Кинематика Местной системы звезд

Содержание
Введение ............................................................... 3
Глава I Кинематические эффекты в собственных движениях 10
звезд
1.1 Движение Солнца...................................... 10
1.2 Вращение Галактики................................... 13
1.3 Общий подход к кинематическому анализу собственных движений звезд............................... 15
I лава II Недостатки стандартной кинематической модели
собственных движений звезд............................... 21
Глава Ш Уравнения вращения Местной системы звезд.................. 36
1 лава IV Методы решения уравнении вращения Местной системы
звезд
4.1 Подготовка данных.................................... 42
4.2 Методы решения..................................... 44
4.2 Тестирование методов................................. 47
Глава V Решение уравнений вращения Местом системы звезд по
материалам наземных каталогов
5.1 Решение с использованием звезд каталога вС 50
5.2 Решение с использованием звезд каталога РРМ 76
5.3 Решение с использованием звезд каталог НЮ 83
Глава VI Исследование местной системы звезд по данным
каталога Нфрагсоз........................................ 89
Заключение.............................................. 121
Литература ........................................................... 128
2-
Введение
Введение
Исследования по звездной кинематике были очень популярны в 30-е-50-е годы XX века. Основные достижения в этой области галактической астрономии отражены в многочисленных монографиях (Парснаго, 1954; Зонн и Рудницкий, 1959; Огородников, 1958: Куликовский. 1985). Во многом успехам в изучении кинематики звезд способствовали достижения астрометрии в деле создания массовых каталогов положений н собствашых движений звезд: Генеральный каталог GC (Босс. 1937). каталог N30 (Морган, 1952) и «распространители» фундаментальных систем FK3, FKA РК5 на большое число звезд -каталоги серии AGK.
К концу нашего столетия интерес к звездно-кинематическим исследованиям угас. Отчасти это объясняется большими успехами звездной динамики и переключением внимания в эту сферу, но главным образом -отсутствием качественного iipoipccca в точности астрометрических наблюдений. Так. например, массовые звсэдныс каталоги ACRS (Корбин и др., 1991), PPM (Бастнан и др.. 1993). хотя и содержат порядка 400 тысяч звезд, однако имеют невысокую точность собственных движений (около 0.5’/100 лет). Кроме того, расстояния до большинства звезд, содержащихся в этих каталогах, неизвестны, что создаст трудности при решении различных задач звездной кинематики. Каталоги FK.4 (Фрикке, Копф, 1963) и FK5 (Фрикке и др., 1988) имеют лучшую точность собственных движений - (0.1 "/100 лет), но их звездный состав малочисленен. Оставался открытым вопрос и о систематических ошибках каталогов, в том числе и переходящих из каталога в каталог.
В 1991 г. на околоземную орбиту был вывела« космический аппарат Hipparcos. Результатом его работы явились два массовых каталога; Hipparcos и I'ycho (Перриман и др., 1997), которые стали доступны астрономической общественности в 1997 г. Точность первого каталога, содержащего 118 112 звезд, превосходит на порядок и даже более точность наземных наблюдений, второй - содержит свыше миллиона звезд с точностью определения собственных движений, сравнимой с точностью, достигнутой в массовых фотографических каталогах.
Введение
С 1997 г. наблюдается целый ''бум” статей, в которых использовались достаточно точные параллаксы, определенные этим космическим аппаратом. В основном это статьи по астрофизике, а не по астрометрии и галактической астрономии. Связано это, наверное, с тем. что число специалистов в мире, интересующихся анализом собственных движений звезд, - невелико, поэтому новый богатейший кинематический материал остается в значительной мере невостребованным.
С другой стороны, видимо, сч»ггастся, что в этой области уже все сделано. Действительно, обычно, при анализе собственных движений звезд какого-либо каталога в качестве кинематической модели принимается модель, которая учитывает в компонентах поля скоростей только три эффекта: параллактическое смешение, возникающее в результате движения Солнца относительно звезд, влияние неточности в принятой постоянной прецессии н вращение Галактики. Последнее при этом считается плоским вращением. Однако, как показывают многочисленные исследования (А.Н.Балакирев, 1978; Брошен Шван, 1981; Витязев, 1990а; Витязев, 1990Ь; Витязев и Цветков, 1989, 1990, 1996), реальное повеление собственных движений, особенно близких звезд, не укладывается в рамки этой модели. Это обстоятельство говорит либо о наличии больших систематических ошибок астрометрических измерений, либо о несоответствии модели наблюдениям.
В качестве одной из гипотез, которая могла бы объяснить отклонение реальных собственных движений от стандартных кинематических моделей, может служить гипотеза о вращении Местной системы звезд (далее МСЗ). Идея о ее существовании родилась еще в конце прошлого века, когда в 1879 г. Гульд обнаружил конденсацию ярких звезд к некоторому большому кругу, наклоненному к галактическому экватору. В 20-30-х годах нашего столетня к проблеме Местной системы звезд обращались несколько авторов, однако их исследования не выходили за рамки чисто статистического подхода (Дайсон, 1929; Куинцкин 1935; Минер 1930).
В 50-е годы К.Ф. Огородников (1958) н Р.Б. Шацова (1950) впервые попытались выйти за рамки традициошгых и достаточно простых подходов к кинематическому анализу собственных движений. Их работы широко известны как в нашей стране, так и за рубежом. В 1950 году Р.Б. Шацова
Введение
вывела уравнения вращения Местной системы звезд и получила первые оценки параметров МСЗ на материале собственных движений звезд каталога ОС. К сожалению, каталог ОС, несмотря на то, «гто он содержит более 30 тыс. звезд, все же не является достаточным для проведения такого рода исследований. Например, не представляется возможным изучить кинематику звезд различной светимости. Отсутствие параллаксов препятствует определению размеров МСЗ. Кроме того, каталог ОС отягощен большими случайными и систематическими ошибками (Витязев и Витязсва. 1985). Вопрос о том, в какой степени систематические ошибки собственных движений звезд каталога ОС могли повлиять на точность определения параметров МСЗ, оставался открытым.
В последующие годы, несмотря на появление более совершенных систем собственных движений звезд (РК.4, АОКЗ, РРМ, НІС и т.д.), исследования по кинематике Местной системы звезд, насколько нам известно, не проводились.
Данная диссертационная работа посвящена дальнейшему изучению кинематики Местной системы звезд на основе новых теоретических подходов с использованием новых астрометрических наблюдений, выполненных на Земле и в космосе.
Целью работы являются:
• изучение зависимости параметров Местной системы звезд от используемого каталога и его фундаментальной системы:
• локализация в пространстве Местной системы звезд;
• определение параметров вращения Местной системы звезд.
Структура и содержание работы:
Диссертация состоит из введения, шести глав и заключения. Она изложена на 133 страницах, включает 34 таблицы и 55 рисунков. Синеок литературы содержит 72 наименования.
5
ßiwdcuuf
• В Главе 1 рассмотрены классические подходы к исследованию собственных движений звезд, отражающие движение Солнца и вращение Галактики. Здесь же приведены координаты апекса и параметры Оорта, полученные разными авторами, а также новые определения этих параметров, выполненные автором диссертации по данным каталога Hipparcos.
• Глава II посвящена трудностям в использовании классических моделей при анализе собственных движений звезд. В частности, здесь опнеан метод (Витязев, Цветков, 1989, 1990; Внтязев, 1994; Цветков, 1999), позволяющий оценить адекватность применяемой модели к реальным собственным движениям звезд, основанный на разложениях этих собственных движений по системе сферических функций. Этот метод был применен к исследованиям двух каталогов: Каталога 512 звезд FK4/FK4 Supp. (Фрикке, 1977) и каталога Hipparcos (Перриман и др., 1997). Метод показал наличие систематических компонент в собственных движениях звезд, не описываемых стандартной кинематической моделью. В часгности, по данным каталога Hipparcos это несоответствие особенно сильно проявляется при исследовании собственных движений близких звезд.
• В Главе III, следуя работе Р.Б. Шацовой (1950), мы приводим вывод уравнений, описывающих влияние вращения Местной системы звезд на их собственные движения.
• Глава IV посвящена методам решения уравнений вращения Местной системы звезд. В ней проведен сравнительный анализ метода, использовавшегося Р.Б. Шацовой, и метода линеаризации; при этом показана неустойчивость первого метода по отношению к случайным компонентам в собственных движениях звезд.
• Глава V описывает решение уравнений вращения Местной системы по собственным движениям звезд наземных каталогов: GC, PPM, HIC. Параллельно с этим приводятся статистические характеристики этих каталогов. Решения, выполне1тые по звездам каталога GC с переводом их собственных движений в системы каталогов N30, FK4, FK5, показали, что кинематические характеристики Местной системы звезд слабо зависят от системы каталога.
Введение
• В Главе VI представлено решение уравнений вращения Местной системы звезд на материале каталога Hipparcos. Наличие индивидуальных параллаксов звезд в этом каталоге позволило локализовать Местную систему звезд в пространстве. Здесь же показано, что Местную систему образуют в основном звезды средних спектральных классов. В этой же главе получены координаты полюса вращения МСЗ из собственных движений звезд (до этого за полюс вращения принимался полюс пояса Гульда).
• В Заключении дано обсуждение результатов, а также проводится сравнение гипотезы о вращении Местной системы звезд с современными теоретическими исследованиями в области звездной динамики, а также с данными, полученными нами по лучевым скоростям звезд.
Практическая значимость работы определяется
• использованием нового подхода к кинематическому анализу собственных движений звезд, основанного на представлении собственных движений звезд по сферическим функциям;
• возможностью проследил» влияние систематических ошибок каталогов на определение параметров Местной системы звезд;
• локализацией Местной системы звезд в пространстве;
• определением общих признаков звезд, входящих в Местную систему;
• получением наиболее вероятных геометрических и кинематических характеристик Местной системы звезд.
Апробация работы.
Основные результаты, полученные в работе, докладывались на семинарах
• кафедр Астрономии и Небесной механики СПбГУ
• ГАО РАН (Пулковская обсерватория),
Введение
а также на следующих международных астрономических конференциях:
1. 165-й коллоквиум MAC «Dynamics and Astrometry of natural and artififdal celestial bodies», 1-5 июля 1996 г., Познань. Польша.
2. Международная астрометрическая конференция «Modem problems and methods in astrometry and geodynamic», Санкт-Петербург, 22-24 сентября
1996 г.
3. Международная конференция «Fourth international workshop on positional astronomy and celestial mechanics», 7-11 октября 19% г., Пенискола, Испания
4. XXIII Генеральная ассамблея MAC, секция JD3 «Preccssion-nutation and Astronomical constants for the dawn of the 21-st Century», 18-30 августа
1997 г., Киото, Япония.
5. Международная конференция «Journées 1997. “Systèmes dc reference spatio-temporels"». 22-24 сентября 1997 г.. Прага. Чехия.
6. Международный семинар «Mini-workshop Gould's Belt and Milky Way», 19-23 ноября 1997 г., Прага, Чехия.
7. Международная конференция «ADASS*98: Astronomical Data Analysis and System Software», 1-4 ноября 1998 г., Университет шт. Иллиноис, Шампейн-Урбана. США.
8. Международная конференция «Joumccs 1999. “Systèmes dc reference spatio-temporels"», 13-15 сентября 1999 г.. Дрезден. Германия.
Результаты диссертации опубликованы в работах:
1. В.В.Витязев, А.С.Цветков, 1989, Представление кинематических компонент в собственных движениях звезд с помощью сферических функций, Вестник Лснингр. Ун-та. Сер. 1, Вып. 2., с. 73-79
2. В.В.Витязев. А.С.Цветков. 1990. Исследование собственных движении и лучевых скоростей звезд с помощью сферических функций, Вестник Ленннгр. Ун-та, Сер. 1, Вып. 1., с. 79-84
ВвЫение
3. В.В.Витязев. А.С.Цвстхов, 1991, Систематические разности положений и собственных движений звезд каталогов FK5, GC и N30, Вестник Лени игр. Ун-та, Сер. 1, Вып. 1. с. 96-109
4. Цветков, 1995а / Tsvetkov A.S., The Iлса! stellar system: kinematics derived from radial velocities. Astron. and Astrophys. Transactions, Vol. 8. pp. 145-156.
5. Цветков, 1995b / Tsvetkov A.S., The I-ocal stellar system: kinematics derived from proper motions. Astron. and Astrophys. Transactions, Vol.9, pp. 1-25.
6. В.В.Витязев, А.С.Цвстхов, 19%, Поправка постоянной прецессии и параметры вращения галактики по данным каталога PPM, материалы конференции "Современные проблемы и методы астрометрии и геодинамики*. С.-Петербург, с. 28-35
7. Цветков, 1997 / Tsvetkov A.S., The Local Stellar system: kinematics derived from the HIPPARCOS catalogue. Joumccs 1997, Systemes de reference spatio-temporels, September 22-24, Prague, Czech Republic.
8. Цветков, 1998 / Tsvetkov A.S., Kinematics of the Ixjcal Stellar system. Proceedings of the IV international workshop on positional astronomy and celestial mechanics. Universität dc Valencia. Spain, pp. 73-80.
9. Цветков, 1999a / Tsvetkov A.S., A method to test the adequacy of a model to observations, in ASP Conf. Scr., Vol. 172, Astronomical Data Analysis Software and Systems VIII, cds. D. M. Mehringer, R. L. Plante, & D. A. Roberts (San Francisco: ASP), p.42-45.
Из 9 работ в соавторстве с В.В. Витязсвым опубликовано 4 статьи.
В работах [1-3] постановка задачи сделана В.В. Витязсвым, а автором
диссертации вычисления. Вклад в содержание работы [6] обоих авторов
приблизительно одинаков.
Глава /. Кинематические эф<}н'.кты в собственных движениях звезд
Глава I. Кинематические эффекты в собственных движениях звезд
1.1 Движение Солнца
Впервые наличие собственных движений звезд было обнаружено Галлеем в 1718 году из сравнения координат звезд, определенных Тихо Бра!с и древнегреческими астрономами. Разность эпох, таким образом, составляла 2000 лет. и Галлею удалось определить собственные движения всего трех звезд: Сириуса, Альдебарана и Арктура.
В 1742 году Брадлей высказал предположение, что собственные движения звезд вызываются движением солнечной системы в пространстве.
Основоположник классической астрометрии Тобиас Майер в период с 1760 но 1775 год определил из наблюдений собственные движения 137 звезд. В качестве первой эпохи использовались наблюдения создателя массажною инструмента - Ремера, в качестве второй - собственные.
Первые определения апекса солнечного движения были сделаны еще В. Гсршслсм в 1806 г. Он использовал собственные движения всего 13 звезд, подбирая положение апскса таким образом, чтобы вес собственные движения были направлены в противоположном апексу направлении.
В 1818 г. Бессель предложил другой метод определения апекса. Он сводился к поиску полюса большого круга, которым аппроксимируется собственное движение звезды. Истинные движения звезд, как стало известно позже, не имеют чисто параллактическую природу, и полученные результаты заставили Бесселя усомниться в реальности заметного движения Солнца в пространстве.
В 1859 г. М. Ковальский, а затем Эри предложили современный метод определения координат апскса и вывели уравнения, носящие теперь их имя. Прямоугольные гелиоцентрические координаты х, у, 2 связаны с экваториальными следующими соотношениями:
х = г cos а cos 5,
y=rsinacos6. (1.1)
z = rsinS,
- 10-
Глава /. Киисматичсскиг эффекты в собственных Снижениях хъ&д
огсюда для экваториальной системы координат можно найти
(1.2)
Дифференцируя эти соотношения, получим условные уравнения:
(1.3)
где Ух, Уг, У2 - компоненты вектора движения Солнца, а к = 4.74 -множитель перехода размерности от “км с* пкв “секунды дуги в год” -традиционной для собственных движений.
Следует сказать, что до появления каталога Шррагсо$ расстояния до звезд были известны плохо, поэтому уравнения (1.3) переписывались следующим образом:
т. е. вместо компонент скорости Солнца Ух, Vу, Ул, находились величины
В этих формулах (г) обозначает среднее расстояние звезд используемого
каталога. Ненадежность этой величины позволяла определить лишь координаты апекса Солнца, но не модуль скорости его движения. В таблице 1.1, из монографии Куликовского (1985), приведены положения апекса Солнца по результатам, полученным несколькими исследователями.
Сейчас стало очевидно, что координаты апекса зависят не столько от точности наблюдений и метода определения, а. в основном, от выборки звезд, используемых в анализе. Это, например, видно из табл. 1.2, в которой приведены соответствующие результаты, полученные нами по каталогу Жррагсоз.
сов8 = А'ыпа- Кете а, ц8 - .Vыпбеоза + Кып8$та -2соз6,
(1.4)
(1.5)
(1.6)
- II -