УДК 524.3
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ ОРИЕНТАЦИИ СИСТЕМЫ ICRS/UCAC2 С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ ХАРЬКОВСКОГО КАТАЛОГА АБСОЛЮТНЫХ СОБСТВЕННЫХ ДВИЖЕНИЙ ЗВЕЗД
©2010г. В.В.Бобылев1*, П.Н.Федоров2, А. Т. Байкова1, В. С. Ахметов2
1Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково 2Харьковский национальный университет им. В.Н. Каразина, Украина Поступила в редакцию 16.07.2009 г.
Абсолютные собственные движения около 275 млн. звезд Харьковского каталога XPM были получены из сравнения их положений, приведенных в каталогах 2MASS и USNO-A2.0 с разностью эпох около 45 лет для звезд северного полушария и около 17 лет для звезд южного полушария. Нуль-пункт системы абсолютных собственных движений определен с использованием около 1.45 миллионов галактик. Из сравнения собственных движений звезд каталогов XPM и UCAC2 определены экваториальные компоненты вектора остаточного вращения системы координат ICRS/UCAC2 относительно системы внегалактических источников: wx,y,z = (—0.06,0.17, —0.84) ± (0.15,0.14,0.14) мсек. дуги/год. Эти параметры вычислены с использованием около 1 миллиона самых слабых звезд каталога UCAC2 со звездными величинами Rucac2 > 16m, J > 14™7, для которых пренебрежимо малы эффекты уравнения блеска и цвета.
Ключевые слова: астрометрия, каталоги, система ICRS, абсолютные собственные движения звезд.
ВВЕДЕНИЕ
Международная небесная система отсчета (International Celestial Reference System, ICRS) с 1998 г. реализуется Международной опорной небесной системой отсчета (International Celestial Reference Frame, ICRF), которая представляется каталогом положений квазаров и других внегалактических радиоисточников. Этот каталог был распространен на оптический диапазон, когда с ним был связан каталог HIPPARCOS (1997).
В работе Ковалевского и др. (1997) было установлено, что система координат ICRS/HIPPARCOS не имеет остаточного вращения относительно инерциальной системы координат с ошибкой ±0.25 мсек. дуги/год по трем осям.
Позднее с появлением новых данных Бобылевым (2004б) были найдены следующие параметры вращения системы каталога HIPPARCOS относительно внегалактической системы координат: шх = 0.04 ± 0.15 мсек. дуги/год, uy = 0.18 ± ± 0.12 мсек. дуги/год, uz = —0.35 ± 0.09 мсек. дуги/год (компоненты вращения в экваториальной системе координат). Этот результат подтверждается анализом кинематики как звезд
Электронный адрес: vbobylev@gao.spb.ru
HIPPARCOS (Бобылев, 2004a), так и сотен тысяч слабых звезд каталогов Tycho-2 и UCAC2 (Бобылев, Ховричев, 2006). В целом он не противоречит и результатам работы Бобольтца и др. (2007), в которой был выполнен анализ положений и собственных движений 46 радиозвезд, получены параметры взаимной ориентации оптической реализации (HIPPARCOS) и радиосистемы: ех = —0.4 ± 2.6 мсек. дуги, еу = 0.1 ± 2.6 мсек. дуги, ех = —3.2 ± 2.9 мсек. дуги, а также компоненты вектора остаточного взаимного вращения: шх = = 0.55 ± 0.34 мсек. дуги/год, шу = 0.02 ± 0.36 мсек. дуги/год, шх = —0.41 ± 0.37 мсек. дуги/год. Бо-больц и др. (2007) делают справедливый вывод о том, что в пределах ошибок значимые вращения отсутствуют. Отметим также оценку угловой скорости вращения системы HIPPARCOS относительно координатных систем эфемерид DE403 и DE405: \и\ =0.94 ± 0.20 мсек. дуги/год, где компоненты найденного вектора имеют вид шх = = 0.12 ± 0.08 мсек. дуги/год, шу = 0.66 ± 0.09 мсек. дуги/год, шх = —0.56 ± 0.16 мсек. дуги/год, которые получены в работе Чернетенко (2008) из анализа наблюдений астероидов. Этот результат позволяет сделать вывод о том, что либо динамические теории DE403 и DE405 нуждаются в
улучшении, либо система HIPPARCOS нуждается в поправке. Как видим, один из компонентов, а именно uz, в ряде случаев значимо отличается от нуля. Определение этого параметра независимым способом является крайне актуальной задачей.
В Харьковском национальном университете им. В.Н. Каразина на основе данных каталогов 2MASS (Скрутски и др., 2006) и USNO-A2.0 (Моне, 1998) осуществлен вывод абсолютных собственных движений около 275 миллионов звезд слабее 12m (Федоров и др., 2009). Для этого каталога мы используем сокращение XPM. Звезды XPM покрывают всю небесную сферу за исключением небольшой области вблизи направления на галактический центр (рис. 1б). Собственные движения звезд были получены из сравнения их положений, приведенных в каталогах 2MASS Point Sources Catalog и USN0-A2.0 с разностью эпох около 45 лет для северного полушария и около 17 лет для звезд южного полушария. Нуль-пункт системы абсолютных собственных движений (поправки абсолютизации) определен с использованием около 1.45 миллионов галактик из каталога 2MASS. Таким образом, каталог XPM является независимой реализацией инерциальной системы координат. Наиболее значимые систематические зональные ошибки в USN0-A2.0 были исключены до вывода собственных движений. Среднее значение формальной ошибки абсолютизации составляет меньше 1 мсек. дуги/год, а случайная ошибка собственного движения составляет 3—8 мсек. дуги/год в зависимости от звездной величины. Данная версия каталога XPM содержит положения звезд в системе ICRS на эпоху J2000, оригинальные абсолютные собственные движения звезд, а также B, R,J,H и K звездные величины.
В настоящей работе ставится задача определения вектора остаточного вращения оптической реализации системы ICRS/HIPPARC0S относительно системы координат, задаваемой внегалактическими источниками. В качестве реализации системы ICRS/HIPPARC0S мы используем каталог UCAC2 (Захариас и др., 2004), который распространяет систему на звезды до Rucac2 ~ 16m5. Каталог собственных движений звезд XPM выступает в качестве реализации инерциальной системы координат. Задача решается путем сравнения собственных движений общих звезд в каталогах XPM и UCAC2, на основе которых определяются параметры взаимного вращения (компоненты вектора и).
МЕТОД
Для определения величин ш(шх,шу, wz) использованы известные уравнения (Линдегрен, Ковалевский, 1995):
Ац,а cos ó = шх cos a sin ó + (1)
+ шу sin a sin ó — wz cos ó,
A^s = sin a + uy cos a, (2)
где в левых частях находятся разности собственных движений звезд вида "XPM-UCAC2". Система условных уравнений (1)—(2) решается методом наименьших квадратов.
Всего нами отождествлено около 36 млн. общих звезд в каталогах XPM и UCAC2. При этом были исключены 63 поля XPM с ненадежной абсолютизацией — они расположены вдоль галактического экватора, в зоне избегания, где галактик очень мало, либо их вовсе нет.
На рис. 1 показан пример распределения по небесной сфере звезд каталога XPM. Для построения рисунка было использовано около 1.6 млн. звезд, имеющих величины ^usno-б в интервале 17m 00- 17m 02.
На рис. 1а хорошо видна неоднородность распределения, вызванная сильной концентрацией звезд к галактической плоскости. Очевидно, что в случае решения системы уравнений (1)-(2) с использованием индивидуальных звезд, решение окажется смещенным, так как наибольший вес получит зона галактического экватора, в которой расположено подавляющее количество звезд. Для того, чтобы избавиться от указанной неоднородности, мы применяем известный метод Шарлье с использованием площадок равной площади. Суть метода в том, что несмотря на разницу в количестве звезд, каждой площадке присваивается единичный вес при решении системы условных уравнений (1)-(2). Мы применили разбивку на 432 площадки. Из-за пропусков различного характера реально используются только около 380 таких площадок. Пропуски, в основном, вызваны тем, что в каталоге UCAC2 нет данных в зоне северного неба при ó > 54o.
Сравнение звезд каталогов XPM и UCAC2 показало, что средние значения дисперсий разностей собственных движений звезд не превышают 9 мсек. дуги/год по обеим координатам. В этом случае оценка 9/л/2 = 6.4 мсек. дуги/год находится в хорошем согласии как с заявленной точностью собственных движений в каталоге UCAC2, так и с оценками точности этих величин в каталоге XPM.
С целью исключения ошибочных отождествлений мы применяли следующие ограничения на величину разностей собственных движений звезд: a cos ó\ < 50 мсек. дуги/год и \A^s\ < 50 мсек. дуги/год.
Рис. 1. Распределения выборки звезд В = 17т каталога ХРМ по небесной сфере в экваториальной (а) и галактической системе координат (б); пустые области отмечают 63 поля с ненадежной абсолютизацией.
РЕЗУЛЬТАТЫ Анализ разностей На рис. 2 даны средние значения разностей собственных движений звезд вида "XPM-UCAC2" в зависимости от звездной величины J, на рис. 3 даны компоненты вектора u(ux, uy, uz), найденные по разностям этих же звезд, в зависимости от звездной величины J. Для построения рис. 2 и 3 были использованы разности около 30 млн. звезд.
Из рис. 3 видно, что значения компонент ux и uy не отличаются значимо от нуля на всем рассматриваемом интервале звездных величин. Зависимость же uz от звездной величины велика. Отметим, что uz определяется только из уравнения (1), поэтому на ее определение влияют только особенности разностей вида Дц,а cos
Из рис. 2 следует, что зависимость разностей uz на интервале 12m < J < 15m можно аппроксимировать линейным трендом с коэффициентом уравнения блеска (УБ) w — 0.4 мсек. дуги/годна зв. величину. Такой тренд можно связать с наличием УБ в каталоге UCAC2. Действительно, в работе
Бобылева, Ховричева (2006) было показано, что собственные движения звезд UCAC2 со звездными величинами в интервале Rucac2 = 12m—15m искажены УБ в /ла cos S с коэффициентом —0.6 ± ± 0.05 мсек. дуги/годна зв. величину. При этом характер зависимости разностей "PUL3SE-UCAC2" в ца cos S от звездной величины очень близок к аналогичной зависимости на рис. 2.
Так как заметной зависимости разностей А/л$ вида "PUL3SE-UCAC2" от звездной величины в работе Бобылева, Ховричева (2006) не обнаружено, можно предположить, что УБ этого типа присутствует в каталоге XPM. Из рис. 2 следует, что на интервале 10m < J < 13m в разностях Д^ коэффициент УБ составляет 0.6 мсек. дуги/год на зв. величину.
Изучение УБ является темой отдельного исследования. Для выполнения же поставленной в настоящей работе задачи достаточно взять самые слабые звезды каталога UCAC
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.