авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 18 |

«РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИЗВЕСТИЯ ГЛАВНОЙ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ В ПУЛКОВЕ № 216 ...»

-- [ Страница 3 ] --

В работах [2] и [5] показано, что наиболее эффективно метод ТСФЗ используется для определения координат ИМП тогда, когда звезды сближения и ИМП имеют не сильно различающиеся звездные величины и спектральные классы.

Литература 1. Ежегодные эфемериды малых планет на 1993-1997 гг., под редакцией Ю.В.Батракова, С.-Пб., ИТА РАН.

2. Бронникова Н.М., Васильева Т.А., Могилевская А.В. Определение координат избранных малых планет по программе сближения со звездами фундаментальных каталогов. 1998, Изв. ГАО, № 213, с. 140 - 152.

3. Хруцкая Е.В. Результаты сравнения сводного каталога NewBS с данными каталога Hipparcos. 1998, Изв. ГАО, № 213, с. 88 - 95.

4. Витязев В.В. Новые методы анализа звездных каталогов и неравномерных временных рядов. 1999, Автореферат докт. дисс., С.-Пб., с. 11.

5. Бронникова Н.М., Могилевская А.В. Определение координат малой планеты Летиции (39) по программе сближения со звездами каталогов Hipparcos (H) и Tycho (T). 2000, Изв. ГАО, № 214, с. 387 – 395.

The comparision of the positions of Minor Planets, obtained on the systems of the catalogues FK 5, PPM, Hipparcos and Tycho N.M.Bronnikova, T.A.Vasil’eva, A.V. Mogilevskaya Summary The positions of 9 selected minor planets was determined on the systems of the catalogues FK5 and Hipparcos by the observations at their close passager near the fundamental stars with Normal astrograph in 1993 – 1997. On the evarage the differences of the positions are equal to:

(Hip–FK5) = +0.s003 ± 0.s003;

(Hip –FK5) = + 0."13 ± 0."03;

n = 20;

The minor planets (2) Pallas (observation in 1987) and (39) Laetitia (observation in 1998) has been treated in two systems of reference stars: on Tycho and PPM. The differences of the positions are equal to:

(T - PPM) = -0.s012 ± 0.s002;

(T - PPM) = - 0."13 ± 0."05;

n = 24 (for Pallas);

(T - PPM) = +0.s026 ± 0.s002;

(T - PPM) = - 0."03 ± 0."05;

n = 27 (for Laetitia).

"Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове" № 216, 2002 г.

ФОТОГРАФИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ МАЛОЙ ПЛАНЕТЫ ПАЛЛАДА НА НОРМАЛЬНОМ АСТРОГРАФЕ В ПУЛКОВЕ Васильева Т.А.

Приведены 69 положений малой планеты (2) Pallas по наблюдениям на нормальном астрографе в Пулкове в период с 1987 по 1992 годы. Редукция пластинок выполнена методом шести постоянных с использованием опорных звезд из каталога Tycho-2. Проведено сравнение с эфемеридой при помощи программы ЭПОС. Paбота выполнена при поддержке гранта РФФИ N 01-02-17018.

На нормальном астрографе в Пулкове продолжаются регулярные наблюдения избранных малых планет для определения точных положений [3]. В данной работе использованы наблюдения малой планеты (2) Pallas в период с 1987 по 1992 годы.

Примерно из 40 пластинок, полученных за эти годы, выбрано и обработано 23, удовлетворяющих по качеству изображений. Наблюдения проводились с 3- минутными экспозициями, по 3 экспозиции на каждой пластинке [1]. Для наблюдений использовались гиперсенсибилизированные пластинки Zu-1, Zu-21. Наблюдатели:

Н.Бронникова, Л.Королева, Н.Нарижная, В.Бобылев, А.Евдокимов, В.Рыльков.

Измерения выполняются на Аскорекорде по обычной методике [1,2].

Дальнейшая обработка измерений производится на ПК методом шести постоянных с использованием опорных звезд из каталога TYCHO. Каждая экспозиция обрабатывалась отдельно. Ошибки единицы веса в среднем равны: Sx = ±0".18, Sy = ±0".29, а ошибки редукции: Ex = ±0".10, Ey = ±0".17.

В таблице 1 на моменты наблюдений по всемирному времени приведены топоцентрические координаты Паллады, отнесенные к экватору и равноденствию J2000.0, а также значения (O-C), определенные путем сравнения с эфемеридой при помощи программы ЭПОС [4]. Средние значения разностей за весь период наблюдений составили (O–C) cos=0".015±0".018, (O–C) =0".019±0".023.

Таблица 1.

(J2000.0) (J2000.0) (O-C)cos (O-C) Дата, UT hms °'" " " 1987 03 06.10732 16 17 44.863 +09 44 21.71 –0.03 0. 1987 03 06.11147 16 17 45.020 +09 44 25.61 0.03 0. 1987 03 06.11563 16 17 45.179 +09 44 28.92 0.12 0. 1987 04 02.02541 16 25 51.867 +16 37 15.63 –0.18 –0. 1987 04 02.02841 16 25 51.859 +16 37 18.56 –0.14 0. 1987 04 02.03107 16 25 51.839 +16 37 21.05 –0.30 0. 1987 04 08.97495 16 24 56.347 +18 25 36.86 –0.13 0. 1987 04 08.97749 16 24 56.324 +18 25 39.42 0.05 0. 1987 04 08.98038 16 24 56.267 +18 25 41.84 –0.18 0. 1987 04 11.01641 16 24 25.854 +18 56 42.94 0.04 0. 1987 04 11.01987 16 24 25.798 +18 56 46.28 0.10 0. 1987 04 11.02333 16 24 25.741 +18 56 49.44 0.15 0. (J2000.0) (J2000.0) (O-C)cos (O-C) Дата, UT hms °'" " " 1987 04 11.98616 16 24 09.193 +19 11 19.46 –0.15 –0. 1987 04 11.98760 16 24 09.160 +19 11 21.03 –0.16 –0. 1987 04 20.01213 16 24 58.671 +21 07 13.22 –0.22 –0. 1987 04 20.01559 16 20 58.572 +21 07 16.18 –0.14 0. 1987 04 20.01905 16 20 58.486 +21 07 18.82 0.13 –0. 1987 04 20.99732 16 20 29.113 +21 20 41.32 –0.17 –0. 1987 04 21.00009 16 20 29.032 +21 20 43.55 –0.08 –0. 1987 04 21.00286 16 20 28.951 +21 20 45.88 0.01 –0. 1987 04 23.01803 16 19 24.446 +21 47 41.29 –0.14 –0. 1987 04 23.02068 16 19 24.354 +21 47 44.07 –0.16 0. 1987 04 23.02322 16 19 24.253 +21 47 46.14 –0.36 0. 1987 04 27.97133 16 16 24.781 +22 49 57.26 0.20 0. 1987 04 27.97410 16 16 24.665 +22 49 59.18 0.13 0. 1987 04 27.97687 16 16 24.528 +22 50 01.34 –0.23 0. 1987 05 12.90623 16 05 04.862 +25 15 17.25 –0.13 0. 1987 05 12.90969 16 05 04.677 +25 15 18.74 –0.25 0. 1987 05 12.91315 16 05 04.504 +25 15 20.24 –0.20 0. 1988 09 05.85691 19 55 14.423 +10 06 06.54 –0.19 0. 1988 09 05.86197 19 55 14.327 +10 06 02.82 –0.21 0. 1988 09 05.86522 19 55 14.265 +10 06 00.42 –0.22 0. 1988 09 06.87757 19 54 56.503 +09 53 35.86 –0.14 0. 1988 09 06.88242 19 54 56.418 +09 53 32.34 –0.14 0. 1988 09 06.88727 19 54 56.332 +09 53 28.76 –0.15 0. 1988 09 07.85585 19 54 40.520 +09 41 35.85 –0.18 0. 1988 09 07.86131 19 54 40.426 +09 41 31.67 –0.25 0. 1988 09 07.86546 19 54 40.386 +09 41 28.15 0.17 –0. 1988 10 06.79140 19 55 35.323 +04 05 00.00 –0.18 0. 1988 10 06.79544 19 55 35.397 +04 04 57.47 –0.18 0. 1988 10 06.79960 19 55 35.473 +04 04 54.86 –0.20 0. 1988 10 08.80576 19 56 15.789 +03 44 10.45 –0.18 –0. 1988 10 08.80991 19 56 15.878 +03 44 07.90 0.13 0. 1988 10 08.81407 19 56 15.962 +03 44 05.36 0.17 –0. 1988 10 14.76019 19 58 41.165 +02 45 24.88 0.17 0. 1988 10 14.76435 19 58 41.277 +02 45 22.61 0.17 0. 1988 10 14.76850 19 58 41.390 +02 45 20.20 0.18 0. 1988 10 20.73249 20 01 43.619 +01 50 54.63 0.22 0. 1988 10 20.73664 20 01 43.748 +01 50 52.18 0.10 –0. 1988 10 20.74080 20 01 43.889 +01 50 50.03 0.16 –0. 1988 11 21.67285 20 26 34.623 –01 40 18.93 –0.14 0. 1988 11 21.67562 20 26 34.793 –01 40 19.72 0.02 0. 1988 11 21.67839 20 26 34.955 –01 40 20.52 0.06 0. 1991 04 12.82591 10 36 52.357 +10 46 40.60 0.14 –0. 1991 04 12.83007 10 36 52.364 +10 46 44.59 0.04 –0. 1991 04 12.83422 10 36 52.362 +10 46 48.69 –0.20 –0. 1991 05 06.85188 10 46 04.820 +15 20 16.02 –0.13 –0. 1991 05 06.85604 10 46 05.001 +15 20 18.01 0.15 0. 1991 05 06.86002 10 46 05.159 +15 20 19.38 0.10 –0. 1991 05 06.89059 10 46 06.331 +15 20 32.46 –0.07 0. (J2000.0) (J2000.0) (O-C)cos (O-C) Дата, UT hms °'" " " 1991 05 06.89475 10 46 06.494 +15 20 34.08 –0.08 0. 1991 05 06.89891 10 46 06.666 +15 20 35.81 0.07 0. 1992 05 11.92696 18 20 37.837 +21 56 27.06 –0.11 0. 1992 05 11.93111 18 20 37.735 +21 56 29.35 –0.02 0. 1992 05 11.93527 18 20 37.634 +21 56 31.50 –0.11 0. 1992 08 31.82302 17 28 11.098 +14 21 39.65 0.14 0. 1992 08 31.82787 17 28 11.199 +14 21 36.00 0.17 –0. 1992 08 31.83478 17 28 11.317 +14 21 31.52 –0.17 0. ЛИТЕРАТУРА 1. Васильева Т.А., Бронникова Н.М., 1998. Фотографические наблюдения малых планет в Пулкове. Изв. ГАО, №213, с. 180–182.

2. Киселева Т.П., 1994. Итоги наблюдений малых планет на нормальном астрографе Пулковской обсерватории в 1974 – 1990 гг. Изв. ГАО, №209, с.76–87.

3. Ежедневные эфемериды малых планет на 1993–1997 гг. под ред. Ю.В.Батракова.

изд. ИТА РАН.

4. Львов В.Н., Смехачева Р.И., Цекмейстер С.Д., 1999. ЭПОС. Программная система для решения эфемеридных задач. связанных с объектами Солнечной системы.

Руководство пользователя. СПб, ГАО РАН, 28 стр.

THE PHOTOGRAPHIC OBSERVATIONS OF MINOR PLANET (2) PALLAS WITH THE NORMAL ASTROGRAPH AT PULKOVO T.A.Vasyl’eva Summary 69 positions of minor planet (2) Pallas are given. The plates were taken with normal astrograph at Pulkovo during the period from 1987 to 1992. The reference stars are taken from the catalogue TYCHO. The average (O–C) values are as follows:

(O–C) cos=0".015±0".018, (O–C) =0".019±0".023.

"Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове" № 216, 2002 г.

ТРЁХМЕРНАЯ СТРУКТУРА МЕСТНОГО РУКАВА ГАЛАКТИКИ Гончаров Г.А.

Данные каталога Hipparcos и современных каталогов лучевых скоростей позволили рассмотреть крупномасштабное распределение и движение звёзд с абсолютной величиной ярче –2m в радиусе 800 пк от солнечной системы, как в наше время, так и за последние миллионов лет, т.е. за интервал, сравнимый со временем жизни этих молодых массивных звёзд. Выявлены размеры и структура местного спирального рукава Галактики, а также проанализирована его эволюция. Показано, что главным событием последних 20 миллионов лет в окрестностях солнечной системы явилось зарождение и развитие потока сотен ярких звёзд (потока Ориона), который двигался радиально, удаляясь от центра Галактики. Пояс Гулда, OB-ассоциации, гигантские тёмные облака, молодые звёздные скопления и все крупномасштабные структуры местного спирального рукава возникли при развитии потока Ориона. Среди этих структур обнаружены две, протяжённостью более килопарсека каждая:

"Большой разрыв" и "Большой туннель". Кинематическое развитие потока Ориона согласуется с гипотезой о его возникновении в результате взрыва множества сверхновых в пределах 400 пк от солнечной системы около 20 миллионов лет назад. Прохождение ядра потока Ориона из группы сверхгигантов в пределах десятков парсеков от солнечной системы 11.3 миллиона лет назад могло повлиять на климат Земли.

1. Использованные данные и их точность Трёхмерное распределение и движение звёзд в прямоугольной галактической системе координат в пределах 800 парсеков от солнечной системы вычислено по координатам, собственным движениям и параллаксам из каталога Hipparcos [Hipparcos 1997] и лучевым скоростям из Входного каталога Hipparcos [Hipparcos Input Catalogue 1992] и каталога WEB [Duflot et al 1995]. Медианная точность исходных величин:

±0.0007" для прямого восхождения, склонения и параллакса, ±0.0007"/год для компонентов собственного движения и ±2 км/с для лучевой скорости. Таким образом, имеющиеся данные весьма надёжны для анализа распределения звёзд в области с радиусом 500 пк и вполне приемлемы в области с радиусом 800 пк. На расстоянии пк указанные неопределённости тангенциальной и лучевой скорости соответствуют ± пк за миллион лет (1 км/с 1 пк за миллион лет). Т.е. имеющиеся данные позволяют рассмотреть движение звёзд на интервале времени порядка ±20 миллионов лет, и при этом неопределённость в положении звёзд не повлияет на общую картину их распределения и движения. Оси прямоугольной галактической системы координат: X показывает направление на центр Галактики (расположенный за пределами приведённых рисунков), Y – направление вращения Галактики и Z – направление на северный полюс Галактики. В рассмотренной области пространства, возможно, находятся сотни миллионов звёзд. В данной работе рассматривается распределение и движение только звёзд ярче абсолютной звёздной величины –2. Это фактически звёзды с массой больше 10 масс Солнца и временем жизни преимущественно не более миллионов лет. Эти звёзды разделены на 2 категории: 163 сверхгиганта (класс светимости Ia или Ib по проверенным и исправленным мной спектральным данным из Входного каталога Hipparcos) и 1256 остальных ярких звёзд, включая все яркие гиганты и звёзды OB. Из этих звёзд отобраны только те, лучевая скорость которых известна с точностью лучше ±5 км/с: 150 сверхгигантов и 784 остальных ярких звёзды. Все обсуждаемые ниже результаты, полученные для звёзд с известными лучевыми скоростями, остаются верны и для всей совокупности рассматриваемых звёзд, если неизвестные и неточные лучевые скорости принять нулевыми.

Большинство рассматриваемых звёзд в наше время располагается в пределах ±100 пк от галактической плоскости. Кроме того, эти звёзды, согласно современным представлениям, в течение своей короткой жизни остаются в одном из спиральных рукавов Галактики. Т.о., это исследование позволяет определить положение и движение солнечной системы относительно ближайшего спирального рукава, а также – положение и движение структур рукава.

2. Вращение Галактики В рассматриваемых данных мной учтено вращение Галактики в соответствии со стандартным подходом, изложенным в работе [Woolley 1965], а также в работе [Eggen 1996] в применении к молодым ярким звёздам в окрестностях солнечной системы. При этом предполагается, что скорость звезды относительно центра Галактики зависит только от расстояния до центра. Для некоторого множества звёзд на большом расстоянии от центра Галактики это предположение, видимо, приемлемо, если рассматриваемый интервал времени существенно меньше периода обращения этих звёзд вокруг центра Галактики, их средняя скорость относительно Солнца существенно меньше скорости Солнца относительно центра Галактики (около 250 км/с) и дисперсия скоростей этих звёзд не слишком велика. Тогда их смещение друг относительно друга со временем будет определяться только зависимостью компонента скорости V (вдоль направления вращения, координаты Y) от расстояния до центра Галактики (вдоль координаты X), или, что то же самое, от расстояния до солнечной системы вдоль координаты X. Средний модуль скоростей рассматриваемых ярких звёзд (относительно Солнца) составляет 29 км/с, стандартное отклонение скоростей – ±16 км/с (эти величины одинаковы для сверхгигантов и остальных ярких звёзд). Средний модуль скорости всех звезд относительно Солнца в окрестностях солнечной системы по данным Hipparcos составляет 30 км/с. Таким образом, орбитальное движение Солнца и рассматриваемых ярких звёзд не должно существенно различаться, следовательно, принятое предположение правдоподобно.

Зависимость компонента скорости V от расстояния вдоль координаты X может быть найдена из рассматриваемых данных, и при вычислении распределения звёзд в прошлом и будущем в значение компонента скорости V должна вноситься поправка (dV/dX)·X, dV/dX=B–A=–0, где A и B – постоянные галактического вращения, или постоянные Оорта, а 0 – угловая скорость вращения Галактики. Теоретически должна убывать с удалением от центра Галактики. Однако, многочисленные исследования показывают, что в окрестностях солнечной системы 0 почти постоянна.

Кроме того, как известно, A, B и 0 зависят от выборки звёзд. На рисунке 1 показана зависимость скорости сверхгигантов (а) и остальных ярких звёзд (б) в направлении вращения Галактики от расстояния до солнечной системы в направлении центра Галактики (направление на центр соответствует увеличению X). Выводы таковы.

1) При вращении вокруг центра Галактики Солнце обгоняет находящиеся на том же расстоянии от центра сверхгиганты в среднем на 11 км/с, остальные яркие звёзды – на 13 км/с, и эти величины не меняются при небольшом изменении выборки звёзд. Можно сказать, что Солнце примерно на 12 км/с обгоняет спиральный узор.

2) На расстоянии около 500-800 пк от Солнца в направлении центра Галактики спиральный узор не отстаёт от галактического вращения. Т.е. здесь находится так называемый круг коротации.

3) Линейная скорость галактического вращения в окрестностях солнечной системы в среднем падает с удалением от центра Галактики для сверхгигантов и практически постоянна для остальных ярких звёзд. Т.е. удалённая от центра Галактики часть спирального узора при вращении отстаёт от близкой к центру на величину около 9 км/с на кпк, или 9 пк/Млет на кпк, что может приводить к существенной деформации спирального рукава (на ~2 кпк) за время порядка галактического года (~220 миллионов лет).

4) Линейная (и угловая) скорость ярких звёзд и спирального узора показывает нелинейную зависимость от расстояния до Солнца по направлению к центру Галактики. Причём эта зависимость схожа для сверхгигантов и остальных ярких звёзд.

5) Компонент скорости V для сверхгигантов исправлен на полученную величину 0.01·X.

Рис. 1. Зависимость скорости сверхгигантов (а) и остальных ярких звёзд (б) в направлении вращения Галактики (компонент V) от расстояния до солнечной системы в направлении центра Галактики (вдоль оси X). Расстояние в парсеках, скорость в км/с.

3. Распределение ярких звёзд Рис.2. Окрестности солнечной системы в проекции на галактическую плоскость – 700х700 пк:

сверхгиганты (крупные ромбы), другие яркие звёзды (мелкие ромбы), пульсары (снежинки), гигантские оболочки и комплексы облаков (большие круги), молодые звёздные скопления и планетарные туманности (маленькие кружки). Подписаны названия ближайших ярких звёзд.

На рисунке 2 показаны окрестности солнечной системы в проекции на галактическую плоскость (X-Y). Кроме рассматриваемых ярких звёзд, показаны некоторые примечательные объекты. Здесь находятся такие известные звёздные скопления как Ясли, Плеяды, Гиады, Волосы Вероники и ближайшее к нам – Большая Медведица. Звёзды "Большого ковша" за исключением двух крайних, а также несколько звёзд классов A-F из соседних созвездий расположены на расстоянии около 25 пк и обладают общим движением. Отметим, что некоторые другие созвездия также выделяются на небе, т.к. включают яркие звёзды соответствующих скоплений или ассоциаций: Скорпион, Южный крест, Орион, Большой пёс и Волк. Известные OB ассоциации видны на рисунке 2 как области повышенной плотности ярких звёзд: Sco OB2 – справа, около Антареса, Vel OB2 – внизу, вокруг туманности Гама, Ori OB1 – слева, вокруг Ригеля, Per OB2 – слева вверху, вокруг Мирфака.

На рисунке 3 показаны несколько большие окрестности солнечной системы, чем на рисунке 2: сверхгиганты и другие яркие звёзды в области 1600х1600 пк показаны крупными и мелкими значками соответственно. Облака не показаны. Каталог Hipparcos, как следует из его описания, практически полон около галактической плоскости до 7.5m, т.е. до абсолютной величины –2m в области радиусом 800 пк [Hipparcos 1997]. Но по краям рассматриваемой области картина распределения ярких звёзд неточна и размыта из-за ошибок определения параллаксов, и, возможно, не совсем полна из-за сильного поглощения в облаках. Тем не менее, видно, что яркие звёзды отсутствуют в направлении на центр и антицентр Галактики на расстоянии более 600 пк (на левом и правом краях рисунка). Т.е. виден местный спиральный рукав (рукав Ориона), протянувшийся в направлении галактического вращения (сверху вниз на рисунке 3). Толщина рукава – чуть более килопарсека, что вполне согласуется с видимой толщиной больших спиральных рукавов других галактик. Солнечная система находится в центральной части сечения рукава. Другие спиральные рукава находятся на расстоянии более килопарсека от солнечной системы и не рассматриваются в данной работе.

До результатов Hipparcos изученная на основании наземных тригонометрических параллаксов область Галактики ограничивалась лишь радиусом около 200 пк. Эта область отмечена кружком в центре рисунка 3.

Распределение ярких звёзд в местном рукаве весьма неравномерно. Они создают ячеистую (сотовую, или волокнистую) структуру из OB-ассоциаций и гигантских OB потоков, между которыми располагаются гигантские комплексы молекулярных и пылевых облаков. Видимо, эта структура – следствие и древних, и недавних процессов звездообразования.

Из левого верхнего в правый нижний угол параллельно друг другу протянулись 2 "вала" из сверхгигантов – края известного Большого "разрыва", или "провала" (общепринятое английское название – "the Great rift"). "Большой разрыв" насыщен тёмными облаками и потому виден как тёмная полоса среди Млечного пути на фоне созвездий Лиры, Лебедя и Орла. Возможно, эти облака аналогичны тёмным облакам на внутренней стороне спиральных рукавов других галактик. Края "Большого разрыва", насыщенные сверхгигантами, видны на небе как две яркие части Млечного пути с исключительно яркими звёздами на их фоне: созвездия Персея, Тельца, Ориона и Большого пса на зимнем небе и созвездия Лебедя, Орла, Стрельца и Скорпиона на летнем небе. Соответственно я назвал их "Зимний" и "Летний" валы. Зимний вал включает множество звёздных скоплений (альфа Персея, Плеяды, Гиады, Большая медведица, Волосы Вероники, Ясли и Южные Плеяды), а Летний вал - планетарных туманностей (Кольцо, Гантель, Улитка).

В окрестностях солнечной системы заметна ещё одна гигантская, видимо, не замеченная до недавнего времени структура - бедный яркими звёздами "туннель", проходящий на рисунке 3 через Солнце сверху в левый нижний угол. Назовём его "Большим туннелем" ("the Great tunnel", название взято из первого упоминания этой структуры в работе [Olano 2001]). Края "Большого туннеля" в пределах 200 пк от солнечной системы образованы известными упомянутыми ранее OB-ассоциациями и выделяются на рисунке 2. Кроме того, распределение этих ассоциаций в пространстве образует хорошо известный "пояс Гулда". Это отмеченное ещё Джоном Гершелем в 1847 году и исследованное Бенджамином Гулдом в 1874 году кольцо ярчайших звёзд, наклонённое к галактической плоскости примерно на 20°. На рисунке 4 показано распределение ярких звёзд в проекции на плоскость X-Z: отмечен пояс Гулда, и хорошо виден его наклон к плоскости Галактики.

4. Эволюция местного спирального рукава Рис. 3. Распределение ярких звёзд в пределах ±800 пк от солнечной системы.

Рис. 4. Распределение ярких звёзд в проекции на плоскость X-Z. Звёзды в пределах 200 пк образуют наклонённый к галактической плоскости пояс Гулда.

Рис. 5. Распределение ярких звёзд в галактической плоскости 11.3 миллиона лет назад (расстояния в пк).

Рис. 6. Распределение ярких звёзд в проекции на плоскость X-Z 11.3 миллиона лет назад.

Рис. 7. Распределение ярких звёзд в галактической плоскости 20 миллионов лет назад.

Рис. 8. Распределение ярких звёзд в проекции на плоскость X-Z 20 миллионов лет назад.

Рассмотрен слой ±300 пк от галактической плоскости.

Рис. 9. Распределение ярких звёзд в галактической плоскости через 5 миллионов лет в будущем (расстояния в пк).

Рис. 10. Распределение ярких звёзд в проекции на плоскость X-Z через 5 миллионов лет в будущем (расстояния в пк).

Рис. 11. Изменение распределения ярких звёзд в проекции на плоскость Y-Z в течение 25 миллионов лет (расстояния в пк).

На рисунках 2 и 3 видно, что яркие звёзды Ориона образуют компактную группу: Бетельгейзе, Ригель, Саиф, пояс Ориона (Альнитак, Минтака и Альнилам).

Вместе со многими другими яркими звёздами они смещаются радиально от центра Галактики (на рисунках X-Y справа налево), образуя так называемый "поток Ориона".

Поток столь многочисленный и влиятельный, что иногда весь наш спиральный рукав называют рукавом Ориона.

В многочисленных работах о поясе Гулда, отмечено его наблюдаемое расширение и осевое вращение [Eggen 1996]. Оба эти эффекта, по-видимому, являются расширением и рассеиванием потока Ориона в пространстве при его развитии. Это видно, если проследить изменение распределения ярких звёзд в прошлом и будущем.

Расчёты показывают, что 11.3 миллиона лет назад ядро потока, включающее туманность Ориона (или туманности предыдущего поколения в потоке Ориона) и упомянутые сверхгиганты, прошло рядом с Солнечной системой. Тогда 5 звёзд в созвездии Ориона сияли ярче, чем Сириус сегодня: Ригель и Саиф – ноги Ориона и звезды пояса Ориона, при этом Ригель был –5m на расстоянии 25 пк от солнечной системы. На рисунке 5, аналогичном рисунку 3, показано распределение ярких звёзд 11.3 миллиона лет назад. При этом число ярких звёзд в параллелепипеде 1600х1600х600 пк изменилось лишь незначительно из-за ухода некоторых из них за его пределы. Яркие звёзды тогда заполняли меньшую область, чем сейчас, и преимущественно располагались ближе к центру Галактики так, что поток Ориона был компактнее и заметнее.

Распределение звёзд в проекции на плоскость X-Z 11.3 и 20 миллионов лет назад показано на рисунках 6 и 8 соответственно. Видно, что пояс Гулда тогда располагался в среднем на несколько десятков парсеков выше галактической плоскости, или, точнее, линии Солнце-центр Галактики. Учитывая, что мы рассматриваем относительное положение и движение ярких звёзд и Солнца, невозможно сказать, находилось ли Солнце миллионы лет назад в плоскости Галактики, а поток Ориона - над ней или же Солнце - вдали от плоскости Галактики, а поток - около неё. На рисунках 6 и 8 ядро потока Ориона выглядит как расширяющаяся сферическая группа сверхгигантов, надвигающаяся на солнечную систему сверху и со стороны центра Галактики.

Ядро потока Ориона выделяется как компактная группа и в центре рисунка 7, где показано распределение тех же звёзд 20 миллионов лет назад в проекции на галактическую плоскость. Вся гигантская "стена" из ярких звёзд, проходящая на рисунке 7 сверху вниз правее Солнца, может быть отнесена к потоку Ориона. Учитывая время жизни рассматриваемых звёзд, вполне возможно, что поток Ориона или хотя бы его ядро родились именно тогда. В работе [Berghfer & Breitschwerdt 2002] показано, что формирование рассматриваемых мной галактических структур в окрестностях солнечной системы произошло в 2 этапа: примерно 30-60 и 10-20 миллионов лет назад, и второй процесс мог быть вызван взрывами примерно 20 сверхновых. Это относится и к почти лишённой ярких звёзд сферической области радиусом около 120 пк вокруг солнечной системы. Эта область, известная как "Местный пузырь" (Local Bubble), хоро шо видна на рисунках 2 и 3. Открытые в последние годы в этой области пространства источники гамма-излучения, возможные остатки сверхновых, рассмотрены в работе [Grenier 2000]. Подобная серия взрывов с мощностью примерно 40 сверхновых произошла всего лишь около миллиона лет назад примерно в 2000 пк от Солнца. Её результат – гигантская расширяющаяся оболочка, известная как Сверхоболочка в Лебеде (Cygnus superbubble).

Очень молодые звёздные скопления (или, по крайней мере, поколение молодых звёзд в них) - Плеяды, альфа Персея и некоторые другие, возникли в последние миллионов лет, как показано в многочисленных работах Олина Эггена (Olin Eggen), крупнейшего исследователя скоплений и сверхскоплений в окрестностях солнечной системы. Эти скопления, следуя потоку Ориона, несомненно, являются его частями. В звёздных скоплениях, возраст которых существенно больше 20 миллионов лет, имеются субскопления с возрастом около 11 миллионов лет – результат нескольких актов звёздообразования в каждом скоплении, как отмечено в работах [Eggen 1992], [Chereul et al 1999].

Интервал в 20 миллионов лет по порядку величины близок к времени жизни рассматриваемых звёзд. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе, видимо, уже приблизились к концу жизни. Большую часть времени они пребывали на правом краю потока, где видимо, и родились раньше других сверхгигантов.

Учитывая роль ярких звёзд в звездообразовании, химической эволюции Вселенной, формировании спиральной структуры галактик и возникновении скоплений, надо признать, что развитие потока Ориона, несомненно, является главным событием последних 20 миллионов лет в местном спиральном рукаве Галактики. При прохождении ядра потока Ориона 11.3 миллиона лет назад рядом с солнечной системой недалеко от Земли могли оказаться звёзды и межзвёздные облака, которые, как показано многими исследователями, способны повлиять на Землю, например, изменить климат.

Именно, около 23 миллионов лет назад, в начале миоцена началось похолодание и иссушение климата, которое около 11 миллионов лет назад привело к вымиранию многих растений и животных. Около 25 миллионов лет назад среди обезьян возникло надсемейство человекообразных обезьян (Hominoidea), а около 6-8 миллионов лет назад, в разгаре климатических изменений на Земле и, в частности, в Африке, возникло семейство Гоминид (Hominidae), от которого сейчас остался только один вид - человек разумный [Вишняцкий 2002]. Т.е. 6-8 миллионов лет назад - это то время, когда разошлись пути эволюции, ведущие к шимпанзе и человеку.

На рисунках 9 и 10 показано распределение рассматриваемых ярких звёзд через 5 миллионов лет в будущем. "Стена" сверхгигантов потока Ориона окончательно рассеется, а часть этих звёзд, видимо, взорвётся. Известный в наше время "Летний вал" подойдёт вплотную к солнечной системе. Одно из звёздных скоплений видно на рисунке рядом с Солнцем. Однако, это не будет столь впечатляющим событием, как прохождение Ригеля около Солнца 11.3 миллиона лет назад.

В работе [Torra et al 2000] с использованием результатов Hipparcos и лучевых скоростей OB-звёзд показано, что пояс Гулда является частью структуры размером более килопарсека, т.е. частью местного спирального рукава. Таким образом, пояс Гулда, видимо, является не самостоятельной структурой, а лишь пересекающимися ближайшими к нам участками двух основных структур местного спирального рукава:

"Большого разрыва" и "Большого туннеля". Они же, в свою очередь, являются временными структурами на интервале порядка 20 миллионов лет и возникли в результате развития потока Ориона или его взаимодействия с более старыми структурами. Это видно на рисунках 5-11, где при продвижении в прошлое исчезают и пояс Гулда (как заметное наклонённое к плоскости Галактики кольцо ярких звёзд), и обе большие структуры нашего времени.

На рисунке 11 показана эволюция потока Ориона в проекции на плоскость Y-Z.

Видно смещение потока против направления вращения Галактики, в направлении южного полюса Галактики, а также – весьма заметное уплотнение, которое, видимо, является результатом действия сил, сплющивающих диск Галактики. Таким образом, трёхмерная эволюция потока Ориона за последние 20 миллионов лет выглядит как зарождение множества ярких звёзд и дальнейшее их оседание к плоскости Галактики с одновременным превращением вертикально протяжённой структуры этого множества в горизонтально протяжённую. Это подобно перераспределению струи зерна, высыпаемого из мешка на вращающийся мельничный жёрнов. "Выглядит" не значит "так оно и есть", хотя рассмотренная эволюция потока Ориона согласуется с предложенным в работе [Olano 2001] подробным сценарием возникновения местного спирального рукава и его структур, включая "Большой туннель", миллионы лет назад при прохождении радиально двигавшегося гигантского облака через один из спиральных рукавов.

5. Скорости ярких звёзд Средние компоненты скорости в км/с и соответствующие стандартные отклонения представлены в таблице:

(U) (V) (W) U V W Сверхгиганты -6 -11 -6 23 15 Остальные яркие звёзды -10 -13 -8 20 15 Рис. 12. Распределение ярких звёзд по компоненту скорости U (в км/с) в зависимости от координаты Y (в пк от солнечной системы).

Здесь разница между сверхгигантами и остальными яркими звёздами не видна. В целом движение ярких звёзд следует движению ядра потока Ориона. Большая дисперсия компонента U вызвана зависимостью компонента скорости U от координаты Y. Эта зависимость показана на рисунке 12. Яркие звёзды, отстающие в галактическом вращении, быстрее удаляются от центра Галактики, чем звёзды, лидирующие во вращении. При этом лидирующие во вращении звёзды практически прекратили радиальное движение или даже движутся к центру Галактики. Этот эффект отмечен в работе [Бобылев 2002]. Его можно считать вращением множества рассматриваемых звёзд вокруг удалённого центра, находящегося за пределами или на краю рассматриваемой области пространства, на расстоянии более 400 пк от солнечной системы. Если бы центр вращения находился ближе, соответствующий тренд наблюдался бы на диаграмме X-V. Однако, там наблюдается лишь небольшой эффект, противоположный ожидаемому. Т.е., видимо, эффект Y-U больше ни в чём не проявляется. Возможно, этот эффект – следствие "торможения" и деформации более молодой структуры, "Большого разрыва", при встрече с более старой структурой, "Большим туннелем" (возникновение этих структур видно на рисунках 3, 5, 7 и 9). Для лидирующих во вращении звёзд эти структуры уже практически совпали и взаимодействуют, в то время, как для отстающих во вращении звёзд они ещё далеки друг от друга, хотя "Большой разрыв" постепенно догоняет "Большой туннель".

На рисунке 13 показано распределение ярких звёзд по скоростям. Практически все рассматриваемые яркие звёзды обладают весьма схожими компонентами скорости V и W (вдоль Y и Z), что, видимо, результат их общей принадлежности потоку Ориона.

На диаграмме U-V можно обнаружить несколько звёздных скоплений и сверхскоплений. Например, сверхскопления Кормы-Южного креста и Кассиопеи, отмеченные на рисунке и включающие несколько десятков ярких звёзд, движутся с противоположных концов "Большого разрыва" вдоль него к солнечной системе и друг к другу.

Рис. 13. Распределение ярких звёзд по скоростям в км/с. Выделены два из множества сверхскоплений, которые можно обнаружить на подобных диаграммах.

6. Выводы Данное исследование показывает, что каталог Hipparcos (особенно благодаря точным параллаксам) оказал революционное влияние на исследование кинематики звёзд Галактики: впервые вместо классического метода центроидов можно рассмотреть трёхмерное распределение и движение звёзд без привлечения каких-либо моделей. При этом впервые можно рассмотреть одну из крупных физически обособленных структур Галактики целиком – местный спиральный рукав в радиусе более 600 пк от солнечной системы. Обнаружение и анализ звёздных скоплений, OB-ассоциаций и других галакти ческих структур становится легче, надёжнее и полнее. Кроме того, можно впервые проследить эволюцию местного спирального рукава на протяжении миллионов лет. В данной работе приведено множество примеров исследования структуры и эволюции этого рукава. При этом рассмотренные молодые массивные звёзды особенно удобны, т.к. 1) большая часть их жизни умещается в рассмотренном временном интервале и 2) каталог Hipparcos полон в отношении таких звёзд в пределах рассмотренной области (более того – почти половина этих звёзд видна на небе Земли невооружённым глазом!).

Анализ трёхмерного распределения и движения звёзд выглядит весьма перспективно:

возможен дальнейший анализ взаимодействия крупнейших структур местного рукава, поиск неизвестных звёздных скоплений, уточнение положения круга коротации, поиск закономерностей возникновения и развития спиральных рукавов, анализ линейной и угловой скорости вращения Галактики на разных расстояниях от её центра, уточнение постоянных Оорта и даже анализ влияния галактических процессов на климат и другие характеристики Земли в прошлом.

Благодарности Благодарю Российский фонд фундаментальных исследований за поддержку по гранту №02-02-16570.

Литература Бобылев В.В., "Кинематика звёзд пояса Гульда, часть II", 2002, этот сборник.

Вишняцкий Л.Б., Введение в преисторию, Кишинёв, 2002, 312 с..

Berghfer, T. W., Breitschwerdt, D., 2002, A&A 390, 299.

Chereul1 E., Creze M., Bienayme1 O., 1999, A&AS 135, 5.

Duflot M., Figon P., Meyssonnier N., 1995, A&AS 114, 269.

Eggen O., 1992, AJ 104, 1906.

Eggen O., 1996, AJ 112, 1595.

Grenier, I. A., 2000, A&A 364, L Hipparcos and Tycho catalogues, 1997, ESA.

Hipparcos input catalogue, 1992, ESA.

Olano, C. A., 2001, AJ 121, 295.

Torra, J., Fernndez, D., Figueras, F., 2000, A&A 359, Woolley R., 1965, in Stars and Stellar Systems, Vol. 5, Galactic Structure, ed. A. Blaauw & M. Schmidt, Chicago: Univ. Chicago Press, 85.

3D STRUCTURE OF THE LOCAL SPIRAL ARM G.A. Gontcharov Summary The data from the Hipparcos catalogue and recent catalogues of radial velocities allows us to consider large-scale distribution and motion of the stars with absolute magnitude brighter than –2m within pc from the Solar system as in the time as for past 20 million years, i.e. for temporal interval compa rable with life-time of these young massive stars. The size and structure of the galactic local spiral arm is revealed and its evolution is analyzed. It is pointed out that the main event of the last 20 My in the vicinity of the Solar system was the born and evolution of a stream of hundreds bright stars (the Orion stream) which moved radially away from the galactic center. The Gould belt, OB-associations, giant cloud complexes, young stellar clusters and all other large-scale structures of the local spiral arm developed in the evolution of the Orion stream. Two extended structures more than 1 kpc each are found among them: the Great rift and the Great tunnel. The kinematics evolution of the Orion stream is in agreement with a hypothesis of its genesis as a result of an explosion of many supernovae at pc above the galactic plane about 20 My ago. The passage of the Orion stream core contenting a group of supergiants within several tens parsecs from the Solar system about 11.3 My ago would impact the Earth climate.

"Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове" № 216, 2002 г.

ПРЕДВАРИТЕЛЬНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ОБРАБОТКИ ПУЛКОВСКОГО РЯДА ФОТОГРАФИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ ДВОЙНОЙ ЗВЕЗДЫ 61 ЛЕБЕДЯ, ИЗМЕРЕННОГО НА АВТОМАТИЧЕСКОЙ МАШИНЕ «ФАНТАЗИЯ»

Горшанов Д.Л., Шахт Н.А., Поляков Е.В., Киселёв А.А., Канаев И.И.

Обработан ряд фотографических наблюдений двойной звезды 61 Лебедя, выполненный в Пулковской обсерватории в 1958–1997 гг. и измеренный на автоматической машине «Фантазия». Средняя точность полученных относительных координат компонент для среднегодовой точки составила ±0".007. Исследование полученных данных методами спектрального анализа подтвердило обнаруженное А.Н.Дейчем наличие периодических составляющих в относительном движении компонент по координате X с периодами около 6. и 12 лет с амплитудами 0".012 и 0".009 соответственно.

История наблюдений 61 Лебедя Двойная звезда 61 Cyg (ADS 14636;

2000 = 21h 06m 2000 = 38°45';

5m 6m.9,.4,.1;

K5V, K7V (каталог WDS);

tr = 0".296;

2000 = 30" 2000 = 150°) входит в пулковский.5, список звёзд с невидимыми спутниками и наблюдается на нормальном астрографе с 1895 года и на 26" рефракторе — с 1958 года.

Как известно, эта звезда в течение многих лет была объектом исследования нескольких поколений астрономов.

Данные о положении этой звезды на небе впервые были опубликованы Гевелием в его каталоге 1500 звёзд, наблюдённых без помощи зрительной трубы, в середине XVII века. В качестве двойной её впервые отмечает Фламстид под номером 61-ой созвездия Лебедя в каталоге 3000 звёзд, изданном в 1725 году. По наблюдениям Брадлея и Пиацци было определено совместное собственное движение обеих звёзд пары с большой скоростью, составлявшей 5" в год. Относительная орбита неоднократно определялась Бесселем, а также по наблюдениям Дерптской и Пулковской обсерватории В.Я.Струве и Петерсом. Элементы эллиптической орбиты Лебедя, вычисленные Петерсом (см. Таблицу 1) по наблюдениям В.Я.Струве и О.В.Струве, довольно близки к более современным данным Стрэнда (Strand, 1943), выведенным по визуальным и фотографическим наблюдениям с середины XIX века за промежуток наблюдений около 100 лет.

Как известно, предположение о наличии спутника у звезды 61 Лебедя было высказано Вильзингом ещё в 1893 году, который по фотографическим наблюдениям на нормальном астрографе в Потсдаме нашёл колебания в расстоянии между звёздами пары с амплитудой 0" и периодом 22 месяца. Впоследствии эти результаты были. объяснены инструментальными погрешностями. Но работа Вильзинга возбудила новый интерес к 61 Лебедя.

Влияние возможного спутника на взаимное расстояние между звёздами пары неоднократно исследовалось в работах Холмберга, Стрэнда и по пулковским данным в работах А.Н.Дейча.

В 1943 году Стрэнд опубликовал сообщение об элементах орбиты и о массе тёмного спутника 61 Лебедя (Strand, 1943). Свои выводы он сделал на основании исследования 47 пластинок, снятых на длиннофокусных астрографах Потсдама, Лика и Спрула. Период обращения спутника по Стрэнду равен 4.9 года, нижний предел массы — 0.016 массы Солнца. Однако использованный Стрэндом наблюдательный материал был сравнительно невелик и охватывал только годы 1914–1918, 1935, 1937 и 1939– 1942.

В Пулкове фотографические наблюдения 61 Лебедя, начатые С.К.Костинским в 1895 году на нормальном астрографе, продолжаются по настоящее время. С 1958 года были также начаты планомерные наблюдения этой звезды на 26" рефракторе в рамках пулковской программы исследований звёзд с невидимыми спутниками.

По результатам обработки этих наблюдений А.Н.Дейчем была опубликована серия работ, в которой определялись параметры орбиты возможного невидимого спутника. Статья Дейча и Орловой (1977) включала результаты обработки наблюдений пулковского нормального астрографа и 26" рефрактора по 1974 год. В ней также использовался наблюдательный материал Вашингтонской обсерватории и обсерватории Спрул и было показано, что периоды, выявленные по наблюдениями на этих четырёх астрографах, достаточно хорошо согласуются между собой, а полученные результаты можно интерпретировать как возмущения от двух невидимых спутников с периодами обращения 6 и 12 лет. Наиболее уверенный период в 6 лет дал возможность построить модель орбиты фотоцентра, описываемой под влиянием этого.002, i = ±34°, = 108°, гипотетического спутника: T = 1957.0, e = 0.2, a = 0".006±0" = 301°. При этом нижний предел массы предполагаемого спутника оказался равным 0.004 массы Солнца.

Относительные положения 61 Лебедя, полученные Дейчем и Орловой в указанной работе по наблюдениям нормального астрографа, были в дальнейшем исследованы методами периодограмм с применением различных методов математического спектрального анализа (Шахт, 1998). Эти исследования подтвердили объективный характер периодов, ранее выявленных этими авторами: в ряде 1895– 1940 гг. — P = 5.0±0.5 года, в ряде 1949–1975 гг. — P = 5.8±0.5 года.

Однако следует отметить, что история исследования 61 Лебедя показывает, как с ростом точности и привлечением новых теоретических работ предыдущие выводы приходится подвергать сомнению, так как они не всегда подтверждаются новыми наблюдениями.

Известно, что в своё время исследование лучевых скоростей ряда близких звёзд (Campbell et al., 1988) не дало результатов, свидетельствующих о наличии спутников планетоподобных масс у этих звёзд, в том числе, и у 61 Лебедя. Полученные периодические смещения спектральных линий с периодом 7 лет авторы объяснили сейсмической активностью этой звезды и пульсациями её атмосферы. В работе (Marcy, Chen, 1992) авторы пришли к выводу, что история эволюции звезды и малая скорость вращения каждого из её компонентов вокруг своей оси теоретически не допускают существования спутников, вращающихся вокруг этих компонентов.

Астрометрические наблюдения в Морской обсерватории США также не обнаружили периодических колебаний, превышающих уровень шума во взаимных расстояниях между компонентами 61 Лебедя (Jostis et al., 1983).

Однако все упомянутые наблюдения были сделаны на достаточно коротких временных отрезках;

вопрос о наличии долгопериодических спутников у 61 Лебедя не ставился.

В то же время, 61 Лебедя имеет кинематические и динамические параметры, а также спектральный класс, подобные некоторым из близких визуально-двойных звёзд, орбиты которых были исследованы Бенестом (Benest, 1996, 1997) в предположении наличия у них планетоподобных спутников.

Определение элементов орбиты двойной звезды 61 Лебедя По пулковским данным неоднократно определялись элементы орбиты 61 Лебедя (см., например, Кияева, 1984;

Киселёв, Романенко 1998);

использовался метод параметров видимого движения (AMP) (Киселёв, 1989).

Сумма масс оценена по наилучшему согласию вычисленной орбиты с наблюдениями на других инструментах 1830–1937 гг.

Определена ориентировка орбиты в галактической системе координат.

Оказалось, что орбита 61 Лебедя заметно наклонена (i 50°) к галактической плоскости.

Таблица 1. Определения орбиты 61 Лебедя P a(") e i T0 M(A+B) Автор (годы) 64o 29.5 783 0.2 Peters, o o 24.5 697 0.4 154 53 172 1686 г. Fletcher, 1.1 M!

24.5 720 0.4 52 Strand, 24.3 653 0.4 147 55 171 1677 1.3 Caro, Veka, 24.7 722 0.4 158 52 172 1690 1.1 Jostis, 24.9 734 0.40 159 52 172 1687 1.1 Кияева, 24.5 658 0.48 146 54 176 1697 1.3 Киселёв, Романенко Определение орбиты по Пулковскому ряду показало, что протяжённость и точность наших наблюдений достаточны для определения параметров орбиты и отношения масс компонент.

Наблюдательный материал В настоящее время в пулковской стеклотеке имеются два ряда пластинок с Лебедя. Первый ряд охватывает наблюдения на нормальном астрографе 1895–2001 гг. и составляет около 800 пластинок;

второй ряд относится к наблюдениям на 26" рефракторе 1958–2001 гг., в него входит около 400 пластинок. Пулковские ряды наблюдений 61 Лебедя являются одними из самых продолжительных и однородных.

В наблюдениях исследуемого в настоящей работе ряда, полученного на 26" рефракторе, принимало большое число пулковских астрономов. Основной ряд наблюдений получен при участии И.И.Канаева, А.А.Киселёва, Г.А.Плюгина, В.А.Соколовой, Н.А.Шахт, Н.Н.Ключника, В.С.Чубей, О.А.Калиниченко, О.В.Кияевой, О.П.Быкова, Л.Г.Романенко.

При наблюдениях на 26" рефракторе употреблялись следующие фотопластинки.

В первые годы использовались «AGFA Isochrom», которые затем были заменены на «ORWO WO-1» близкие к ним по спектральной чувствительности. После 1991 г., в связи с отсутствием пластинок этого сорта, пришлось перейти на панхроматические «ORWO WP-1» и «ORWO NP-27».

Для контроля с 1976 года на обоих инструментах каждую ночь сразу после.0016 ± 0" Лебедя наблюдается заведомо далёкая (tr = 0".0018), но также широкая h m ( = 18") пара ADS 14710 (2000 = 21 10.5, 2000 = 22°27';

A1V (каталог WDS)).

Выявление одинаковых периодических уклонений у обеих пар могло бы служить свидетельством наличия каких-то общих инструментальных или астроклиматических причин, но не свидетельством присутствия невидимых спутников. К настоящему моменту на 26" рефракторе снято около 170 пластинок ADS 14710, а на нормальном астрографе — около 240.

Таблица 2. Характеристики пулковских астрографов, использовавшихся при наблюдениях 61 Лебедя Диаметр Фокусное Рабочее Размер Инструмент Масштаб объектива расстояние поле зрения пластинок 26" 0° 1° 13 18 см 65 см 10.4 м 19".81/мм.. рефрактор Нормальный 2° 2° 16 16 см 35 см 3.4 м 59".56/мм.. астрограф В настоящей работе представлены результаты измерений и обработки пластинок 61 Лебедя, полученных на 26" рефракторе с 1958 по 1997 гг., а также пластинок ADS 14710, полученных на этом же инструменте с 1976 по 1998 гг.

Эти пластинки снимались каждый год с августа по октябрь вблизи кульминации пары. В большей части наблюдательных сезонов получалось около 10 пластинок. В большинстве случаев на каждой пластинке фотографировалось 12–25 экспозиций со смещениями кассеты с фотопластинкой между экспозициями.

Результаты измерений полученных пластинок на автоматической машине «Фантазия»

В настоящее время в Пулковской обсерватории для измерения астрономических фотопластинок используется разработанный в обсерватории автоматический измерительный комплекс «Фантазия» (см. Герасимов, Поляков и др., 1994).

Рис. 1. Распределение отклонений от средних значений разностей координат компонент 61 Cyg, измеренных на фотопластинках комплексом «Фантазия»:

a) в пределах 100 мкм;

b) в пределах 10 мкм;

c) в пределах 1 мкм.

На Рис. 1 приведены гистограммы, характеризующие точность измеренного наблюдательного материала (пластинки 61 Лебедя, полученные на 26" рефракторе) в линейной мере. Они получены следующим образом. На каждой пластинке определялись разности измеренных координат звёзд пары для каждой экспозиции. Для этих разностей находились средние по пластинке значения и уклонения от средних для каждой экспозиции. Количества этих уклонений, попадающих в заданные диапазоны значений, просуммированные по всем пластинкам всех лет, и приведены на гистограммах (всего около 5500 экспозиций).

Из приведённой гистограммы видно, что около половины уклонений от среднего почти равномерно распределены в пределах 1 микрона, что в масштабе 26" рефрактора составляет 0".02.

Средняя ошибка одной экспозиции на пластинках 26" рефрактора при автоматических измерениях составляет 0".028.

Методика обработки Обработка следовала в основном методике астрометрической редукции, изложенной в работе Киселёва и др. (1988).

В данной работе при обработке двойных звёзд получались положения одной компоненты пары относительно другой: как координаты (x, y) (в секундах дуги), так и расстояние (в секундах дуги) и позиционный угол (в градусах).

По измеренным координатам звёзд пары определялись относительные линейные координаты компоненты B относительно компоненты A.

Далее осуществлялся переход в промежуточную систему координат (x', y') путём исправления позиционного угла за неточность ориентировки пластинки при измерении.

Для определения точной ориентации позиционного угла на большинстве пластинок снимался так называемый «след»: после последней экспозиции часовой механизм телескопа останавливался на время t = 40ssec, затем ведение возобновлялось и снималась ещё одна экспозиция. По следу определялся необходимый угол поворота системы координат:

y y = arctg 2 ;

x 2 x здесь (x1, y1) и (x2, y2) — координаты звезды на восточной и западной экспозициях следа. Но отснятый таким образом след задаёт хорду небесной параллели, направление которой отличается от направления касательной к этой параллели в оптическом центре, по которой и нужно ориентировать пластинку, на небольшой угол ltg = 2f (здесь l — длина следа, f — фокусное расстояние телескопа).


После поворота координатных осей в правильное положение производился переход в экваториальную систему координат (,) (по-прежнему рассматриваются координаты одной компоненты относительно другой) с учётом геометрического масштаба телескопа, дифференциальной рефракции и несимметричности следа относительно положения объекта — угла :

= M 0 x (1 + (1 + k1 )) + M 0 y (2 k1k 2 + ), = M 0 y (1 + (1 + k 2 )) M 0 x где — коэффициент рефракции, зависящий от температуры и атмосферного давления, а k1 и k2 — тангенциальные координаты точки зенита на измеренной пластинке.

К сожалению, во время наблюдений не на всех пластинках удавалось отснять след. А в некоторые годы (1958–1960 и 1967–1969) след не снимался вообще. Поэтому возникла необходимость определять правильную ориентировку системы координат на пластинках по присутствующим на них изображениям ближайших звёзд. Для однородности эта процедура была выполнена на всём промежутке наблюдений.

В этом случае выбиралась пара звёзд, расположенных по разные стороны от двойной звезды, тангенциальные координаты которых (X1,Y1) и (X2,Y2) с хорошей точностью определяются из каталога. По этим координатам и по измеренным координатам (x1, y1) и (x2, y2) этих звёзд определялся угол поворота координатных осей для перехода в промежуточную систему:

( x 2 x1 ) X 2 X = 0 arctg 0 = arctg, где.

y 2 y1 Y2 Y Далее осуществлялся переход в относительную экваториальную систему координат также с учётом геометрического масштаба телескопа, дифференциальной рефракции и координат ориентирующей пары звёзд:

= M 0 x (1 + (1 + k1 )) + M 0 y (2k1k 2 sin 0 + (k 2 k1 ) sin 0 cos 0 ) 2 2 2.

2 2 2 = M 0 y (1 + (1 + k 2 )) + M 0 x (2k1k 2 cos 0 (k 2 k1 ) sin 0 cos 0 ) По полученным координатам вычислялись угловое расстояние между компонентами пары и позиционный угол. После этого производилось усреднение этих величин по всем экспозициям пластинки.

В позиционный угол вводились поправки за собственное движение двойной звезды и прецессию — все пластинки переводились на эпоху и равноденствие 2000.0.

Затем для каждого года определялись среднегодовые значения и и по ним — среднегодовые значения относительных экваториальных координат (,).

Результаты обработки Ряд наблюдений 61 Лебедя, выполненных на 26" рефракторе в 1958–1997 годах был обработан указанными выше способами (т.е. с ориентировкой по следу и по соседним звёздам).

На Рисунках 2–5 приведены зависимости координат,, и от времени (среднегодовые точки) для 61 Лебедя и звезды сравнения ADS 14710. На каждом графике проведены квадратичные тренды. Видно, что наибольшие уклонения испытывает координата.

Сравнение результатов, полученных с разными способами ориентировки.

Удалось подобрать только одну пару соседних с 61 Лебедя звёзд, пригодных для использования в качестве ориентирующих, которая бы присутствовала на пластинках во все годы ряда. Ещё одна такая пара звёзд присутствует на пластинках во все годы, кроме 1996–1997. С этими двумя парами и была проведена обработка. Координаты и собственные движения для звёзд этих пар были взяты из каталога TYCHO2. На Рис. приведены разности среднегодовых координат, полученных с ориентированием по следу и по каждой из ориентирующих пар.

Рис. 2. Изменение расстояний между компонентами 61 Cyg в 1958–1997 гг.

(левая шкала ординат) и ADS 14710 в 1976–1998 гг. (правая шкала ординат).

Рис. 3. Изменение позиционных углов компонент 61 Cyg в 1958–1997 гг.

(левая шкала ординат) и ADS 14710 в 1976–1998 гг. (правая шкала ординат).

Рис. 4. Изменение относительных координат компонент 61 Cyg в 1958–1997 гг.

(левая шкала ординат) и ADS 14710 в 1976–1998 гг. (правая шкала ординат).

Рис. 5. Изменение относительных координат компонент 61 Cyg в 1958–1997 гг.

(левая шкала ординат) и ADS 14710 в 1976–1998 гг. (правая шкала ординат).

Рис. 6. Разности между координатами 61 Cyg, вычисленными с различными способами ориентировки: a) между ориентировкой по следу и по первой паре ориентирующих звёзд;

b) между ориентировкой по следу и по второй паре ориентирующих звёзд;

с) между ориентировкой по двум парам ориентирующих звёзд.

Систематическое различие между ориентировкой по следу и по звёздам для координаты составляет 0".008, для координаты — 0".007, а между ориентировкой по.001 для обеих координат. По позиционному углу эти разным парам — менее 0" различия составили соответственно 0°.020 и 0°.001 Общий же ход кривой и характер уклонений от квадратичного тренда одинаков для всех способов, что иллюстрирует Рис. 7.

Ориентировка по следу, по-видимому, даёт в целом более правильные значения.

Для сохранения однородности среднегодовые значения координат, полученные с ориентировкой по двум парам соседних звёзд, были усреднены, а затем исправлены за систематическую разность между ними и координатами, полученными с ориентировкой по следу. В Таблице 3 приведены полученные в результате указанной редукции относительные экваториальные координаты для среднегодовых точек, их ошибки и число пластинок, использованных для получения каждой среднегодовой точки.

Рис. 7. Кривые изменения координаты 61 Cyg, вычисленные с различными способами ориентировки: a — по следу;

b — по первой паре ориентирующих звёзд;

c — по второй паре ориентирующих звёзд. Для наглядности кривые разнесены по ординате.

Таблица 3. Результаты обработки наблюдений 61 Лебедя на 26" рефракторе ГАО РАН.

Средний Число момент пластинок 1958.7652 17.1322 0.0079 -21.5411 0.0098 1960.6789 17.0657 0.0078 -21.7835 0.0044 1961.7204 17.0471 0.0073 -21.9585 0.0068 1962.7063 17.0118 0.0061 -22.0826 0.0043 1963.8288 16.9806 0.0078 -22.2063 0.0058 1964.7520 16.9486 0.0117 -22.3231 0.0142 1965.6865 16.9060 0.0080 -22.4391 0.0093 1966.7772 16.8625 0.0056 -22.5606 0.0062 1967.9177 16.8377 0.0109 -22.7375 0.0325 1968.7133 16.8066 0.0127 -22.7970 0.0027 1969.6714 16.7751 0.0089 -22.9319 0.0226 1970.8881 16.7145 0.0027 -23.0954 0.0037 1971.7916 16.6762 0.0051 -23.2019 0.0062 1972.6838 16.6351 0.0043 -23.3260 0.0044 1973.7727 16.6386 0.0090 -23.4559 0.0046 1974.6385 16.6131 0.0042 -23.5700 0.0055 1975.6755 16.5695 0.0049 -23.6952 0.0042 1976.6795 16.5112 0.0053 -23.8280 0.0037 1977.6530 16.4684 0.0056 -23.9466 0.0056 1978.6736 16.4054 0.0020 -24.0749 0.0041 1979.6228 16.3504 0.0083 -24.2031 0.0064 1980.6107 16.3242 0.0056 -24.3224 0.0062 1981.6625 16.2927 0.0033 -24.4294 0.0046 1982.6024 16.2564 0.0067 -24.5687 0.0052 1983.5958 16.2118 0.0069 -24.6737 0.0045 1984.6034 16.1626 0.0038 -24.7782 0.0049 1985.6241 16.1093 0.0074 -24.8874 0.0031 1986.8278 16.0665 0.0036 -25.0388 0.0059 1987.7480 16.0082 0.0081 -25.1225 0.0106 1988.6414 15.9774 0.0058 -25.2497 0.0053 1989.7949 15.9283 0.0060 -25.3795 0.0068 1990.7126 15.8450 0.0044 -25.4885 0.0043 1991.6918 15.8029 0.0027 -25.5937 0.0057 1992.6269 15.7537 0.0057 -25.7039 0.0024 1993.5862 15.7156 0.0051 -25.7942 0.0080 1994.7105 15.6664 0.0068 -25.9120 0.0242 1995.6372 15.6216 0.0215 -25.9830 0.0173 1996.6283 15.5542 0.0097 -26.1519 0.0055 1997.7670 15.5121 0.0059 -26.2198 0.0079 Для выявления периодических составляющих в относительном движении компонент 61 Лебедя и ADS 14710 были построены периодограммы уклонений от квадратичного тренда по координатам и. Уверенно выделилась периодическая составляющая только в колебаниях 61 Лебедя по координате. Здесь период составил 6.4±0.5 лет, что очень близко результату, опубликованному Дейчем и Орловой (1977).

Для проверки весь интервал, составляющий 40 лет, был разделён на две части: 1960– 1976 и 1976–1997 (второй отрезок ранее не исследовался). Для каждого из этих отрезков были независимо построены периодограммы, которые дали близкие значения периода: 6.7 и 6.2 года. Однако на втором отрезке по сравнению с первым сильно уменьшилась амплитуда: первый отрезок — 0".007, второй — 0".020±0".012±0".008.

Кроме того, так же как и в указанной работе Дейча и Орловой (1977), наряду с периодом около 6.5 лет, проявляется период около 12 лет, имеющий меньшие амплитуду и мощность. При выборе различных отрезков внутри исследуемого интервала его значение и мощность варьируются от 11.1 до 13 лет.

Рис. 8. Периодограмма отклонений координаты 61 Cyg, полученных по нашим данным после исключения предварительного орбитального движения видимых компонентов по квадратичному закону в 1958–1997 гг. Пик 1 соответствует главному периоду 6.4 года, пик 2 — периоду 12 лет.

На Рис. 8 дана периодограмма для невязок, полученных по нашим данным после исключения предварительного орбитального движения видимых компонентов по квадратичному закону. Правый пик (1), имеющий бльшую амплитуду, соответствует периоду 6.4 года, левый (2) — периоду 12 лет. На Рис. 9 представлен ход теоретической кривой, отражающей колебания в движении компонент 61 Cyg с главным выявленным периодом 6.4 года.

Рис. 9. Теоретическая кривая, отражающая периодические уклонения в орбитальном движении 61 Cyg по координате (период 6.4 года), и наблюдательные данные 1958–1997 гг.

Выводы Представляя себе историю наблюдений 61 Лебедя, мы, естественно, ставили своей задачей, используя однородный продолжительный ряд ее наблюдений, выяснить вопрос о наличии у нее спутников в пределах доступных нам диапазонов их масс и периодов. Полученный нами в настоящее время ряд наблюдений ее на 26-дюймовом рефракторе является первым этапом данного исследования. Следует сразу отметить, что окончательное решение поставленного вопроса пока не получено. Предстоит еще дальнейшая обработка измеренных на «Фантазии» пластинок нормального астрографа.

Дополнительно обрабатываются положения каждой из составляющих пары А и В отдельно в системе опорных звезд для выявления движения каждой компоненты в отдельности.


Тем не менее полученные здесь относительные положения 61 Cyg и контрольной звезды ADS 14710 на протяжении 39 и 21 года наблюдений соответственно имеют самостоятельное значение и позволяют сделать некоторые выводы.

1. Относительные положение 61 Cyg и ADS 14710 получены с достаточно высокой точностью, при этом измерения на машине «Фантазия» дают среднюю ошибку одного среднегодового положения при 13 в среднем изображениях на пластинке и пластинках в год, равную 0".007.

2. Измерения и предварительные исследования системы измерительного прибора, применяющегося при решении данной задачи, показали, что при измерениях на разных приборах выявляется систематическая разница в относительных расстояниях между компонентами порядка 2–3 микрон. Нами сравнивались измерения звезды Лебедя, проводимые на приборе Репсольда и на «Аскорекорде» с автоматическими измерениями на «Фантазии» и на автоматических машинах, используемых на обсерваториях Спрул и USNO (Van de Kamp, 1981). Такого же порядка получалась личная разность измерителей при визуальных измерениях на одном и том же приборе (см. Дейч, 1957). Однако эта разность, как правило, является постоянной и не должна мешать выявлению возмущений в движении звезды, полученных по измерениям в единой однородной системе.

В качестве примера можно привести разницу между измерениями, выполненными А.Н.Дейчем на «Аскорекорде» (Дейч, Орлова, 1977), и нашими автоматическими измерениями на машине «Фантазия», полученную по 16 общим.048 ± 0" среднегодовым точкам, включающим в себя 132 пластинки, равную +0".003.

Более подробное исследование этих систематических разностей и их происхождения можно также сделать по всему обработанному материалу, в том числе по пластинкам нормального астрографа.

3. Относительно присутствия спутника у этой звезды можно сделать предварительные выводы, соответствующие более оптимистическому прогнозу (см.

ниже: а), б), в)), но также привести полученные в результате наблюдений данные, согласно которым можно сказать, что для полного выяснения этого вопроса у нас еще имеется достаточно много трудностей при дальнейшей обработке и интерпретации результатов (г), д)).

а) Как известно, в настоящее время обнаружены планетные системы как у пульсаров, так и у звезд главной последовательности. Причем в последнем случае общее число обнаруженных планет у этих звезд составляет около 100 и растет с появлением результатов новых наблюдений. При этом звезды, у которых обнаружены планетные системы, относятся к спектральным классам, близким к солнечному: от F7V до K1V, и, таким образом, 61 Лебедя, имеющая спектральный класс K5V, находится довольно близко от границы этого диапазона.

б) 61 Лебедя упоминается в работах, посвященных образованию планетных систем у двойных звезд, см., например Benest (1997), наряду с такими звездами, как Центавра и Сириус, у которых теоретические расчеты показали возможность существования как внутренних (S) (когда планета обращается вокруг одной из компонент пары), так и внешних (P) орбит. В последнем случае движение планеты с большим периодом обращения совершается вокруг двойной системы и подобно движению Плутона вокруг системы Солнце — Юпитер.

в) В пользу существования возмущающего тела у 61 Лебедя по нашим новым наблюдениям свидетельствуют периоды 6.2–6.7 лет, которые проявляются на всем протяжении наблюдений и могут представлять собой предположенный А.Н.Дейчем период 6.0 лет. При этом соответствующая частота может изменяться из-за ошибок наблюдений и из-за влияния второго, предположенного в статье Дейча (1978) спутника с периодом обращения около 12 лет. Последний период также проявляется на всем протяжении наблюдательного ряда. Оба эти периода с некоторыми изменениями выявляются как в той части ряда наблюдений 1958–1974 гг., который обрабатывался ранее А.Н.Дейчем, а теперь переизмерен на машине «Фантазия» и включен в Таблицу настоящей работы, так и по нашим новым наблюдениям 1975–1997 гг., также измеренным на «Фантазии» и включённым в Таблицу 3.

Следует отметить, что данные периоды также, как и в работах А.Н.Дейча, проявляются только по координате Х.

г) Контроль, проведенный нами по полученным положениям 1976–1997 гг.

двойной звезды ADS 14710, показал, что здесь также имеются периоды от 5.4 до 5. года с незначительной амплитудой, равной ошибке одного среднегодового положения.

Этот контроль, а также некоторые результаты исследования других звезд, показывают, что в длительных фотографических рядах наблюдений двойных звезд нередко возникают некие короткопериодические (по сравнению с общим периодом орбиты двойной звезды), составляющие синусоидального характера с амплитудами, находящимися в пределах ошибок нормальных мест, но иногда и с бльшими. Пока по контрольной звезде можно сделать только такой вывод: периоды 5.4 и 5.1 год в движении ADS 14710, скорее всего, являются случайными, так как они не повторяются при разделении ряда на разные отрезки по времени, например, на отрезках 1976–1986 и 1987–1997 гг.

д) Несколько настораживает то обстоятельство, что если рассмотреть среднюю часть наблюдательного ряда 61 Лебедя на протяжении 1970–1990 гг., где наблюдения получены с точностью, превосходящей общую точность ряда, то периоды в 6 и 12 лет не подтверждаются, хотя на периодограмме появляется единственный пик с периодом равным 8 годам.

Заключение Таким образом, получен ряд наблюдений двойной звезды 61 Лебедя пригодный для уточнения орбиты и оценки масс видимых компонент. Исследование их относительных положений показало, что в движении звёзд в проекции на прямое восхождение имеется один неслучайный период 6.5±1.0 года. Мы надеемся сделать более определённые выводы о его происхождении и подтвердить его наличие на более протяжённом ряде наблюдений, выполненных на нормальном астрографе.

Литература Герасимов А.Г., Поляков Е.В., Пикин Ю.Д., Савастеня А.В., Соколов А.В., "Измерительная техника", 1994, № 4.

Дейч А.Н., 1957, Изв. ГАО, № 160, т. XXI, вып. 1, стр. 62–82.

Дейч А.Н., Орлова О.Н., 1977, АЖ, т. 54, вып. 2, с. 327–339.

Дейч А.Н., 1978, Письма в Астрономический журнал, т. 4, № 2. стр. 95–97.

Киселёв А.А. и др., 1988, «Каталог относительных положений и движений визуально-двойных звёзд по наблюдениям в Пулкове на 26" рефракторе в 1960– гг.», Ленинград, «Наука».

Киселёв А.А., 1989, «Теоретические основания фотографической астрометрии».

«Наука», с. 1–260.

Киселёв А.А., Романенко Л.Г., 1998, Известия ГАО, 213, с. 155–170.

Кияева О.В., 1984, Известия ГАО, 201, с. 44–50.

Шахт Н.А., 1998, Известия ГАО, № 213, с. 183–201.

Benest D., 1996, AAp, v. 314, № 3, p. 983–988.

Benest D., 1997, Astroph. Space Science Library, v. 223, Proc. Workshop “Visual Double Stars: Formation, Dynamics and Evolutionary Tracks” (Santiago de Compostela, Spain), Kluwer Acad. Publ.,p. 233–240.

Campbell B., Wolker G.A.H., Yang S., 1988, Aph.J., 331, № 2, part 1, p. 902–921.

Caro E., Veka G., 1948, Contrib. Catania Obs., N 62–63, p. 1.

Fletcher A., 1932, MNRAS, 1932, p. 121.

Jostis P.J., 1983, Low.Obs.Bull., № 167, p. 16–26.

Kisselev A.A., Kiyaeva O.V., Romanenko L.G., 1998, Astroph. Space Science Library, v. 223, Proc. Of Workshop “Visual Double Stars: Formation, Dynamics and Evolutionary Tracks”, (Santiago de Compostella, Spain), Kluwer Acad. Publ., p. 377–388.

Marcy G.W., Chen G.H., 1992, Aph.J., № 390, p. 550–559.

Peters C.F.W., 1886, Astr. Nachr., Bd. 113, № 2708–2709.

Strand K.A., 1943, PASP, v. 55, p. 322.

Van de Kamp, 1981, In the book «Stellar Paths», p. 1–151.

WDS: http://ad.usno.navy.mil/ad/wds/wds.html.

PRELIMINARY RESULTS OF THE TREATMENT OF PULKVO SERIES OF PHOTOGRAPHIC OBSERVATIONS OF DOUBLE STAR 61 CYGNI MEASURED BY AUTOMATIC MACHINE «FANTASY»

Gorshanov D.L., Shakht N.A., Polyakov E.V., Kisselev A.A., Kanaev I.I.

Summary A series of photographic observations of the double star 61 Cyg made in Pulkovo observatory in 1958–1997 and measured by the automatic machine «Fantasy» has treated. The mean accuracy of obtained relative coordinates of components for an annual point is ±0".007. The research of the obtained data by methods of the spectral analysis has confirmed the periodic parts in relative motion of the components detected by A.N.Deutsch in X coordinate with periods about 6.5 and 12 years and amplitudes of 0".012 and 0".009.

"Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове" № 216, 2002 г.

АСТРОМЕТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ СИСТЕМЫ ПЛУТОНХАРОН НА ЗЕРКАЛЬНОМ АСТРОГРАФЕ ЗА-320 В 2000–2002 гг.

Девяткин А.В., Горшанов Д.Л., Корнилов Э.В., Куприянов В.В., Сидоров М.Ю.

Проведены астрометрические наблюдения системы Плутон — Харон на зеркальном астрографе ЗА-320 в Пулкове и получено 73 положения в системе каталога USNO-A2.0.

Обработка наблюдений проведена с использованием программной системы АПЕКС с учетом хроматической рефракции. Выполнена редукция наблюдений за переход от положения фотоцентра системы Плутон — Харон к её барицентру. Точность наблюдений оценивается величинами: = 0.013scos, = 0.18.

С 1999 г. на зеркальном астрографе ЗА-320 с ПЗС-приемником ST-6 проводятся астрометрические наблюдения системы Плутон — Харон (Девяткин, 2000). Основные параметры телескопа и приемника излучения изложены в статьях (Бекяшев, Канаев 1998;

Канаев, Девяткин, 2000;

Канаев, Девяткин, 2002). Наблюдения проводились на зенитных расстояниях до 76°. При наблюдениях использовались экспозиции от 80s до 200s. За весь период наблюдений объект сместился по прямому восхождению примерно на 8°, а по склонению на 3°.

Обработка наблюдений выполнена в среде программной системы АПЕКС (Девяткин, Грицук, 2000). Редукция наблюдений производилась методом 8 постоянных.

На ПЗС-кадре выбрались от 8 до 60 опорных звезд из каталога USNO-A2.0. Для учета хроматической рефракции в положении системы Плутон — Харон использовалось значение показателя цвета B–V = 0.79 (Аллен, 1977). При обработке наблюдений системы были учтены поправки для перехода от наблюдаемого фотоцентра к положению барицентра системы в соответствии с методикой редукции, изложенной в статье (Девяткин, 2000).

Ниже в таблицах 1–3 представлены результаты наблюдений системы Плутон — Харон. Прямые восхождения и склонения даны как геоцентрические координаты.

Сравнение наблюдений произведено с теориями DE200 и DE403. Для вычисления эфемеридных положений и получения значений О–С использовалась программная система EPOS (Львов, Цекмейстер, Смехачева, 2000). В координаты системы Плутон — Харон введены поправки за приведение наблюдений к барицентру системы:

в прямые восхождения — f и склонения — f. В таблице 4 приведены данные о наблюдениях, полученных на ЗА-320 в 1999–2002 гг. Как видно из таблицы, средние значения (O–C), при сравнении наблюдений с теорией DE200, достигли значения 4. и имеется лучшая сходимость наблюдений при сравнении с теорией DE403. Оценка точности наблюдений (среднеквадратичные ошибки) сделана по уклонениям значений (О–С) от средних значений.

Таблица 1. Геоцентрические астрометрические координаты системы Плутон — Харон, полученные в 2000 г. (Н — наблюдатель:

Г — Горшанов Д.Л, Гр — Грицук А.Н., Д — Девяткин А.В., Кр — Корнилов Э.В., Ку — Куприянов В.В., Са — Саловатова А.Е., С — Сидоров М.Ю.) Дата наблюдения, DE403 DE403 DE200 DE 2000 2000 f f H (O–C)cos (O–C) (O–C)cos (O–C) UT ° hm s s s s 2000 03 19.098829 16 51 33.657 –11 16 39.11 +0.001 +0.02 +0.011 +0.56 +0.246 –0.28 Kу 2000 03 27.998114 16 51 25.002 –11 13 59.15 0.000 –0.04 +0.019 +0.54 +0.254 –0.30 Г 2000 03 29.086688 16 51 23.243 –11 13 39.01 –0.001 –0.04 +0.029 +0.58 +0.264 –0.26 Гр 2000 04 07.052529 16 51 02.992 –11 10 51.16 +0.001 +0.02 +0.023 +0.60 +0.259 –0.14 Кр 2000 04 16.058493 16 50 33.107 –11 08 03.42 0.000 –0.04 +0.020 +0.38 +0.256 –0.46 Д 2000 04 20.001782 16 50 17.290 –11 06 51.46 +0.001 +0.02 +0.019 +0.45 +0.255 –0.39 Ку 2000 04 24.015916 16 49 59.608 –11 05 40.13 –0.001 +0.02 +0.002 +0.34 +0.238 –0.51 Са 2000 04 30.988823 16 49 25.509 –11 03 41.25 –0.001 +0.04 +0.027 +0.70 +0.263 –0.15 Д 2000 05 02.995038 16 49 14.961 –11 03 08.84 +0.001 +0.01 +0.032 +0.62 +0.268 –0.23 Гр 2000 05 04.973769 16 49 04.214 –11 02 37.63 0.000 –0.04 –0.016 +0.59 +0.220 –0.26 Г 2000 05 06.979147 16 48 53.130 –11 02 06.90 –0.001 +0.02 +0.020 +0.58 +0.256 –0.27 Ку 2000 05 08.980410 16 48 41.779 –11 01 36.92 +0.001 +0.02 +0.026 +0.81 +0.262 –0.04 Д 2000 05 09.975854 16 48 36.045 –11 01 22.60 +0.001 –0.01 +0.032 +0.71 +0.267 –0.14 Гр 2000 05 12.958410 16 48 18.482 –11 00 41.02 –0.001 0.00 –0.002 +0.67 +0.232 –0.18 Д 2000 05 14.946213 16 48 06.537 –11 00 14.75 0.000 +0.03 +0.042 +0.55 +0.277 –0.30 Са 2000 05 15.973725 16 48 00.319 –11 00 01.71 +0.001 +0.01 +0.010 +0.39 +0.244 –0.46 Г 2000 05 18.960951 16 47 41.937 –10 59 25.04 –0.001 –0.01 +0.024 +0.52 +0.259 –0.33 Г 2000 05 19.943916 16 47 35.815 –10 59 13.62 –0.001 +0.02 +0.032 +0.51 +0.266 –0.34 Д 2000 05 20.930605 16 47 29.624 –10 59 02.35 0.000 +0.04 +0.028 +0.63 +0.262 –0.23 Д 2000 05 24.930526 16 47 04.240 –10 58 20.89 –0.001 –0.03 +0.022 +0.13 +0.256 –0.73 Ку 2000 05 26.923167 16 46 51.451 –10 58 01.84 0.000 –0.04 +0.044 +0.32 +0.277 –0.54 Д Таблица 2. Геоцентрические астрометрические координаты системы Плутон — Харон, полученные в 2001 г.

Дата наблюдения, DE403 DE403 DE200 DE200 H 2000 2000 f f UT (O–C)cos (O–C) (O–C)cos (O–C) ° hms s s s 2001 01 21.182877 16 57 14.855 –12 14 24.59 0.000 –0.04 +0.010 +0.65 +0.252 –0.22 C 2001 03 20.111340 17 00 44.172 –12 06 08.97 0.000 –0.04 +0.017 +0.44 +0.265 –0.44 Д,С 2001 03 21.109383 17 00 43.905 –12 05 52.91 –0.001 0.00 +0.014 +0.64 +0.262 –0.23 С 2001 03 22.082640 17 00 43.501 –12 05 37.46 –0.001 +0.02 –0.002 +0.51 +0.246 –0.36 Кр,Д 2001 03 24.112733 17 00 42.311 –12 05 04.29 +0.001 +0.02 +0.027 +0.82 +0.275 –0.05 С 2001 03 25.092710 17 00 41.512 –12 04 48.50 +0.001 –0.02 +0.014 +0.60 +0.262 –0.27 Ку 2001 03 26.109457 17 00 40.559 –12 04 31.81 +0.001 –0.04 +0.011 +0.57 +0.259 –0.30 Г 2001 03 30.026653 17 00 35.628 –12 03 26.62 0.000 +0.04 +0.014 +0.61 +0.262 –0.26 Д 2001 03 31.059163 17 00 33.990 –12 03 09.29 +0.001 0.00 +0.013 +0.61 +0.261 –0.26 С 2001 04 06.067717 17 00 21.816 –12 01 27.72 +0.001 +0.02 +0.013 +0.54 +0.261 –0.33 Д 2001 04 25.036344 16 59 15.929 –11 56 13.03 +0.001 +0.03 +0.044 +0.75 +0.292 –0.12 С 2001 05 03.025221 16 58 37.370 –11 54 12.01 +0.001 –0.03 +0.019 +0.83 +0.267 –0.04 Д 2001 05 06.003090 16 58 21.688 –11 53 30.31 –0.001 +0.02 +0.023 +0.39 +0.271 –0.48 С 2001 05 07.988773 16 58 10.871 –11 53 02.80 +0.001 +0.03 +0.023 +0.81 +0.271 –0.07 Г 2001 05 10.981956 16 57 54.070 –11 52 24.05 –0.001 –0.03 +0.024 +0.39 +0.272 –0.49 С 2001 05 12.999699 16 57 42.432 –11 51 58.40 –0.001 +0.03 +0.027 +0.84 +0.275 –0.05 С 2001 05 15.947581 16 57 24.986 –11 51 23.35 +0.001 –0.03 +0.004 +0.89 +0.252 –0.01 Кр 2001 05 22.927411 16 56 42.121 –11 50 10.16 +0.001 –0.04 +0.035 +0.75 +0.282 –0.15 Д 2001 05 28.963956 16 56 03.620 –11 49 19.22 +0.001 –0.03 –0.011 +0.32 +0.236 –0.58 Д 2001 06 02.904711 16 55 31.664 –11 48 46.44 +0.001 +0.02 +0.019 +0.20 +0.266 –0.70 Д Таблица 3. Геоцентрические астрометрические координаты системы Плутон — Харон, полученные в 2002 г.

2000 2000 f f Дата наблюдения, DE403 DE403 DE200 DE200 H (O–C)cos (O–C) (O–C)cos (O–C) UT ° hms s s s 2002 02 15.172224 17 08 35.487 –13 00 23.90 +0.001 – 0.04 +0.016 +0.65 +0.272 –0.26 Д 2002 02 22.077518 17 09 03.703 –12 59 29.08 0.000 – 0.04 +0.026 +0.21 +0.283 –0.71 Д 2002 03 03.097518 17 09 31.188 –12 57 57.07 – 0.001 +0.04 +0.012 +0.83 +0.271 –0.08 С 2002 03 15.097658 17 09 50.756 –12 55 28.22 – 0.002 +0.02 +0.009 +0.65 +0.269 –0.27 Д 2002 03 17.115295 17 09 52.105 –12 55 00.78 +0.001 +0.02 +0.010 +0.57 +0.272 –0.35 Д 2002 03 20.066648 17 09 53.079 –12 54 19.66 – 0.001 – 0.03 +0.017 +0.46 +0.278 –0.46 Кр 2002 03 25.069644 17 09 52.020 –12 53 07.42 +0.001 – 0.03 +0.020 +0.55 +0.282 –0.37 Д 2002 03 29.109184 17 09 48.740 –12 52 07.85 0.000 +0.04 +0.033 +0.32 +0.296 –0.60 С 2002 03 30.073121 17 09 47.615 –12 51 53.10 +0.001 +0.02 +0.011 +0.65 +0.274 –0.28 Д 2002 03 31.097961 17 09 46.325 –12 51 38.14 +0.001 – 0.02 +0.026 +0.22 +0.288 –0.71 С 2002 04 02.084877 17 09 43.382 –12 51 08.05 – 0.001 – 0.02 – 0.001 +0.35 +0.262 –0.58 Г 2002 04 03.040980 17 09 41.812 –12 50 53.32 – 0.002 +0.01 +0.013 +0.62 +0.277 –0.32 Д 2002 04 04.051135 17 09 40.007 –12 50 38.08 – 0.001 +0.04 +0.008 +0.54 +0.272 –0.39 С 2002 04 07.075378 17 09 33.873 –12 49 52.29 +0.001 – 0.04 +0.032 +0.39 +0.296 –0.54 Г 2002 04 08.079941 17 09 31.532 –12 49 37.16 0.000 – 0.03 – 0.011 +0.25 +0.253 –0.67 Ку 2002 04 09.077793 17 09 29.156 –12 49 21.36 – 0.002 0.00 +0.017 +0.90 +0.282 –0.03 Г 2002 04 11.039120 17 09 24.086 –12 48 51.81 0.000 +0.04 +0.028 +0.70 +0.293 –0.23 Кр 2002 04 12.018102 17 09 21.375 –12 48 37.07 +0.001 +0.01 +0.027 +0.62 +0.292 –0.30 Д 2002 04 16.062576 17 09 09.018 –12 47 36.43 – 0.002 +0.02 +0.047 +0.51 +0.312 –0.42 Г 2002 04 22.027821 17 08 47.422 –12 46 08.66 – 0.002 +0.01 +0.032 +0.75 +0.298 –0.19 Ку 2002 04 23.033664 17 08 43.422 –12 45 54.29 – 0.001 +0.03 +0.041 +0.69 +0.306 –0.25 Г 2002 04 24.029438 17 08 39.325 –12 45 40.16 0.000 +0.03 +0.013 +0.65 +0.278 –0.29 Кр 2002 04 25.039399 17 08 35.123 –12 45 25.94 +0.001 0.00 +0.036 +0.61 +0.302 –0.32 С 2002 04 25.959000 17 08 31.171 –12 45 12.70 +0.001 – 0.03 +0.020 +0.79 +0.285 –0.14 Д 2002 04 27.038571 17 08 26.432 –12 44 57.89 0.000 – 0.04 +0.003 +0.83 +0.269 –0.11 С Таблица 3 (продолжение) 2000 2000 f f Дата наблюдения, DE403 DE403 DE200 DE200 H (O–C)cos (O–C) (O–C)cos (O–C) UT ° hms s s s 2002 05 06.997315 17 07 38.019 –12 42 48.43 +0.001 +0.03 +0.040 +0.60 +0.306 –0.34 Г 2002 05 07.960574 17 07 32.882 –12 42 36.57 +0.002 – 0.01 +0.021 +0.84 +0.287 –0.10 Кр 2002 05 09.995486 17 07 21.852 –12 42 12.80 0.000 – 0.03 +0.022 +0.68 +0.288 –0.26 Д 2002 05 10.970336 17 07 16.465 –12 42 01.58 – 0.001 0.00 +0.022 +0.75 +0.288 –0.19 С 2002 05 22.932671 17 06 05.819 –12 40 03.60 – 0.001 – 0.03 +0.019 +0.49 +0.284 –0.46 С 2002 05 29.927694 17 05 21.687 –12 39 12.31 – 0.001 – 0.01 +0.024 +0.79 +0.289 –0.17 С 2002 05 30.936533 17 05 15.190 –12 39 06.02 – 0.001 +0.03 +0.004 +0.94 +0.269 –0.02 Д Таблица 4. Наблюдения системы Плутон — Харон в 1999–2002 гг. (N — количество наблюдений, (O–C)cos и (O–C) — среднегодовые значения положений, — ошибка одного наблюдения) DE403 DE (O–C)cos (O–C)cos N (O–C) (O–C) s s s s +0.016 ±0.014 +0.58 ±0.11 ±0.014 – 0.21 ±0. 1999 г. 18 +0. +0.017 ±0.014 +0.54 ±0.16 ±0.014 – 0.31 ±0. 2000 г. 21 +0. +0.017 ±0.012 +0.61 ±0.19 ±0.012 – 0.27 ±0. 2001 г. 20 +0. +0.020 ±0.013 +0.61 ±0.19 ±0.012 – 0.32 ±0. 2002 г. 32 +0. Основные результаты На зеркальном астрографе ЗА-320 в Пулкове в 2000–2002 гг. проведены астрометрические наблюдения системы Плутон — Харон и получено 73 положения в системе каталога USNO-2A. Обработка наблюдений проведена с использованием программной системы АПЕКС с учетом хроматической рефракции. В координатах учтены поправки за переход от положения фотоцентра системы Плутон — Харон к ее барицентру. Полученные координаты были сравнены с теориями DE200 и DE403.

Точность наблюдений оценивается в среднем величинами: = 0.013s cos, = 0.18.

Сравнение наблюдений с теориями движения планет DE200 и DE403 показало лучшую сходимость с теорией DE403.

Литература 1. Аллен К.У. Астрофизические величины, 1977, М., Мир, 446 с.

2. Бекяшев Р.Х., Канаев И.И., Девяткин А.В., Горшанов Д.Л., Грицук А.Н., Кулиш А.П., Свидунович А.Г., Шумахер А.В. // Зеркальный астрограф ЗА-320, Изв. ГАО, 1998, № 213, с. 249–258.

3. Девяткин А.В. Астрометрические наблюдения системы Плутон — Харон на зеркальном астрографе ЗА-320 в 1999 г. // Изв. ГАО, 2000, № 214, с. 361-369.



Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 18 |
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.