конференция "ВАК-2001", Россия, С- Петербург, август 2001 г.;

- Международная конференция "AGAVA-2003", St. Petersburg, Russia, August, 2003;

. Международная конференция "JOURNEES 2003", St. Petersburg, Russia, September, 2003;

♦ Всероссийская астрономическая конференция "BAK-2004", Россия, Москва, июнь, 2004 г.

Публикации и вклад автора

Содержание диссертации отражено в 36 работах, из них 7 написаны с соавторами. В работе Бронниковой, Бобылева и др. (1995) автор принял участие в измерении пластинок нормального астрографа; в работе Бобылева и др. (1996) автору принадлежат постановка задачи и проведение вычислений; в работах Бобылева, Киселева (1997; 1998) автор участвовал в постановке задачи и выполнил все вычисления; в работе Бобылева и др. (2000) вклад автора заключается в работе с электронной базой данных каталога PUL2; в работе Бобылева и др. (2003) автор участвовал в постановке задачи и формулировке научных результатов, автором выполнены вычисления на основе модели Огородникова-Милна с использованием пространственных скоростей звезд; в работе Бобылева и др. (2004) автор участвовал в проведении наблюдений, измерениях пластинок нормального астрографа, выполнил все вычисления по выводу собственных движений звезд каталога PUL2 в соответствии с предложенной им методикой.

Основные результаты диссертационной работы опубликованы в рецензируемых изданиях, рекомендованных ВАК РФ.

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения, 7-и глав, заключения, списка цитируемой литературы и приложения. Она изложена на 272 страницах, включает 103 рисунка и 35 таблиц. Список литературы содержит 244 наименования. В приложении приводятся список редукций, а также характеристики наблюдательного материала каталога PUL2.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

1. Бобылев В. В., 1986, Перевычисление уравнения блеска ярких звезд и поправок прецессии Ныокомба по каталогу Н.В.Фатчихина абсолютных собственных движений 14 600 звезд. - Астрой, журн., т. 63, с. 584-588.

2. Бронникова Н. М., Бобылев В. В., Шахт Н. А., Усович С. А., 1995, О точности определения фотографических величин звезд в площадках с галактиками. - Изв. ГАО, №210, С.-Петербург, с. 250-257.

3. Бобылев В. В., 1995а, Каталог абсолютных собственных движений звезд относительно галактик в 10 избранных площадках неба. - ГАО РАН СПб, 190 с (ВИНИТИ, №2027-В95).

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

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

6. Бобылев В. В., Бронникова Н. М., Киселев А. А., Шахт Н. А., 1996, Пулковская программа определения собственных движений звезд относительно галактик. Часть 1: Апекс Солнца, параметры вращения Галактики. -Тр. коиф. "Современные проблемы и методы астрометрии и геодинамики", С.-Петербург, ИЛА РАН, 23-27 сентября 1996 г., с. 105-111.

7. Бобылев В. В., 1996а, Пулковская программа определения собственных движений звезд относительно галактик. Часть 2: Анализ остаточных скоростей звезд. - Тр. конф. "Современные проблемы и методы астрометрии и геодинамики", С.-Петербург, ИЛА РАН, 23-27 сентября 1996 г., с. 112-117.

8. Бобылев В. В., 1996b, Об уравнении блеска в собственных движениях звезд в площадках с галактиками Пулковского плана. - Изв. ГАО, № 210, С.Петербург, с. 243-249.

9. Бобылев В. В., 1996с, Поправки постоянной прецессии, полученные из сравнения пулковских собственных движений звезд с каталогом РРМ. - Изв. ГАО, №210, С.-Петербург, с. 160-164.

10. Бобылев В. В., Киселев А. А., 1997, Исследование систематических ошибок редукции при определении фотографических собственных движений звезд с привязкой к галактикам в Пулкове. - Тр. конф. "Структура и эволюция звездных систем", Петрозаводск, 13-17 августа 1995 г., с. 199-204.

11. Бобылев (Bobylev V. V.) 1997а, Corrections to the new precession constant obtained from comparison of Pulkovo absolute proper motions with PPM. - Proc. of Conf. "JOURNEES 1997", Ed. J. Vondrak and N. Capitaine, (Observatoire de Paris, 1997), p. 91-94.

12. Бобылев В. В., 1997b, Модель Огородникова-Милна: тест на инерци-альность системы Пулковских абсолютных собственных движений звезд. - Тез. докл. конф. "Компьютерные методы небесной механики-97", С.Петербург, ИТА РАН, 18-21 ноября 1997 г., с. 40-41.

13. Бобылев В. В., 1998, Сравнение Пулковских абсолютных собственных движений звезд с каталогом Hipparcos. - Тр. IV съезда Астрон. Общества, 19-29 ноября 1997 г., Москва, ГАИШ МГУ, с. 66-72.

14. Бобылев В. В., Киселев А. А., 1998, Исследование системы собственных движений звезд каталога Hipparcos на основе модели Огородникова-Мшша.

- Изв. ГАО, №213, С.-Петербург, с. 279-284.

15. Бобылев (Bobylev V. V.) 1999а, How inertia! is the Hipparcos Catalogue? -Proc. of Conf. «JOURNEES1999", Ed. M. Soffel and N. Capitaine (Observatoire de Paris, 1999), p. 11-13.

16. Бобылев (Bobylev V. V.) 1999b, Comparison of Pulkovo star proper motion catalogue with the Tycho Reference Cataloque. - Proc. of Conf. "JOURNEES 1999", Ed. M. Soffel and N. Capitaine (Observatoire de Paris, 1999), p. 52.

17. Бобылев В. В., 2000а, Сравнение собственных движений звезд каталогов PUL2 и TRC. - Изв. ГАО, №214, С.-Петербург, с. 286-293.

18. Бобылев и др., (Kumkova I., Bobylev V., Bronnikova N.) 2000, Densification of ICRS in the Optical by use of Old Pulkovo Observation Sets. - Proc. of IAU Colloquium 180, "Towards Models and Constants for Sub-Microarcsecond Astrometry", Washington, D. C, 27-30 March, 2000, p.61-68.

19. Бобылев В. В., 2000b, Анализ кинематики центроидов на основе каталога Hipparcos. - Изв. ГАО, №214, с. 209-226.

20. Бобылев В. В., 2000с, Анализ кинематики центроидов на основе каталога PUL2. - Изв. ГАО, №214, С.-Петербург, с. 275-285.

21. Бобылев В. В., 2000d, Определение эллипсоида Шварцшильда на основе каталога Hipparcos. - Изв. ГАО, №214, с. 294-301.

22. Бобылев В. В., 2000е, Эволюция оси вращения Местной системы звезд по данным каталога Hipparcos. - Тез. докл. конф. "Астрометрия, геодинамика и небесная механика на пороге XXI века", С.-Петербург, ИПА РАН, 19-23 июня 2000 г., с. 175-176.

23. Бобылев (Bobylev V. V.) 2001, Application of Ogorodnikov-Milne Model to Investigation of the Local Stellar System Kinematics. - In: "Stellar dynamics: from classic to modern", Ed. L.P.Ossipkov and I.I.Nikiforov, (St.-Petersburg, 2001), p. 32-35.

24. Бобылев В. В., 2002а, Определение постоянных Оорта на основе собственных движений слабых звезд пулковских каталогов PUL2 и VI. — Изв. ГАО, №216, С.-Петербург, с. 57-64.

25. Бобылев В. В., 2002b, Контроль инерциальности системы ICRS на основе каталогов TRC и Hipparcos. - Изв. ГАО, №216, с. 38-44.

26. Бобылев В. В., 2002с, Определение кривей вращения звезд Пояса Гульда.

- Изв. ГАО, №216, с. 45-56.

27. Бобылев В. В., 2002d, Кинематика звезд Пояса Гульда, Часть I: Кинематические модели. - Изв. ГАО, №216, с. 9-21.

28. Бобылев В. В., 2002е, Кинематика звезд Пояса Гульда, Часть II: Практические результаты. - Изв. ГАО, №216, с. 22-37.

29. Бобылев В. В., Витязев В. В., Гончаров Г. А., 2003, Кинематический анализ визуально-двойных звезд. - Вестник СПбГУ, серия 1, вып. 4, №25, с. 111— 118.

30. Bobylev V. V., 2004а, Negative K-effect in motion of the Gould Belt stars. -ASP Conf. Series, v. 316, p. 224-229.

31. Bobylev V. V., 2004b, Kinematical test of ICRS mertiality. - Proc. of Conf. "JOURNEES 2003", Ed. A. Finkelstein and N. Capitaine (IAA RAS, St.-Petersburg, 2004), p. 73-74.

32. Бобылев В. В., 2004с, Определение кривой вращения звезд пояса Гульда на основе формул Боттлингера. — Письма в Астрон. журн., т. 30, № 3, с. 185-195.

33. Бобылев В. В., 2004d, Кинематический контроль инерциальности каталогов системы ICRS. - Письма в Астрон. журн., т. 30, №4, с. 289-296.

34. Бобылев В. В., Бронникова Н. М., Шахт Н. А., 2004, Собственные движения 59 766 звезд, абсолютизированные с использованием галактик, в 149 избранных площадках неба (PUL2). - Письма в Астрон. журн., т. 30, №7, с. 519-529.

35. Бобылев В. В., 2004е, Кинематические особенности звезд пояса Гульда. -Письма в Астрон. журн., т. 30, №11, с. 861-873.

36. Бобылев В. В., 2004f, Астрометрический контроль инерциальности каталога Hipparcos. - Письма в Астрон. журн., т. 30, № 12.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

В ПЕРВОЙ ГЛАВЕ изложено состояние вопроса и сформулированы задачи исследования.

Пояс Гульда (время жизни = 60 • 106 лет, масса = 2 • 106М©) является одним из галактических гигантских звездно-газовых комплексов (Ефремов, 1998), в которых происходит процесс звездообразования. Величины кинематических параметров галактического вращения, определяемые по звездам спектральных классов О и В, принадлежащим поясу Гульда, заметно отличаются от стандартных (Торра и др., 2000; Линдблад 2000). Пояс Гульда является частью более старой и более массивной (= 2 • 107М©) структуры, которая носит название Местной системы звезд или Местного рукава (Рукав Ориона). Радиус МСЗ составляет около 500 пк, центр ее находится на расстоянии от Солнца около 100 пк. В МСЗ, кроме пояса

Гульда, выделяют также пояс Вокулера-Долидзе и Вертикальный (Шацо-ва, Анисимова, 2003).

Согласно теории Олано (2001), МСЗ является долгоживущей гравитационно-связанной системой, центр масс которой в течение сотен миллионов лет совершает лишь небольшое остаточное движение относительно местного стандарта покоя. Согласно этой же теории, МСЗ имеет собственное вращение, совпадающее по направлению с общим галактическим вращением.

Однако, имеются теории, например, основанные на особенностях строения Галактики (бароподобная структура около центра, Мюльбауэр, Денен, 2003), и на близости Солнца к кругу коротации (Фридман и др., 1996), согласно которым в околосолнечной окрестности распределение остаточных скоростей может быть таким, что остаточное вращение звезд будет происходить в сторону, обратную галактическому (подобно антициклону).

В диссертации ставится задача дальнейшего изучения кинематики МСЗ с применением различных подходов и методов на основе имеющегося обширного наблюдательного материала (Hipparcos, TRC, PUL2 и др.).

Очевидно, поставленная задача не может быть успешно решена без тщательного исследования и исключения систематических ошибок из наблюдательных данных и решения ряда астрометрических задач, например, по контролю инерциальности системы координат.

Одним из способов построения инерциальной системы координат в астрометрии является привязка координат звезд к далеким внегалактическим объектам, служащим реперами. В этом случае предполагается, что направление на выбранные реперы в течение десятилетий остается неизменным.

С 1998 года по решению XXIII Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза (MAC) в качестве стандартной принята система астрономических координат ICRS (International Celestial Reference System).

Реализация системы ICRS базируется на каталоге положений 608 равномерно распределенных по всей небесной сфере внегалактических радиоисточников, наблюденных средствами РСДБ (Ма и др., 1998) в течение 1979-1995 гг. Основными из них являются 212 компактных радиоисточников с наилучшей "наблюдательной историей", которые и определяют систему ICRS.

В оптическом диапазоне первой реализацией системы ICRS явился каталог Hipparcos. На завершающем этапе обработки наблюдений миссии Hipparcos была выполнена привязка промежуточной системы каталога к системе ICRS. Расхождения в ориентации осей двух систем на эпоху J1991.25 не превысили 0.6 мед, а скоростей вращения - 0.25 мед/год.

Актуальной является проблема контроля инерциалыгости системы ICRS с использованием каталогов собственных движений звезд, для решения которой имеется крайне ограниченное количество независимых источников. Ими являются (Ковалевский и др., 1997): фотографические каталоги абсолютных собственных движений звезд, полученные по программам NPM (Lick Northern Proper Motion program), SPM (Yale/San Juan Southern Proper Motion program), обсерваторий Киева, Потсдама, Бонна; программам ЕОР (Earth Orientation Parameters); небольшое количество общих звезд, наблюдаемых средствами РСДБ; несколько общих звезд, включенных в программу наблюдения телескопа HST (Hubble Space Telescope).

Поэтому пулковский каталог PUL2, содержащий абсолютные собственные движения большого числа звезд, является одним из важнейших независимых источников, служащих для решения этой задачи.

ВО ВТОРОЙ ГЛАВЕ выполнен обзор известных кинематических моделей, применяемых для анализа движений звезд в Галактике: статистический метод, модели Оорта-Линдблада, Огородникова-Милна и Боттлин-гера. Для случая, когда собственные движения звезд анализируются на основе линейной модели Огородникова-Милна, показано, что углы отклонения вертекса в двух плоскостях содержат информацию об оси вращения системы звезд. Указанные углы определяются на основе соотношений:

(1)

tan 2bzx = —Czx/Azx,

где Ayzt Azxt CyX и Czx — введенные автором обобщенные постоянные Оорта. Такой подход актуален при изучении кинематических особенностей структур, подобных поясу Гульда.

Рассматриваются модели, основанные на формулах Боттлингера:

4.74 rßi cos b = —(и — ш0)Ио cos {I —10) + ur cos b, (2)

где г = l/тт — расстояние от Солнца до звезды; 7г — параллакс звезды; R — расстояние от звезды до центра вращения Галактики или, в общем случае, центра вращения системы звезд; — расстояние от Солнца до

центравращения; l0 — направление на центр. Здесь компоненты собственного движения звезды eos 6 и цъ выражены в мед/год, лучевая скорость Vr в км/с, 7Г в мед, расстояния R,R0 и г в кпк. Предполагается, что стоящие в левых частях уравнений (2) величины свободны от пекулярного движения Солнца (uq,vq,wq). Используется разложение угловой скорости u>(R) в ряд Тейлора:

(3)

где ш" соответствующие производные угловой скорости вращения по

расстоянию Л, взятые в точке R0. Величину Я определяем из соотношения

В? = (гсоеЬ)2 — 2 До тсозЬсов(1-10) + Rl.

(4)

В классическом случае, в результате разложения Н в ряд по степеням г/До и подстановки в разложение угловой скорости (3), из (2) получается приближение Оорта-Линдблада (Огородников, 1958). Использование параллаксов звезд позволяет величину Я вычислять непосредственно из выражения (4). Получаем уравнения в виде:

В формулах (5) величина К имеет размерность угловой скорости и является, по-существу, коэффициентом радиального расширения/сжатия относительно наблюдателя (Солнце). Формулы (5) могут быть обобщены для определения радиальной скорости Уд. Для этого используем разложение угловой скорости к(Я) в ряд Тейлора (Линдблад, 2000):

(6)

-90°

Рис. 1. Галактические координаты центров площадок каталога PUL2.

где к0,к'0,к" соответствующие производные угловой скорости расширения/сжатия по расстоянию R, взятые в точке Но.

В общем случае центры двух кинематических эффектов: вращения и расширения/сжатия могут быть различными. Наиболее простым является случай единого кинематического центра. Такой подход рассмотрен в главе 6.

ТРЕТЬЯ ГЛАВА посвящена исследованию случайных и систематических ошибок собственных движений звезд каталога PUL2, а также сравнению каталога PUL2 с каталогами PPM, Hipparcos и TRC.

Каталог PUL2 создан в Пулкове фотографическим способом по наблюдениям на нормальном астрографе в соответствии с планом Дейча (1952).

Площадки равномерно покрывают область северного неба (рис. 1)в диапазоне склонений от —5° до +85°. Первые эпохи пластинок сняты с 1937 по 1965 г., вторые - с 1969 по 1986 г. Средняя разность эпох составляет 24 года. Для каждой области имеется не менее трех пар пластинок, одна из которых снята с применением дифракционной решетки. На пластинках с решеткой дифракционные спутники первого порядка ослаблены на 4.т2 по отношению к центральному изображению звезды. Разность центров между парами пластинок в каждой площадке обычно не превышает 10 мм. На каждой пластинке имеются часовые и пятиминутные экспозиции. На каждой паре пластинок измерялись все звезды в круге радиусом 20' при галактических широтах |6| < 40° и в круге радиусом 30' при |Ь| > 40°. Опорные звезды измерялись в круге радиусом ЗС и 40' соответственно.

Рис. 2. Средние случайные ошибки относительных собственных движений звезд каталога РИЬ2 в зависимости от расстояния звезд относительно центра площадки, ¿.

Собственные движения звезд определялись на основе разностей измеренных координат, поэтому в измерительном приборе производилась ориентировка пластинок на эпоху 1950.0 по заранее выбранной паре звезд с точностью ±0.1 мм. Для получения относительных собственных движений звезд применена модель редукции с шестью постоянными. В качестве опорных использованы слабые звезды со средней фотографической величиной Для определения собственных движений звезд применена следующая процедура:

1. В каждой паре пластинок использовано не менее 50 слабых опорных звезд для определения постоянных пластинки:

Да; = ахх + Ьху + сх,

Д у = аух + Ьуу + Су,

где Дх = Х2 — XI, А у — У2 ~У\ — разности измеренных координат (нижние индексы обозначают эпоху наблюдения); а,Ь,с — искомые постоянные пластинки. Относительные собственные движения определяемых звезд находятся по формулам:

р-х - (Дх - (ахх + Ьху + сх))М/Ат,

^ = (Ау - (аух + Ъуу + Су))М/Ат,

где ¡1Х н ¡1у — компоненты вектора собственного движения звезды; М — 59.56 "/мм — масштаб телескопа; Дт — разность эпох; х,у — измеренные координаты звезды; — разности измеренных координат.

2. Собственные движения звезд приведены к системе часовых экспозиций. Для всех экспозиций общими являются яркие опорные звезды (не

^ 25000 |—I-1-г

I 20000 -

со

8 15000 -В

| 10000 -

1 5000 -

15000

8 10 12 14 16

Рис. 3. Количество звезд каталога PUL2 в зависимости от фотографической

менее 50).

3. Относительное собственное движение каждой звезды вычислено как средневзвешенное, как правило, из пяти (максимум 8) независимых экспозиций:

где pi — вес г-той э к с п о з шЦ^фи^л — дисперсия ш-той экспозиции, в мед/год, коэффициент 14 мед/год — наибольшая средняя дисперсия. Веса определялись из анализа взаимных разностей собственных движений общих ярких опорных звезд. Случайная ошибка собственного движения звезды вычислена как ошибка средневзвешенного по формуле:

4. Поправки абсолютизации, вычисленные как средние собственные движения галактик и взятые с обратным знаком, получены для каждой области как средние из двух пар пластинок.

5. В каждой паре пластинок проведен контроль на наличие уравнения блеска. Значительного уравнения блеска в полученных средних величинах собственных движений звезд не обнаружено, поэтому поправки за уравнение блеска не вводились.

Случайные ошибки относительных собственных движений звезд каталога PUL2 вычислены по внутренней сходимости с использованием 18 250

звездной величины.

ЕГ=1 РЛк-Р)2

звезд и в среднем составляют ±5.5 мод/год в цх и ±5.9 мед/год в Цу. Существенный рост случайных ошибок, как можно видеть из рис. 2, имеется вне круга радиусом d = 50 мм (или 5СК) в центре площадки. Вне указанного круга находятся звезды, включенные в программу измерений по причине большого (> 50 мед/год) собственного движения. Показано, что средние случайные ошибки не имеют заметной зависимости от звездной величины.

Для привязки к внегалактической системе координат, в общей сложности, использовано около 700 галактик. Количество хорошо измеримых изображений галактик в каждой паре пластинок сильно различается (от 30 до 1), и в среднем составляет 3 галактики.

Случайные ошибки измерения галактик в 1.5-т2 раза превышают ошибки измерения опорных звезд. В 10 избранных площадках пулковской программы создан каталог абсолютных собственных движений звезд VI (Бобылев, 1995 а). В этом случае в каждой паре пластинок использовано не менее 10 галактик, являющихся опорными объектами. Ошибка абсолютизации в каталоге PUL2 составляет мед/год.

Для большинства звезд каталога PUL2 имеются фотографические звездные величины, которые получены в результате специальных измерений пластинок нормального астрографа с привязкой к звездным величинам каталога РРМ со средней ошибкой ±0.то3. Предельная звездная величина в некоторых областях достигает 17"*. Основную часть каталога составляют слабые звезды (рис. 3).

Сравнение каталога PUL2 с каталогами Hipparcos и TRC показало, что случайные ошибки абсолютных собственных движений звезд каталога PUL2 ярче определенные по внешней сходимости, составляют ±9 мед/год по каждой координате, а случайные ошибки более слабых звезд, которые находятся в круге радиусом мм, составляют

мед/год по каждой координате.

Из сравнения собственных движений 1 540 общих звезд каталогов PPM (J2000.0) и PUL2 вычислена поправка постоянной MAC (1976) лунно-солнечной прецессии в долготе:

Дра = -2.8 ± 0.8 мед/год. (7)

В разностях "PPM-PUL2" в компонентах AfiacosS выявлено заметное уравнение блеска с коэффициентом 0.9±0.2 мед/год на одну звездную величину, которое принадлежит собственным движениям звезд каталога РРМ, что хорошо согласуется с результатом Линдегрена др. (1995). Окончательное значение поправки постоянной прецессии получено из разностей

Рис. 4. Средние остаточные разности собственных движений звезд "TRC PUL2" в зависимости от звездной величины.

компонент Afxs- Как показано Витязевым (1990), такой подход является наиболее строгим при анализе наземных каталогов.

Выполнено сравнение каталога PUL2 с каталогами Hipparcos и TRC, реализующими систему ICRS. Из разностей собственных движений 1 004 звезд вида "PUL2—Hipparcos" определены экваториальные компоненты вектора остаточного вращения системы каталога Hipparcos относительно системы, задаваемой PUL2 (мед/год):

(шх, Шу, о>г) = (-0.98 ± 0.47, -0.03 ± 0.38, -1.66 ± 0.42). (8)

Из разностей собственных движений 3 872 звезд вида "PUL2-TRC" компоненты вектора ш найдены следующими (мед/год):

(9)

Как видно, имеется хорошее согласие результатов (8) и (9), особенно в отношении компоненты которая в обоих случаях значимо отличается от нуля. На рис. 4 показаны средние остаточные разности собственных движений звезд вида "TRC-PUL2" в зависимости от звездной величины.

Рис. 5. Галактические координаты апекса Солнца, вычисленные на основе пулковских абсолютных собственных движений звезд. Символом © отмечен стандартный апекс Солнца (I — 56°, Ъ — +22°). Символом О отмечен апекс Солнца (I ~ 28°, Ъ = +32") относительно местного стандарта покоя (Денен, Бинни, 1998).

Коэффициенты уравнения блеска в абсолютных собственных движениях звезд каталога PUL2 найдены следующими: 0.2±0.1 мед/год на одну звездную величину в ¡ia cos 5 и 0.3 ±0.2 мед/год на одну звездную величину в fis, которые являются достаточно малыми.

ЧЕТВЕРТАЯ ГЛАВА посвящена определению кинематических параметров галактического вращения на основе собственных движений звезд каталогов PUL2, TRC и Hipparcos. Применяется линейная модель Огородникова-Милна в классическом виде, т.е. без непосредственного использования параллаксов звезд.

В первой части главы проведен анализ как поправок абсолютизации, полученных по галактикам (по-существу, представляющих собой групповые скорости слабых звезд), так и абсолютных собственных движений всех индивидуальных звезд каталога PUL2.

На рис. 5 показаны найденные галактические координаты апекса пекулярного движения Солнца. На основе абсолютных собственных движений 31 452 слабых звезд, имеющих фотографические величины в интервале

и среднюю величину из комбинации двух пулковских

каталогов PUL2 и VI, определены средние величины постоянных Оорта:

А = 12.89 ± 1.28 км/с/кпк, В = -12.37 ± 1.09 км/с/кпк. (10)

Показано, что для всех центроидов звезд каталога PUL2, имеющих различные звездные величины, величина Му, описывающая вращение вокруг галактической оси у, является малой. Для интервала величин 11 —17*™, т.е. для наиболее далеких звезд каталога PUL2, найдено:

Му — 0.1 ± 0.2 мед/год. (И)

Это позволяет заключить, что как галактики, использованные для абсолютизации собственных движений звезд каталога PUL2, так и далекие звезды каталога PUL2, не имеют значимого поворота вокруг галактической оси у, влияющего систематическим образом на определение величины Му.

Анализ кинематических параметров модели, а также углов bzx и Ьуг (формулы (1)), показал, что яркие звезды каталога PUL2 имеют ряд кинематических особенностей, связанных с принадлежностью их к Местной системе звезд. При этом, с ростом звездной величины, т.е. с удалением звезд от Солнца, ось вращения системы звезд стремится занять направление, совпадающее с осью вращения Галактики.

Выполнен контроль инерциальности системы ICRS на основе анализа результатов сравнения собственных движений звезд каталога Hipparcos с индивидуальными каталогами, каждый из которых привязан к внегалактическим объектам. Этот метод мы называем астрометрическим.

Имеющиеся к настоящему времени результаты индивидуального сравнения каталогов с Ilipparcos сведены в таблицу 1, в которой дополнительно к данным работы Ковалевского и др. (1997) приведены: результаты Жу (2001), полученные из сравнения каталогов Hipparcos и SPM2 (Платайс и др., 1998); наш результат (8); решение обозначенное VLA+PT, которое получено автором на основе РСДБ-наблюдений радиозвезд из работы Бо-больцаидр. (2003).

Веса для каждого компонента вычислены по формуле еые«2/^2,! = 1,..., 11, где Р — вес, е — случайная ошибка определения соответствующего компонента вектора Компоненты вектора остаточного вращения системы ICRS относительно инерциальной системы координат, полученные астрометрическим методом, таковы (в единицах мед/год):

Ошибка определения вектора ш, или ошибка привязки каталога ffippar-cos к инерциальной системе координат, по трем осям составляет еш — ±0.23 мед/год.

Здесь мы сталкиваемся с проблемой острого дефицита независимых источников (типа перечисленных в таблице 1), необходимых для надежного определения вектора ш. Результаты SPM1 и SPM2 не являются независимыми в строгом смысле (поэтому в таблице даны два решения). Имеются существенные проблемы, связанные с наличием уравнением блеска в собственных движениях звезд программы NPM1.

Показано, что собственные движения звезд каталога Hipparcos, расположенных от Солнца на расстояниях более 0.2 кпк, помимо общего галактического вращения вокруг галактической оси г, имеют остаточное вращение относительно инерциальной системы координат, которое проявляет себя как вращение вокруг галактической оси у с величиной

Зависимость величины Му от расстояния дана на рис. 6. Метод, основанный на интерпретации величины Му, мы называем кинематическим методом контроля инерциальности системы ICRS. Идея заключается в том, что в отсутствие систематического вращения относительно внегалактической системы координат, с удалением от наблюдателя, величина Му должна стремиться к нулю (см. результаты (11) и (14)).

По мнению автора, кинематический метод надежнее астрометрическо-го, хотя и не лишен недостатков.

В этой главе также выполнен анализ собственных движений звезд каталога TRC. Показано, что компонента модели, описывающая вращение вокруг галактической оси отлична от нуля при любых звездных величинах и имеет среднюю величину

Эта величина подтверждает результат, полученный автором на основе кинематического анализа звезд каталога Hipparcos (результат (13)). На основе собственных движений около 900 000 звезд слабее 9.т5, входящих в каталог TRC, определены средние значения постоянных Оорта: А = 14.93±0.97 км/с/кпк и В - -10.77±0.31 км/с/кпк. Средние значения постоянных Оорта были также вычислены с использованием результатов, опубликованных различными авторами:

Му = -0.36 ± 0.09 мед/год.

(13)

Му = -0.86 ±0.11 мод/год.

(14)

А = 13.7 ± 0.6 км/с/кпк, В = -12.9 ± 0.4 км/с/кпк,

(15)

Таблица 1. Компоненты вектора остаточного вращения каталога Шррагсоз относительно внегалактических объектов (экваториальные) — Шх,Шу,Шг (мед/год).

Метод ftl Pyy P! N.* шу ü)z

SPM2 22.15/9.43/28.44 9356 156 +0.10(0.17) +0.48(0.14) -0.17(0.15)

SPM1 44.44/5.71/130.61 4067 63 +0.44(o.i2) +0.71(o.i8) —0.30(0.07)

NPM1 10.24/4.62/16.00 2616 899 -0.76(0.25) +0.17(0.20) -0.85(O.2O)

PUL2 2.90/1.28/3.63 1004 147 -0.98(0.47) —0.03(0.38) -1.66(0.42)

Kiev 1.0/1.0/1.0 415 154 -0.27(0.80) +0.15(o.eo) -1.07(0.80)

Potsdam 2.37/0.74/2.78 256 24 +0.22(0.52) +0.43(0.50) +0.13(0.48)

Bonn 5.54/2.96/5.88 88 13 +0.16(0.34) -0.32(0.25) +0.17(0.33)

VLBI 7.11/2.74/7.11 12 -0.16(o.30) -0.17(0.26) -О.ЗЗ(о.зо)

VLA+PT 2.04/0.45/1.97 12 -0.42(o.S6) -0.51(0.64) +0.20(0.57)

HST 0.08/0.08/0.05 46 -1.60(2.87) -1-92(1.54) +2.26(3.42)

EOP 8.16/2.36/- -0.93(0.28) -0.32(0.28) —

Среднее 1 Среднее 2 +0.06(0.17) +0.23(0.12) —0.21(0.19) +0.13(0.12) -0.33(0.09) -0.39(0.17)

Примечание: ЛТ* — количество обших звезд, — количество обших областей. "Среднее Iй вычислено по всем данным, "Среднее 2" вычислено с исключением 8РМ1.

которые хорошо согласуются с приведенными выше и в дальнейшем используются (как один из способов) для учета общего галактического вращения.

Рассмотрение остаточных (освобожденных от общего галактического вращения) собственных движений звезд каталога Hipparcos в рамках модели твердотельного вращения Местной системы звезд показало, что среди близких звезд наибольшее собственное вращение имеют звезды спектральных классов от О до В6, принадлежащие поясу Гульда (г = 0.2 кпк). Величина угловой скорости собственного вращения составляет:

Пмоз = -18.7 ± 6.0 км/с/кпк. (16)

Отрицательный знак величины ПМсз означает, что собственное вращение системы ОВб-звезд вокруг галактической оси z происходит в том же направлении, что и вращение Галактики. Из анализа компонент тензора вращения найдена долгота оси вращения рассматриваемой системы звезд: Из анализа углов определена величина полярного

расстояния данной оси:

Рис. в. Компонента тензора вращения Му, найденная на основе собственных движений звезд каталога Шррагсо8, в зависимости от гелиоцентрического расстояния, г.

Для близких (г = 0.1 кпк) звезд спектрального класса Г угловая скорость собственного вращения всей системы вокруг галактической оси г найдена равной

Пмсз = +Ю.4 ± 3.2 км/с/кпк. (17)

Положительный знак величины Лмсз означает, что собственное вращение системы Г-звезд происходит в направлении, противоположном вращению Галактики. Параметры оси вращения системы Г-звезд найдены следующими: Результат (17) подтверждает принципиальный вывод о направлении вращения системы звезд спектральных классов А и Г, который был сделан в работе Цветкова (1999).

В ПЯТОЙ ГЛАВЕ проводится анализ кинематических параметров различных выборок звезд с использованием пространственных скоростей звезд. Используются собственные движения и параллаксы звезд из каталога Hipparcos и лучевые скорости из каталога Барбье-Бросса, Фи-гона (2000). Применяются формулы Боттлингера с разложением угловой скорости вращения до членов второго порядка малости (уравнения

(4)—(5)). На основе далеких ОВ-звезд, находящихся в среднем на расстоянии 7=1 кпк, получены следующие кинематические параметры: (и0, и©, ги0) = (8.2 ± 0.6,11.6 ± 0.7,8.9 ± 0.6) км/с и

ш" = -0.81 ± 0.12 км/с/кпк3, К = -3.0 ± 0.4 км/с/кпк,

которые (кроме К-эффекта) рассматриваются нами как параметры общего галактического вращения. Расстояние До от Солнца до центра Галактики было принято равным 7.1 кпк, что соответствует короткой шкале расстояний (Дамбис и др., 2001).

Далее рассматриваются остаточные скорости близких ОВ-звезд со средним расстоянием г « 0.3 кпк, которые принадлежат поясу Гульда. Рассмотрены звезды ранних (группа А) и поздних (группа В) классов светимости, что дает грубое деление звезд по возрасту.

Кинематические параметры относительно более старых звезд (группа А) найдены следующими:

0.3) км/с, где ив, "Мв являются компонентами скорости центроида звезд относительно местного стандарта покоя, поскольку освобождены от скорости (10.0,5.3,7.2) км/с (Денен, Бинни, 1998);

ш" = -24.3 ± 5.7 км/с/кпк3, К = -6.0 ± 0.6 км/с/кпк,

при 1а = 160°, наклон к галактической плоскости гс = 0° и Д0 = 0.15 кпк, определенных в результате предварительного моделирования.

Кинематические параметры относительно более молодых звезд (группа В) таковы: (ис,уа,юа) = (2.0 ±0.3,-10.0 ±0.4,-0.1 ±0.3) км/с,

ш" = -65 ± 18 км/с/кпк3, К = -2.5 ± 0.7 км/с/кпк,

при 1а = 160°, ¿0 = 0° и Д0 = 0.3 кпк.

Имеется и противоречие, связанное с грубым делением на возрастные группы. Так, угловая скорость ш0 более молодых звезд (результат (20)) оказалась меньшей, чем скорость относительно более старых звезд (результат

(19)).

Далее в этой главе описываются результаты применения линейной модели Огородникова-Милна, а также статистического метода к различным выборкам звезд с использованием их пространственных скоростей. Кроме того, обсуждаются проблемы, связанные с эффектом наблюдательной селекции, имеющимся в каталоге Hipparcos.

ШБСТАЯ ГЛАВА посвящена анализу движения молодых близких звезд, для которых имеются опубликованные оценки возраста. В подавляющем большинстве это - звезды близких ОВ-ассоциаций списка Зева и др. (1999) (пояс Гульда). Кроме того, привлечены звезды некоторых известных рассеянных скоплений, а также ряд одиночных молодых звезд. Рабочие уравнения получены на основе формул Боттлингера в предположении о существовании единого кинематического центра вращения и расширения/сжатия (10, Ro). При известном направлении на кинематический центр уравнения имеют вид:

-До(Д - До)sin(f - l0) cos bu/a - 0.5Д0(Л - До)2 sin(Z - l0) cosЪш"+ + cos2 bkar + (Д — До)(г cos Ь - Д0 cos(i —10)) сое bk'0+

АЛ4гць — —ug cos I sin 6 — vq sin I sin b + wa cos b+

+До(Д - До) sin(i - l0) sin bu'0 + 0.5До(Д - До)2 sin(Z -10) sinЬш"-— cos b sin bkar - (Д — RQ)(rcosb — R0 cos(i — la)) sin bk'a —

Величина R вычисляется в соответствии с выражением (4). Предложена также модификация уравнений (21), позволяющая одновременно получать оценки параметров

В таблице 2 приводятся кинематические параметры звезд пояса Гульда, найденные на основе уравнений (20) с уточненными параметрами l0,Rc Линейные скорости, найденные для выборки звезд моложе 60 млн. лет, достигают максимального значения на расстоянии от кинематического центра и 300 пк и составляют -б км/с для вращения и-Йм / с для расширения.

Таблица 2. Кинематические параметры остаточного движения звезд, найденные на основе уравнений (21) с принятыми значениями 10 = 128°, До = 150 пк для звезд с возрастом < 60 млн. лет я 10 — 36°,

До = 150 пк для наиболее старых звезд.

возраст иа Va Wo К

млнлет va La < К

wq Be < К

1.1 ± 0.4 11.9 ±0.4 -35.3 ±3.6 12.1 ±2.7

<60 -11.8 ±0.4 275 ±2° 132.6 ±25.7 -9.0 ±13.2

1.3 ±0.3 6±1° -292.5 ± 87.9 -47.6 ± 29.9

2.3 ±0.3 12.0 ±0.4 -23.1 ± 2.2 14.0 ±2.2

<60 -11.1 ±0.3 285 ±2° 31.3 ± 6.5 -27.3 ±6.5

1.3 ±0.3 6 ±2° — —

0.7 ±0.8 11.2 ±0.8 54.7 ±9.2 -23.2 ±9.2

50 - 125 -11.2 ±0.8 273 ±4° -103.5 ±42.6 123.4 ±42.7

-0.1 ± 0.5 —1 ±2° — —

Примечание: скорости uq, vq, wq и Va даны в км/с, ш0 и к0 даны в км/с/кпк, производные и'а и даны в км/с/кпк2, ш" и к" даны в км/с/кпк3.

На основе статистического метода для данной выборки звезд определены следующие параметры эллипсоида остаточных скоростей (главные оси а и их направления l,b): <t1i2)3 = (9.1,6.8,2.8) ± (1.9,1.9,1.9) км/с, ¿1 = 133 ± 0°, bi = -6 ± 0°, = 225 ± 27°, Ь2 = -19 ± 4°, 13 = 206 ± 27°, Ь3 = 70 ± 3°. Из рис. 7 хорошо видно, что дисперсия остаточных скоростей звезд вдоль направления на кинематический центр (верхний график) в полтора раза превышает дисперсию вдоль ортогонального направления (нижний график).

На основе применения статистического метода найдены аргументы в пользу того, что молодые скопления /?Pic, T\ic/HorA и TWA принадлежат к структуре пояса Гульда. А именно, показано, что первые главные оси эллипсоида остаточных скоростей этой группы скоплений лежат в плоскости диска пояса Гульда.

Как можно видеть из таблицы 2, более старые звезды имеют параметры вращения и расширения/сжатия противоположного знака по сравнению с полученными для выборки самых молодых звезд. К группе звезд с возрастом в интервале 50 — 125 млн. лет принадлежат звезды таких известных скоплений, как Плеяды, a Per и Cas Tau.

Рис. 7. Радиальная компонента (верхний график) и тангенциальная компонента (нижний) остаточной скорости звезд моложе 60 млн. лет. Кривые построены по данным таблицы 2 (средняя часть) с указанием доверительной области для уровня 1<г. Солнце расположено в точке Но = 0.15 кпк.

Как можно видеть из рис. 7 (в особенности, нижний график), часть звезд («25% от выборки), принадлежащая, в основном, скоплениям группы Sco-Cen: US» UCL, LCC и IC2602 при R « 0.3 кпк, отличается пекулярным распределением скоростей.

Проведенное нами В СЕДЬМОЙ ГЛАВЕ исследование влияния двойственности звезд показало, что, в рамках полной линейной модели Огородникова-Милна различие собственных движений компонентов А и В двойных звезд практически не оказывает влияния на определение кинематических параметров. Обнаружен все же случай для ближайших (г йй 0.03 кпк) к Солнцу звезд, когда двойственность послужила причиной рассогласования результатов кинематического анализа — найдены различия в направлениях главных осей эллипсоидов остаточных скоростей выборок, составленных отдельно из компонентов А и из компонентов В ближайших двойных звезд. Как найдено с использованием статистического метода, эти различия достигают величины Ы>\ = 5 ± 1° для первой главной оси и для второй.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ сформулированы основные результаты работы, из которых наиболее важными являются следующие.

— Завершено выполнение многолетней программы Пулковской обсерватории по созданию каталога абсолютных собственных движений звезд в площадках с галактиками. В результате получен каталог PUL2 и проведено его исследование.

— На основе двух различных методов, астрометрического и кинематического, показано, что имеется небольшое, но значимо отличающееся от нуля остаточное вращение системы ICRS относительно инерциаль-ной системы координат. Компонента тензора вращения вокруг галактической оси у составляет: Му = —0.36 ± 0.09 мед/год (кинематический метод). Угловая скорость вращения вокруг экваториальной оси z составляет:

мед/год (астрометрический метод).

— В рамках использованных кинематических моделей, на основе обширного наблюдательного материала (Hipparcos, TRC, PUL2 и др.) показано, что Местная система звезд, помимо общего галактического вращения, обнаруживает собственные кинематические особенности. При этом различные структурные составляющие МСЗ обладают различными кинематическими характеристиками. Так, особенностью пояса Гульда, наиболее молодой фракции МСЗ (возраст < 60 млн. лет), является наличие двух кинематических эффектов - остаточного вращения, направление которого

совпадает с галактическим, и расширения (положительный .К"—эффект). Характерные остаточные скорости звезд на расстоянии от кинематического центра а 300 пк составляют 4 — 6 км/с. Более старые фракции МСЗ обнаруживают эффект сжатия (отрицательный К-зффект), который усиливается с увеличением расстояния звезд от Солнца.

Дальнейший прорыв в изучении Местной системы звезд и Галактики в целом связывается с космическими миссиями, такими как SIM, FAME, LIGHT, GAIA, в результате осуществления которых ожидается получение микросекундных точностей в определении положений, собственных движений и параллаксов звезд.

СПИСОК ЦИТИРУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ

1. Барбье-Бросса, Фигон (Barbier-Brossat, M., Figon P.) 2000, General Catalog of mean radial velocities. - Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., v. 142, p. 217-223.

2. Бобольц и др. (Boboltz D. A., Fey A. L., Johnston K. J., et al.) 2003, Astrometric positions and proper motions of 19 radio stars. - Astron. J., v. 126, p. 484-493.

3. Витязев В. В., 1990, Физическая полнота классических моделей вращения Галактики. — Кинемат. и физ. неб. тел, т. 6, №4, с. 74-82.

4. Дамбис А.К., Мельник A.M., Расторгуев А.С., 2001, Тригонометрические параллаксы и кинематически согласованная шкала расстояний до ОВ-ассоциаций. - Письма в Астрон. журн., т. 27, №1, с. 68-75.

5. Дейч А. Н., 1952, Использование внегалактических объектов для построения абсолютной системы собственных движений звезд. - М.: АН СССР, 34 с.

6. Денен, Бинни (Dehnen W., Binney J.) 1998, Local stellar kinematics from Hip-parcos data. - MNRAS, v. 298, p. 387-394.

7. Ефремов (Efremov Y. N.) 1998, The Car-SGR arm as outlined by supercloud design of the Galaxy. - Astron. and Astrophys. Thins., v. 15, p. 3-17.

8. Жу (Zhu Zi) 2001, Hipparcos Proper-Motion System with Respect to SPM2.0. -Publ. Astron. Soc. Japan, v. 53, L33-L36.

9. Зев и др. (de Zeeuw P. Т., Hoogerwerf R., de Brtiijne J. H. J. et al.) 1999, A Hipparcos census of the nearby OB associations. - Astron. J., v. 117, p. 354-399.

10. Ковалевский и др. (Kovalevsky J., Lindegren L., Perryman M.A.C., et al.) 1997, The Hipparcos Catalogue as a realization of the extragalactic reference system. — Astron. and Astrophys., v. 323, p. 620-л33.

11. Кузьмин и др. (Kuzmin A., H0g E., Bastian U., et al.) 1999, Construction ofthe TYCHO Reference Catalogue. - Astron. Astrophys. Suppl. Ser, v. 136, p. 491-508.

12. Линдблад (Lindblad P. O.) 2000, On the rotation of Gould's Belt. - Astron. and Astrophys., v. 363, p. 154-158.

13. Линдегрен и др. (Lindegren L., Roser S., Schrijver H., et al.) 1995, A comparison of ground-based stellar positions and proper motions with provisional Hipparcos results. - Astron. and Astrophys., v. 304, p. 44-51.

14. Ma и др. (Ма С, Arias E. F., Eubanks T. M., et al) 1998, The international celestial reference frame as realized by very long baseline interferometry. - Astron. J., v. 116, №1711, p. 516-546.

15. Мюльбауэр, Денен (МйЫЬаиег G., Dehnen W.) 2003, Kinematic response ofthe outer stellar disk to a central bar. - Astron. and Astrophys., v. 401, p. 975-984.

16. Огородников К. Ф., 1958, Динамика звездных систем. - М.: Физматгиз, 627 с.

17. Олано (Olano С. А.) 2001, The origin of the Local system of gas and stars. -Astron. J., v. 121, p. 295-308.

18. Платайс и др., (Platais I, Girard T. M., Kozhurina-Platais V., et al.) 1998, The Southern Proper Motion Program. II. A Catalog at the South Galactic Pole. - Astron. J., v. 116, p. 2556-2564.

19. Рёзер, Бастиан (Roser S., Bastian U.) 1991-1993, PPM star catalogue. Positions and Proper Motions of 181731 stars > —2.5°. - Heidelberg, Astron. Rechen.-Inst., v. 1-4.

20. Toppa и др. (Torra J., Fernandez D., Figueras F.) 2000, Kinematics of young stars. - Astron. and Astrophys., v. 359, p. 82-102.

21. Фридман и др. (Fridman A. M., Khoruzhii O. V., Lyakhovich V. V., et al.) 1996, Are there giant vortices near solar circle? - IAUS, v. 169, Ed. L. Blitz and P. Teuben, p. 597-603.

22. Хег и др. (H0g E., Kuzmin A., Bastian U., et al.) 1998, The Tycho Reference Catalogue. - Astron. and Astrophys., v. 333, p. L65-L68.

23. Хруцкая Е.В., Ховричев М.Ю., Бронникова Н.М., 2003, Pul-3: Каталог экваториальных координат и собственных движений 58 329 звезд в системе ICRS в пулковских площадках с галактиками. - Изв ГАО, №216, с. 336-348.

24. Цветков А. С, 1999, Кинематика Местной системы звезд. - Кандидатская диссертация, НИАИ СПбГУ, 132 с.

25. Шацова Р. Б., Анисимова Г. Б, 2003, Порядок в Местной системе. - Астрофизика, v. 46, вып. 2, с. 256-264.

26. ESA 1997, The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA SP-1200.

Благодарности. Автор благодарен за финансовую поддержку Российскому Фонду Фундаментальных Исследований (РФФИ) грант №96-02-17400, грант № 02-02-16570, федеральной программе АСТРОНОМИЯ, проект №1.9.2.2.

»2224?

РНБ Русский фонд

2005-4 19564

Подписано к печати 02.11.2004. Формат 60 х 90/16. Офсетная печать. Печ. л. 2 Уч.-изд. л. 2 Тираж 100 Заказ 126 бесплатно

Отпечатано в типографии "Август" 193148, С.-Петербург, ул. Крупской, д. 55

ГАО РАН, 196140, С.-Петербург, Пулковское шоссе, д. 65/1.

Содержание диссертации автор исследовательской работы: доктора физико-математических наук, Бобылев, Вадим Вадимович

ВВЕДЕНИЕ

Глава 1. СОСТОЯНИЕ ВОПРОСА И ЗАДАЧИ ИССЛЕДОВАНИЯ.

1.1. Наблюдательная база.

1.1.1. Фотографические абсолютные собственные движения звезд.

1.1.2. Каталоги системы ICRS.

1.1.3. Проблемы контроля инерциальности системы ICRS

1.1.4. Каталоги лучевых скоростей звезд.

1.2. Космические астрометрические проекты.

1.3. Некоторые проблемы, определения, константы

1.3.1. Проблема уточнения постоянной прецессии.

1.3.2. Параметры галактического вращения MAC (1985).

1.3.3. О пекулярном движении Солнца.

1.3.4. Проблема отклонения вертекса.

1.3.5. Неподвижность внегалактических объектов.

1.4. Местная система звезд

1.5. Выводы

Глава 2. КИНЕМАТИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ

2.1. Системы координат.

2.2. Модель Ковальского-Эри.

2.3. Статистический метод.

2.4. Модель ОгородниковагМилна.

2.4.1. Тензоры деформации и вращения.

2.4.2. Общий случай

2.4.3. Важные частные случаи.

2.4.4. Иллюстрации на основе численного моделирования

2.4.5. Отклонение вертекса.

2.4.6. Влияние прецессии земной оси.

2.4.7. Обобщенные постоянные Оорта.

2.4.8. Использование углов Эйлера.•.

2.5. Формулы Боттлингера.

2.5.1. Классический вариант

2.5.2. Вариант с известными расстояниями до звезд.

2.6. Формулы Шацовой

2.6.1. Классический вариант.

2.6.2. Вариант с известными расстояниями до звезд.

2.7. Выводы.

Глава 3. КАТАЛОГ PUL2.

3.1. О каталогах PUL1 и PULla.

3.2. Наблюдения и измерения пластинок каталога PUL

3.3. Собственные движения звезд каталога PUL2.

3.3.1. Абсолютизация.

3.3.2. Экваториальные координаты звезд.

3.3.3. Описание каталога PUL2.

3.4. Каталог VI.

3.5. База данных каталога PUL2.

3.6. Сравнение PUL2 с каталогами системы FK5.

3.7. Сравнение каталогов PUL2 и Hipparcos.

3.8. Сравнение каталогов PUL2 и ТЕС.

3.9. Астрометрический контроль инерциальности системы ICRS.

3.9.1. Материал.

3.9.2. Определение вектора ш.

3.9.3. Обсуждение.

3.10. Выводы.

Глава 4. ОПРЕДЕЛЕНИЕ КИНЕМАТИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ

НА ОСНОВЕ СОБСТВЕННЫХ ДВИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

4.1. Рабочие уравнения.

4.2. Параметры галактического вращения на основе каталога PUL2.

4.3. Кинематический контроль инерциальности системы ICRS.

4.3.1. Система каталога Hipparcos.

4.3.2. Система каталога TRC.

4.3.3. О поправке к постоянной прецессии MAC (1976).

4.4. Экваториальные звезды каталога Hipparcos.

4.5. Средние величины постоянных Оорта.

4.6. Твердотельное вращение МСЗ.

4.6.1. Модель твердотельного вращения МСЗ.

4.6.2. Близкие звезды каталога Hipparcos.

4.7. Выводы.

Глава 5. ОПРЕДЕЛЕНИЕ КИНЕМАТИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ

НА ОСНОВЕ ПРОСТРАНСТВЕННЫХ СКОРОСТЕЙ ЗВЕЗД

5.1. Введение.

5.2. Метод Боттлингера.

5.2.1. Рабочие формулы.

5.2.2. Рабочие массивы данных.

5.3. Параметры галактического вращения.

5.4. Близкие ОВ-звезды.

5.4.1. Группа; А.

5.4.2. Группа В.

5.4.3. Остаточные скорости U, V.

5.5. Применение модели ОгородниковагМилна

5.5.1. Метод

5.5.2. Выборка звезд в интервале 0.1-0.6 кпк.

5.5.3. Звезды главной последовательности

5.5.4. Выборка звезд OB(tla)

5.5.5. Выборки звезд с максимальным значением К-эффекта.

5.6. Выводы.

Глава 6. СТРУКТУРНЫЕ, ЭВОЛЮЦИОННЫЕ И КИНЕМАТИЧЕСКИЕ

ОСОБЕННОСТИ МЕСТНОЙ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД

6.1. Введение.

6.2. Методы анализа.

6.2.1. Модификация формул Боттлингера.

6.2.2. Модификация модели Огородникова-Милна.

6.3. Наблюдательный материал

6-3.1. Данные о звездах

6.3.2. Формирование остаточных скоростей звезд.

6.4. Результаты

6.4.1. Дисковая система координат.

6.4.2. Об учете галактического вращения.

6.5. Обсуждение.

6.6. UV-плоскость остаточных скоростей звезд

6.7. Выводы.

Глава 7. ВЛИЯНИЕ ДВОЙСТВЕННОСТИ ЗВЕЗД НА ОПРЕДЕЛЕНИЕ

КИНЕМАТИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ.

7.1. Введение

7.2. Статистика использованных звездных пар

7.3. Анализ кинематических параметров.

7.4. Обсуждение результатов и выводы.

Введение диссертация по астрономии, на тему "Кинематический анализ местной системы звезд"

Актуальность работы

Появление в последнее десятилетие высокоточных астрономических данных для огромного количества звезд (Hipparcos, 2MASS, ROSAT и др.) вызвало новый подъем интереса к изучению строения и кинематики Местной системы звезд (МСЗ), околосолнечной окрестности и Галактики в целом. Эта проблематика занимает видное место в современных астрономических исследованиях. Предложено множество подходов для выявления кинематических и структурных особенностей МСЗ, наиболее интересным структурным образованием которой является пояс Гульда. Для описания различных этапов развития МСЗ создано несколько эволюционных моделей. Но единого понимания во многих вопросах еще не достигнуто. Поэтому, несмотря на большой прогресс, проблема далеко не исчерпана. Проведение исследований с применением новых независимых подходов и методов, а также привлечение новых независимых данных остается актуальным для дальнейшего уточнения кинематических параметров и выявления новых кинематических эффектов с целью более глубокого понимания происхождения и эволюции структуры Галактики.

Актуальность перечисленных проблем позволяет сформулировать цели и задачи диссертационной работы.

Цели и задачи работы

Исходя из этого, в работе решаются следующие задачи:

3. Контроль инерциальности системы ICRS.

Научная новизна работы

2. Из сравнения каталогов РРМ и PUL2 найдена значимая поправка постоянной MAC (1976) лунно-солнечной прецессии в долготе: Api = —2.8 ± 0.8 мед/год (миллисекунды дуги в год).

3. В рамках задачи по контролю инерциальности системы ICRS определен вектор остаточного вращения системы каталога Hipparcos относительно системы, задаваемой каталогом PUL2 (компоненты экваториальные, даны в мед/год): (ux,cjy,ujz) = (-0.98 ± 0.47, -0.03 ± 0.38, -1.66 ± 0.42).

4. Осуществлен контроль инерциальности системы ICRS. На основе применения двух различных методов, кинематического и астрометрического, показано, что имеется небольшое, но значимо отличающееся от нуля остаточное вращение системы ICRS относительно инерциальной системы координат. Компонента тензора вращения вокруг галактической оси у составляет: Му = —0.36 ± 0.09 мед/год (кинематический метод). Угловая скорость вращения вокруг экваториальной оси 2 составляет: uiz — —0.33 ± 0.09 мед/год астрометрический метод).

7. На основе линейных формул Боттлингера, с использованием остаточных пространственных скоростей звезд близких ОВ-ассоциаций, определены следующие кинематические параметры пояса Гульда: собственного вращения, происходящего в направлении галактического: а>0 = -23.1 ± 2.2 км/с/кпк, w'0 = +31.3 ± 6.5 км/с/кпк2; расширения: к0 = +14.0 =Ь 2.2 км/с/кпк, kfQ = —27.3 ± 6.5 км/с/кпк2, при координатах кинематического центра 10 = 128° и R0 — 150 пк.

Характерные остаточные скорости звезд на расстоянии от кинематического центра и 300 пк составляют 4 — 6 км/с.

Практическая ценность

Полученный в работе результат индивидуального сравнения каталогов PUL2 и Hipparcos, а именно, вектор (шх,иу,шг) = (—0.98 ± 0.47,-0.03 ± 0.38,-1.66 ± 0.42) мед/год, может быть использован для переопределения вектора остаточного вращения системы ICRS относительно инерциальной системы координат по мере расширения списка данных.

На защиту выносятся:

2. Результаты исследования случайных и систематических ошибок собственных движений звезд каталога PUL2.

А = 12.89 ± 1.28 км/с/кпк, В = -12.37 ± 1.09 км/с/кпк.

5. Компоненты вектора остаточного вращения системы каталога Hippar-cos относительно системы, задаваемой каталогом PUL2 (компоненты экваториальные, даны в мед/год): a}x,ojy,us) = (-0.98 ± 0.47, -0.03 ± 0.38, -1.66 ± 0.42).

6. Результаты контроля инерциальности системы ICRS, полученные с использованием двух различных методов — кинематического и астро-метрического, которые показывают, что имеется небольшое, но значимо отличающееся от нуля остаточное вращение системы ICRS относительно инерциальной системы координат. Вращение вокруг галактической оси т/, найденное на основе кинематического метода равно Му = —0.36 ± 0.09 мед/год. Вращение вокруг экваториальной оси z (астрометрический метод) составляет ojz = —0.33 ± 0.09 мед/год.

8. Параметры собственного (остаточного) вращения ш0 = —23.1 ± 2.2 км/с/кпк, ш'0 = +31.3 ± 6.5 км/с/кпк2 и расширения к0 = +14.0 ± 2.2 км/с/кпк, к'а = —27.3 ± 6.5 км/с/кпк2 пояса Гульда (при координатах кинематического центра /0 = 128° и RQ = 150 пк), полученные на основе линейных формул Боттлингера, с использованием пространственных скоростей звезд.

Апробация работы

- Международная конференция "Structure end evolution of stellar systems", Petrozavodsk, Karelia, Russia, August, 1995.

- Международная конференция "JOURNEES 1997", Czech Republic, Prague, September, 1997;

- Всероссийская конференция "Компьютерные методы небесной механики - 97", Россия, С.-Петербург, ИТА РАН, ноябрь 1997 г.;

- IV съезд Астрономического Общества, Россия, Москва, ГАИШ МГУ, ноябрь 1997 г.;

- Российско-Румынский коллоквиум "Обработка и научное использование астрономических данных", С.-Петербург, ГАО РАН, май 1998 г.;

- Международная конференция "JOURNEES 1999", Germany, Dresden, September, 1999; IAU Colloquium No 180, "Towards Models and Constants for Sub - Mi-croarcsecond Astrometry", Washington, March, 2000;

- Международная конференция "JENAM-2000", Moscow, Russia, May-June, 2000;

Международная конференция "Stellar dynamics: from classic to modern", St. Petersburg, Russia, August, 2000;

- Всероссийская астрономическая конференция "BAK-2001", Россия, С.Петербург, август 2001 г.;

- Международная конференция "AGAVA-2003", St. Petersburg, Russia, August, 2003;

- Международная конференция "JOURNEES 2003", St. Petersburg, Russia, September, 2003;

Всероссийская астрономическая конференция "BAK-2004", Россия, Москва, июнь, 2004 г.

Публикации и вклад автора

Основные результаты диссертационной работы опубликованы в рецензируемых изданиях, рекомендованных ВАК РФ.

Объем и структура диссертации

Заключение диссертации по теме "Астрометрия и небесная механика"

3.10 ВЫВОДЫ

2. В каталоге PUL2 значимой зависимости абсолютных собственных движений от звездной величины (уравнение блеска) не обнаружено. Отсутствие уравнения блеска является следствием того, что при выводе собственных движений ярких звезд каталога для каждой яркой звезды (до и 10 — 11т) использовано до пяти независимых экспозиций.

3. Из сравнения собственных движений звезд каталогов PUL2 и РРМ определена поправка постоянной MAC (1976) лунно-ссшнечной прецессии в долготе, которая равна:

Api = -2.8 ± 0.8 мед/год.

4. В рамках задачи по контролю инерциальности системы ICRS определен вектор остаточного вращения системы каталога Hipparcos относительно системы, задаваемой каталогом PUL2 (компоненты экваториальные, даны в мед/год): {шх,шу,ш2) = (-0.98±0.47,-0.03±0.38,-1.66 ±0.42). Сравнение собственных движений общих звезд каталогов PUL2 и TRC подтверждает значимость величины шг.

5. Контроль инерциальности ICRS, выполненный астрометрическим методом с использованием наиболее полного списка имеющихся к настоящему времени данных, показывает, что компоненты вектора и имеют следующие значения (экваториальные, даны в мед/год): шх,шу,шг} = {+0.06 ±0.17, +0.23 ±0.12, -0.33 ±0.09}.

Подтверждено, что ошибка привязки системы ICRS к инерциальной системе координат очень мала и не превышает величины ±0.25 мед/год по трем осям. Компонента шг = —0.33±0.09 мед/год значимо отличается от нуля.

6. При кинематическом анализе собственных движений звезд каталогов системы ICRS особое внимание необходимо уделить изучению компоненты вектора твердотельного вращения вокруг галактической оси ?/, так как такое вращение может иметь природу, отличную от реального вращения звезд.

Глава 4•

ОПРЕДЕЛЕНИЕ КИНЕМАТИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ НА ОСНОВЕ СОБСТВЕННЫХ ДВИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

4.1 РАБОЧИЕ УРАВНЕНИЯ

Настоящая глава посвящена изучению кинематических параметров галактического вращения на основе собственных движений звезд каталогов PUL2, TRC и Hipparcos. Рабочие уравнения модели Оорта-Линдблада в галактических координатах можно записать в следующей форме (см. также главу 2): щ cos b = (1/r) (XQ sin / — Yq cos /)

Л/4.74) cos 21 cos b - (C/4.74) sin 21 cos b + (В/4.74) cos b, (4.1) fib = (l/r)(X® cos / sin 6 + Yq sin I sin 6 — ZQ cos b)

-(A/4.74) sin21 sin 6 cos 6 - (C/4.74) cos 21 sinb cos b, (4.2)

Уравнения (4.1-4.2) включают шесть искомых переменных.

В модели Огородникова-Милна, как было отмечено в главе 2, при использовании только собственных движений звезд, один из диагональных членов матрицы деформации остается неопределенным. Возможным является определение только разностей диагональных элементов матрицы деформации: (М+ — М+) и (М3+3 — А/+). При таком подходе уравнения (4.1-4.2) можно переписать в следующем виде: щ cos 6 = (l/r)(XQ sin/ — Yq cos/)

M~ cos I sin 6 — M~ sin I sin 6 + M~ cos b +A/+ cos 21 cos b — Mjt, sin I sin 6 + A/+ cos I sin b

-0.5M+ sin 21 sin 2b + M+ cos I cos 2b + M+ sin / cos 2b -0.5(M+ - M+) cos2 / sin 2b + 0.5(M3+3 - M2+2) sin26.

4.4)

В уравнениях (4.3-4.4) содержится одиннадцать неизвестных.

4.2 ПАРАМЕТРЫ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ВРАЩЕНИЯ НА ОСНОВЕ КАТАЛОГА PUL2

При определении параметров галактического вращения, звезды каталога PUL2 делятся нами на группы в соответствии с их фотографическими величинами. Для селекции звезд используются также следующие ограничения: d < 50 мм, которым удовлетворяют почти все звезды («52 ООО) каталога PUL2 с измеренными фотографическими звездными величинами.

Анализ собственных движений звезд каталога PUL2 проводится в два этапа.

1. На первом этапе (Бобылев, 2000с), в соответствии с рекомендацией Ого-родникова (1965), производится разбивка неба на площадки Шарлье: а именно, на 48 равных по величине площадок, симметрично расположенных относительно экватора. С севера и с юга к экватору примыкают два одинаковых по ширине пояса размером в 30°. Каждый из поясов состоит из 12 площадок. К двум экваториальным поясам с севера и с юга примыкают два средних пояса, состоящих из 10 площадок. Верхней границей средних поясов является параллель, соответствующая 6 = 66°26'36".8. Остающиеся две полярные области разбиваются на две равные площадки каждая. Звезды каталога PUL2 разделены в соответствии с их фотографическими величинами на шесть групп: 6-10.5т, 10.5-12.5т, 12.5-13.5т, 13.5-14.8т, 14.8-15.35т и 15.35-16.6™.

2. На втором этапе (Бобылев, 2002а), разбивка на площадки Шарлье не производится. Рассматриваются слабые звезды каталога PUL2 в интервале величин 11 — IT771, которые разделены на четыре группы: 11-13т, 13-14.75т, 14.75-15.5т и 15.5-17т.

Результаты выполнения первого этапа отражены в таблицах 4.1 и 4.2. Уравнения (4.1-4.2) либо (4.3-4.4) решаются совместно методом наименьших квадратов, при этом параллактический фактор берется равным единице:

Список источников диссертации и автореферата по астрономии, доктора физико-математических наук, Бобылев, Вадим Вадимович, Санкт-Петербург

1. Материал1. Ар\1. АЕ

2. Миямото и др., 1994 Вальтер и др., 1994 Шарло и др., 1995 Рыбка и др., 1995 Витязев и др., 1996 Бобылев, 1997а Ма и др., 1998 Витязев, 1999 Шапрон и др., 2002 Фукушима, 2003

3. ACRS VLBI VLBI+LLR РРМ РРМ PUL2-PPM VLBI CGC-HIP LLR VLBI2.7(о.з) -3.6(i.i)3.0(0.2)3.1(0.2)3.5(0.5)2.8(0.8)2.84(0.04)-3.4(i.o)3.02(о.оз)3.011(о.ооз)1.3(0.2)3.3(1.о)

4. Полагая, что на далеких расстояниях Мх — = 0, а Му — Ц, = —0.36 ± 0.09 мед/год, из (4.9-4,10) получаем решение:

5. Арг = -0.50 ± 0.13 мед/год, (4.11)1. АЕ -0.10 ± 0.02 мед/год.

6. Полагая АЕ = 0, только из уравнения (4.10) получаем оценку

7. Api = -0.42 ± 0.10 мед/год. (4.12)

8. Следовательно, значение поправки к постоянной лунно-солнечной прецессии MAC (1976), вычисленное на основе решения (4.12), должно иметь значение

9. Api = -3.26 ± 0.10 мед/год. (4.13)

10. Только из уравнения (4.15), полагая АЕ = 0, на основе найденного нами решения "Среднее 1", имеем

11. Api = -0.36 ± 0.10 мед/год. (4.16)

12. Тогда, значение поправки к постоянной MAC (1976) лунно-солнечной прецессии в долготе составит

13. Api = -3.20 ± 0.11 мед/год. (4.17)

14. ЭКВАТОРИАЛЬНЫЕ ЗВЕЗДЫ КАТАЛОГА HIPPARCOS

15. Рис. 4.10. Величина М21 (постоянная Оорта 5/4.74), найденная по экваториальным звездам каталога Hipparcos.