научная статья по теме ИССЛЕДОВАНИЕ ДВИЖЕНИЙ БЫСТРЫХ ЗВЕЗД НА ОСНОВЕ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ, ПОЛУЧЕННЫХ С ПОМОЩЬЮ ПУЛКОВСКОГО НОРМАЛЬНОГО АСТРОГРАФА Астрономия

Текст научной статьи на тему «ИССЛЕДОВАНИЕ ДВИЖЕНИЙ БЫСТРЫХ ЗВЕЗД НА ОСНОВЕ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ, ПОЛУЧЕННЫХ С ПОМОЩЬЮ ПУЛКОВСКОГО НОРМАЛЬНОГО АСТРОГРАФА»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2011, том 37, № 6, с. 458-469

УДК 524.63,52-325.2

ИССЛЕДОВАНИЕ ДВИЖЕНИЙ БЫСТРЫХ ЗВЕЗД НА ОСНОВЕ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ, ПОЛУЧЕННЫХ С ПОМОЩЬЮ ПУЛКОВСКОГО НОРМАЛЬНОГО АСТРОГРАФА

2011г. Е. В. Хруцкая*, А. А. Бережной, М. Ю. Ховричев

Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково

Поступила в редакцию 20.10.2010 г.

На Нормальном астрографе Пулковской обсерватории с 2006 г. ведутся астрометрические ПЗС-наблюдения 1123 звезд с большими собственными движениями (р > 300 мсек. дуги/год) из каталога LSPM ^/298) в зоне склонений +30°—+70°. В наблюдательную программу в основном включены звезды, которые ранее не входили в высокоточные проекты по определению собственных движений. Цели исследований: определение новых собственных движений быстрых звезд в системе HCRF/UCAC3 и поиск звезд, имеющих невидимые спутники, в ближайших галактических окрестностях Солнца. В результате анализа около 10 000 ПЗС-кадров получены экваториальные координаты 414 программных звезд в системе HCRF/UCAC3 на уровне точности 10—50 мсек. дуги и определены их новые собственные движения. Для вывода собственных движений в качестве ранних эпох использовались данные нескольких звездных каталогов и обзоров ^2000, CMC14, 2MASS, SDSS). Разности эпох составили от 5 до 13 лет (в среднем около 10 лет), средняя точность полученных собственных движений 4—5 мсек. дуги/год. Для 70 звезд выявлены значимые расхождения между полученными собственными движениями и данными каталогов LSPM и I/306A (эти собственные движения характеризуют среднее движение фотоцентра за 50 лет и более). Помимо систематических ошибок, данные разности могут быть обусловлены наличием невидимых компонентов исследуемых звезд.

Ключевые слова: галактические окрестности Солнца, звезды с большими собственными движениями, астрометрические двойные.

ВВЕДЕНИЕ

Собственные движения звезд, расположенных в галактических окрестностях Солнца, являются ключевыми данными для анализа строения и кинематики различных подсистем Галактики. Особый интерес в этом контексте связан с исследованием звезд низкой светимости, различные физические параметры которых информативны с точки зрения понимания динамики и эволюции звездных систем. Рассматриваемые звезды в большинстве своем характеризуются сравнительно большими значениями собственных движений (р > 150 мсек. дуги/год) и преимущественно являются слабыми объектами (слабее 12т). По этим причинам большинство из этих звезд не были включены в наблюдательную программу спутника HIPPARCOS и в наиболее значительные фотографические каталоги XX в. Такая ситуация привела к тому, что собственные движения рассматриваемых звезд определены с недостаточной для астрофизических исследований

Электронный адрес: orion@gao.spb.ru

точностью, что делает актуальными наблюдательные проекты, направленные на определение новых собственных движений быстрых звезд в современной опорной системе.

Уточнение собственных движений близких звезд низкой светимости на основе современных ПЗС-наблюдений дает возможность выявлять объекты, в движении которых присутствуют ускорения, обусловленные наличием невидимых компонентов. Детектирование таких звезд позволит выделить среди общего числа близких звезд уникальные объекты. Дальнейшее детальное исследование этих звезд позволит определить их массы и другие физические характеристики.

В рамках Пулковской программы исследования звезд с большими собственными движениями (Хруцкая и др., 2009) ведутся работы по определению тригонометрических параллаксов (Хруцкая и др., 2010) и уточнению собственных движений избранных быстрых звезд. В наблюдательную программу по определению собственных движений включены 1123 звезды из каталога LSPM (Лепин,

Шара, 2005; Лепин и др., 2008) в зоне склонений +30°—Ь70°. Цели исследований: определение высокоточных собственных движений этих звезд в современной опорной системе, поиск среди них звезд-кандидатов в астрометрические двойные.

В данной работе представлены собственные движения 414 быстрых звезд в системе ИСРР/иСЛСЭ. В качестве исходных данных для вывода собственных движений использованы положения программных звезд, приведенные в современных ПЗС-каталогах и обзорах (М2000 (Ра-папорт и др., 2001), СМС14 (1/304, 2006), 2МЛ8Б (Кутри и др., 2003), БОББ ЭР7 (Абазажиан и др., 2009)), и результаты астрометрических ПЗС-наблюдений этих звезд, выполненные с помощью Нормального астрографа Пулковской обсерватории (Б = 330 мм, Р = 3500 мм, рабочее поле с ПЗС-камерой Б2С составляет 18 х 16 угл. мин при масштабе 900 мсек. дуги/пиксель). Осуществлено сравнение новых собственных движений с данными других, независимых каталогов. Делается попытка применения методики выявления, так называемых, Д^-двойных среди быстрых звезд. Данный способ выявления двойственной природы звезд применялся при создании фундаментального каталога РК6 (Вилен и др., 1999). Метод основан на анализе разностей "осредненных за столетие" собственных движений звезд каталога РК5 и "мгновенных" собственных движений этих звезд, приведенных в каталоге ШРРЛРСОБ.

НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

Наблюдательная программа

Список программных звезд был сформирован на основе данных каталога РБРМ. Исходя из возможностей инструмента (предельная звездная величина при экспозиции 2 мин составила 17т в полосе В) и особенностей астроклимата (80— 100 ясных ночей в год), в список было включено 1123 звезды от 10т до 16т в зоне склонений от +30° до +70°. Для всех программных звезд величина полного собственного движения не меньше 300 мсек. дуги/год. Такой критерий выбора звезд продиктован необходимостью исследовать наиболее близкие к Солнцу звезды. Для этих звезд на имеющемся уровне точности определения координат (20—50 мсек. дуги) наиболее вероятно детектировать эффекты, связанные с наличием невидимых компонентов. Съемка программных звезд производилась вблизи меридиана (при значении часового угла ±1 Ь). Стандартная серия ПЗС-кадров содержала пять экспозиций по 2 мин. В ряде случаев выполнялись более длительные серии (10 и более экспозиций) и серии со смещением поля по склонению с целью получить материал для

оценки точности и исследования систематических ошибок координат звезд.

Помимо ПЗС-кадров, относящихся к программе исследований быстрых звезд, были обработаны снимки, полученные в соответствии с другими наблюдательными проектами (измерение координат избранных астероидов и астероидов, подозреваемых на двойственности), на которых были обнаружены изображения быстрых звезд, включенных в каталог РБРМ. Это позволило расширить список исследуемых звезд. В целом, в окончательную обработку было включено около 10 000 ПЗС-кадров, полученных в период 2006—2010 г.

Выбор опорного каталога

Размер рабочего поля Нормального астрографа при имеющейся ПЗС-камере не дает возможности использовать в качестве опорного каталог Tycho-2. Каталог UCAC3 (Захариас и др., 2010) имеет высокую плотность распределения звезд по небесной сфере, достаточную для осуществления аст-рометрической редукции полученных ПЗС-кадров. Некоторые трудности, связанные с использованием данного каталога как астрометрического стандарта, отмечены в работе авторов каталога PPMXL (Розер и др., 2010). Речь идет о больших (десятки мсек. дуги/год) систематических ошибках собственных движений звезд в северном полушарии небесной сферы. Их присутствие связано с систематическими ошибками координат звезд в каталогах первой эпохи, использованных при выводе собственных движений звезд в каталоге UCAC3. Дальнейший анализ этой ситуации показывает, что отмеченные выше трудности в значительной мере можно преодолеть, если использовать только сравнительно яркие звезды (до 14m5), для которых число каталогов, использованных для вывода собственных движений, больше или равно трем.

В качестве примера на рис. 1 приведены распределения по небесной сфере величин /ла cos S для звезд 14m—15m каталога UCAC3 для двух случаев: на рис. 1а взяты все собственные движения, на рис. 1б — только собственные движения, для вывода которых использовалось три или больше положений. Для построения данных рисунков использовано разбиение небесной сферы на фрагменты равной площади по схеме HEALPIX (Горски и др., 2005). В каждом из 3072 фрагментов определялось среднее значение /ла cos S.

На рис. 1 а собственные движения присутствуют во всех площадках. Имеет место явное различие между северным и южным полушариями. Можно

(а)

-29

-17

-5

19

(б)

-28

I

-17

-6.5

4.1

15

Рис. 1. Распределение величин собственных движений звезд каталога иСАС3 по прямому восхождению (в мсек. дуги/год) в экваториальной системе координат в проекции Аитова: (а) — без ограничения на количество каталогов, использованных при выводе собственных движений; (б) — число каталогов больше или равно 3. Использованы звезды от 14т до 15т. Белый цвет означает отсутствие собственных движений.

говорить о том, что мелкомасштабная неоднородность характеризует недостатки системы собственных движений звезд каталога иСАС3, отмеченные в работе авторов каталога PPMXL (Розер и др., 2010).

Рисунок 1б (число каталогов для вывода собственных движений больше или равно трем) демонстрирует отсутствие собственных движений звезд в указанном диапазоне на значительной части северного неба. Вместе с тем, ход собственных движений с координатами на рис. 1б более плавный. Это соответствует представлению о том, как должны меняться собственные движения звезд в зависимости от их положения на небесной сфере, исходя из моделей движения Солнца относительно центроида рассматриваемых звезд, вращения Галактики и локальной деформации поля скоростей в оортовских окрестностях Солнца.

Это позволяет использовать сравнительно яркие (до 14т5) звезды каталога УСАС3 как опор-

ные для осуществления астрометрической редукции ПЗС-кадров, полученных на Нормальном астрографе с используемой ПЗС-камерой.

Анализ ПЗС-кадров и астрометрическая редукция

Для аппроксимации звездных изображений использовался профиль Лоренца. При определении параметров функции рассеивания точки (PSF) в процессе итераций использовались пиксели, попавшие в кол

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»