научная статья по теме СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД В ОБЛАСТИ БОЛЬШОЙ ТУМАННОСТИ ОРИОНА Астрономия

Текст научной статьи на тему «СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД В ОБЛАСТИ БОЛЬШОЙ ТУМАННОСТИ ОРИОНА»

УДК 524.3-325.2

СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД В ОБЛАСТИ БОЛЬШОЙ

ТУМАННОСТИ ОРИОНА

© 2011 г. С. В. Верещагин, Н. В. Чупина

Учреждение Российской академии наук Институт астрономии РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 08.06.2010 г.; принята в печать 01.07.2010 г.

По шести пластинкам Таутенбургского астрографа получены собственные движения 12740 звезд в области Большой туманности Ориона. Составлен каталог Опса! собственных движений и В-, Д-фотометрии. Подключены данные из других опубликованных каталогов. Приведены результаты сравнения собственных движений по разным каталогам. Каталог полезен для изучения деталей строения кинематики звездных скоплений и групп.

1. ВВЕДЕНИЕ

Туманность Ориона (M 42) представляет собой плотно населенную область звездообразования в Галактике. Среднее расстояние между звездами здесь составляет всего 0.05 пк [1]. По этой причине понятен пристальный интерес к этой области многих исследователей. Повышенное внимание вызывает молодое скопление Трапеция Ориона, в окрестностях которого расположено еще несколько скоплений и звездных группировок (NGC 1981, NGC 1977, OMC-2, NGC 1980), происхождение которых до конца не ясно: они могут быть как рассеянными звездными скоплениями, так и субскоплениями в короне Трапеции Ориона [2]. Массовые определения собственных движений и фотометрия (до В0 & 18m для более чем 2000 звезд) до настоящего времени здесь проводились только Паренаго [3]. Во многих работах исследовано по несколько сотен звезд. Обзор результатов приводится в статье [4].

Мы провели массовые определения собственных движений по данным фотографических наблюдений на Таутенбургском астрографе. В результате получен каталог Oricat для области 3° х 3° с центром а = 83.45°, 5 = —5.20°, включающий 12740 звезд до Впред = 18.5m. Проведено сравнение данных нашего каталога с каталогами из [4, 5], PPMX, а также с каталогом Hipparcos (HIP) в первоначальном [6] и ревизованном [7] вариантах. В окончательном виде Oricat дополнен данными Паренаго [3] и включает 13577 звезд.

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ

Были измерены 6 фотопластинок, полученных на 2-м шмидтовском рефлекторе Таутенбургской

обсерватории. Наибольшая разница эпох составляет 36 лет. В табл. 1 приведены сведения о пластинках: номер пластинки, дата получения, время экспозиции, эмульсия, фильтр, координаты центра, имя наблюдателя. Каждая пластинка покрывает область неба 3° х 3°, масштаб — 51.4 "/мм (размер пластинки — 210 х 210 мм). Часть площади на каждой из пластинок засвечена излучением Большой туманности Ориона (БТО), имеющей размеры около 1° и расположенной на пластинках между восточным краем и центром. Это привело к потере численности звезд.

Изображения с фотопластинок были переведены в электронный вид с помощью сканера Таутенбургской обсерватории TPS [8]. Точность сканирования составляет 0.5 мк, масштаб — 1000 пикс./мм. Затем с помощью специальной программы [9] были определены прямоугольные измеренные координаты x, y и звездные величины в инструментальной системе отсчета.

3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПРЯМЫХ ВОСХОЖДЕНИЙ И СКЛОНЕНИЙ ИЗМЕРЕННЫХ ЗВЕЗД

Опорные звезды для определения экваториальных координат мы взяли из каталога ACT [10], где а, 5 соответствуют каталогу Tycho [6]. Эпоха наблюдений в этом каталоге — J1991.25, равноденствие — J2000, среднеквадратичные ошибки координат приводятся для каждой звезды, и в среднем они составляют ±29 мсек. дуги и ±23 мсек. дуги по а и 5, соответственно.

Для отождествления измеренных звезд с опорными использована проекция координат а, 5, (на

Таблица 1. Список использованных фотопластинок из архива Йенской обсерватории

Номер пластинки Координаты центра, J2000 Дата получения Эмульсия Фильтр Наблюдатель

а (5

96 5h31.0m —5°25.8' 15/16.02.61 Astro-Special б/ф Richter, Löchel

4261 5 32.4 -5 27.0 8/9.02.75 Kodak IIa-0 б/ф Bö rngen

4275 5 32.4 -5 27.0 9/10.02.75 Kodak 103а-Е RG1I Bö rngen

9110 531.7 -5 24.5 16/17.06.96 ZU(2113) б/ф Meusinger, Högner

9160 531.7 -5 24.5 12/13.12.96 ZU(2113) б/ф Meusinger, Brunzendorf, Ludwig

9169 5 35.3 -5 23.1 1/2.02.97 ZU(2113) GG13I Mensinger, Högner

Таблица 2. Численность звезд на пластинках, участвующих в процессе редукции

Номер пластинки Число измеренных звезд Число звезд, отождествленных с опорной пластинкой Число звезд после удаления краевых зон 7—10 мм Число опорных звезд

96 12869 10266 10071 3315

4261 18993 - 16506 -

4275 16256 12635 12266 3293

9110 19213 12414 16977 3122

9160 12370 8569 11286 2767

9169 16777 9401 9047 2358

найдены 10 постоянных пластинки, а затем и тангенциальные координаты для всех звезд нашего каталога. Последние с помощью проекции плоскости на сферу были преобразованы в экваториальные координаты. Таким путем были найдены а, 5 на эпоху J1975.11 для равноденствия J2000. Средняя квадратичная ошибка составила 3—4 мсек. дуги/год.

4. СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ

Для определения собственных движений были получены дифференциальные разности прямоугольных координат звезд для каждой из пластинок сравнением с опорной пластинкой. Пластинка 4261 выбрана в качестве опорной по двум причинам: она в наибольшей степени перекрывается с другими по площади, и эпоха ее наблюдения расположена приблизительно в середине всего интервала наблюдений. Для трансформации измерений координат i-той звезды (xi, y i) в систему опорной пластинки (х°опп, у°пп) мы использовали стандартные средства пакета программ MIDAS. Численности измеренных и отождествленных с опорной пластинкой звезд приведены в табл. 2. Анализ дифференциальных разностей координат dxi = xi — хопп и dyi = = yi — у°пп показал, что на краях пластинок они

эпоху нашего каталога J1975.11, т.е. дату получения опорной пластинки с номером 4261, и для равноденствия J2000) на плоскость и получены тангенциальные координаты хоП,Уыпд (опк — опорный каталог) для 300 звезд из ACT, расположенных в области неба, охваченной нашим каталогом. С помощью средств MIDAS с каталогом Oricat было отождествлено 174 звезды. Далее, в результате решения 174 уравнений для разностей х — хопП.д и У — УоПд методом наименьших квадратов были

Таблица 3. Пластинки, для которых были сделаны коррекции разностей с целью учета уравнения яркости

Номер пластинки Корректируемая разность Координата Диапазон звездных величин

dXi dyi

96 да да х,у <17т

4275 да — х,у > 18т

9110 да — х,у <18т

9160 да да X <17т

9160 да да У <16т

14

16

18

20

B

Рис. 1. Зависимость собственных движений от звездной величины для звезд — членов рассеянных скоплений.

значительно отличаются от средних по пластинке. По этой причине звезды в краевых зонах шириной 7—10 мм не рассматривались. Это привело к небольшим потерям численности звезд (табл. 2).

Для окончательной аппроксимации путем выравнивания качества изображений и улучшения зависимостей дифференциальных разностей координат мы использовали метод степенной регрессии полиномами четвертого порядка [11]. В работе [12] показано, что для таутенбургских пластинок такая степень аппроксимации вполне достаточна. Постоянные пластинок вычислялись по слабым опорным звездам (18.0т < т42б1 < 19.5т) с малыми собственными движениями (¿х{, ¿у^ < 0.0035 мм).

Компоненты собственных движений ¡х, ¡¡у и их среднеквадратичные ошибки получены с помощью линейной аппроксимации методом наименьших квадратов зависимостей х^, у^ от эпохи наблюдения. При этом использовались как минимум три пластинки. Средняя ошибка измерений оказалась равной 3.5 мсек. дуги/год на интервале звездных величин 15т < т42б1 < 19т и 5.0 мсек. дуги/год вне этого интервала.

Уравнение яркости между пластинками проявило себя зависимостью величин ¿х^ или ¿у^ от звездной величины. Эта зависимость отражает реальную зависимость собственных движений от звездной величины (более яркие звезды в среднем ближе и имеют большие ¡). В табл. 3 приведены номера пластинок, для которых нами были введены небольшие коррекции в остаточные разности путем

поворота прямой, связывающей указанные остаточные разности и m4261, до полного исчезновения зависимости между ними.

Окончательно уравнение яркости было определено по звездам — членам рассеянных скоплений. Как известно, для таких звезд не должно быть зависимости собственных движений от звездной величины. Мы использовали четыре скопления, расположенные в этой области: NGC 1981, NGC 1977, Трапеция Ориона и NGC 1980. Для каждого из скоплений методом максимального правдоподобия выбраны звезды, с вероятностью P > 63% принадлежащие соответствующим скоплениям. Исправление за уравнение блеска было сделано в несколько итераций с перевычислением вероятности принадлежности звезд к скоплениям, сделанный на предыдущем шаге. Окончательное количество выбранных членов ярче звездной величины B < 18.5m составило 57, 9, 128и24дляNGC 1981, NGC 1977, Трапеции Ориона и NGC 1980, соответственно. Была принята линейная форма уравнения блеска. Окончательное значение ошибки уравнения блеска в мсек. дуги/год составило

ME(^) = 14.89 - 0.747B,

ME(^y) = 6.10 - 0.313B.

На рис. 1 показана зависимость собственных движений звезд — членов скоплений от звездной величины. Из рис. 1 видно уравнение блеска, которое мы учли в каталоге Oricat с помощью последних формул.

я о и

S

и ^

И

о о

40

20

0

сЗ

Л -20

а

I -40

я о

а

[-ч

40

£ 20

20

-40

я о и

s

и ^

я

(D О

Н U

я о

S

и ^

я

(D О

& £

40 20 0 20 -40 40 20 0 20 -40

1-1-1-ТТЛ-1-1-1-г

ГУ

н ,п

и о

т

; I •

и и

-40 -20 0 20 40 ^a(Orical) мсек. дуги/год

40 -20 0 20 40 ^g(Orical) мсек. дуги/год

д

о

/г и/

г у

д

к.

е с

д

о

/г и/

г у

д

к.

е с

д

о

/г и/

г у

д

к.

е с

д

о

/г и/

г у

д

к.

е с

Рис. 2. Сравнение собственных движений в различных каталогах. На нижних двух диаграммах точками обозначены данные HIP [6] и светлыми квадратиками — HIP ревизованной версии [7].

0

Таблица 4. Средние разности собственных движений звезд и их дисперсии между различными каталогами (индекс "к") и каталогом Опса! (индекс "о")

Каталог n {Ацу) к-о ^{AMBJK-o

Tian et al. [4] 258 -3.00 -1.93 0.27 0.20

McNamara et al. [5] 560 -1.76 0.05 0.23 0.16

ACT [10] 174 5.08 -1.13 0.62 0.50

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»