Кинематика Местной системы звезд

• Автор: Цветков, Александр Станиславович
• Шифр специальности: 01.03.01
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 133 с.

Содержание
Введение
Глава I Кинематические эффекты в собственных движениях
звезд
1.1 Движение Солнца
1.2 Вращение Галактики
1.3 Общий подход к кинематическому анализу собственных движений звезд
Г лава II Недостатки стандартной кинематической модели
собственных движений звезд
Глава III Уравнения вращения Местной системы звезд
Глава IV Методы решения уравнений вращения Местной системы
звезд
4.1 Подготовка данных
4.2 Методы решения
4.2 Тестирование методов
Глава V Решение уравнений вращения Местной системы звезд по
материалам наземных каталогов
5.1 Решение с использованием звезд каталог а вС
5.2 Решение с использованием звезд каталога РРМ
5.3 Решение с использованием звезд каталога НЮ
Глава VI Исследование местной системы звезд по данным
каталога Щэрагсов
Заключение
Литература

Введение
Исследования по звездной кинематике были очень популярны в 30-е-50-е годы XX века. Основные достижения в этой области галактической астрономии отражены в многочисленных монографиях (Паренаго, 1954; Зонн и Рудницкий, 1959; Огородников, 1958; Куликовский, 1985). Во многом успехам в изучении кинематики звезд способствовали достижения астрометрии в деле создания массовых каталогов положений и собственных движений звезд: Генеральный каталог GC (Босс, 1937), каталог N30 (Морган, 1952) и «распространители» фундаментальных систем FK3, FK4, FK5 на большое число звезд -каталоги серии AGK.
К концу нашего столетия интерес к звездно-кинематическим исследованиям угас. Отчасти это объясняется большими успехами звездной динамики и переключением внимания в эту сферу, но главным образом -отсутствием качественного прогресса в точности астрометрических наблюдений. Так, например, массовые звездные каталоги ACRS (Корбин и др., 1991), PPM (Бастиан и др., 1993), хотя и содержат порядка 400 тысяч звезд, однако имеют невысокую точность собственных движений (около 0.5" /100 лет). Кроме того, расстояния до большинства звезд, содержащихся в этих каталогах, неизвестны, что создает трудности при решении различных задач звездной кинематики. Каталоги FK4 (Фрикке, Копф, 1963) и FK5 (Фрикке и др., 1988) имеют лучшую точность собственных движений - (0.1" /100 лет), но их звездный состав малочисленен. Оставался открытым вопрос и о систематических ошибках каталогов, в том числе и переходящих из каталога в каталог.
В 1991 г. на околоземную орбиту был выведен космический аппарат Hipparcos. Результатом его работы явились два массовых каталога: Hipparcos и Tycho (Перриман и др., 1997), которые стали доступны астрономической общественности в 1997 г. Точность первого каталога, содержащего 118 112 звезд, превосходит на порядок и даже более точность наземных наблюдений, второй ~ содержит свыше миллиона звезд с точностью определения собственных движений, сравнимой с точностью, достигнутой в массовых фотографических каталогах.

Введение
С 1997 г. наблюдается целый “бум” статей, в которых использовались достаточно точные параллаксы, определенные этим космическим аппаратом. В основном это статьи по астрофизике, а не по астрометрии и галактической астрономии. Связано это, наверное, с тем, что число специалистов в мире, интересующихся анализом собственных движений звезд, - невелико, поэтому новый богатейший кинематический материал остается в значительной мере невостребованным.
С другой стороны, видимо, считается, что в этой области уже все сделано. Действительно, обычно, при анализе собственных движений звезд какого-либо каталога в качестве кинематической модели принимается модель, которая учитывает в компонентах поля скоростей только три эффекта: параллактическое смещение, возникающее в результате движения Солнца относительно звезд, влияние неточности в принятой постоянной прецессии и вращение Галактики. Последнее при этом считается плоским вращением. Однако, как показывают многочисленные исследования (А.Н.Балакирев, 1978; Брошей Шван, 1981; Витязев, 1990а; Витязев, 1990Ь; Витязев и Цветков, 1989, 1990, 1996), реальное поведение собственных движений, особенно близких звезд, не укладывается в рамки этой модели. Это обстоятельство говорит либо о наличии больших систематических ошибок астрометрических измерений, либо о несоответствии модели наблюдениям.
В качестве одной из гипотез, которая могла бы объяснить отклонение реальных собственных движений от стандартных кинематических моделей, может служить гипотеза о вращении Местной системы звезд (далее МСЗ). Идея о ее существовании родилась еще в конце прошлого века, когда в 1879 г. Гульд обнаружил конденсацию ярких звезд к некоторому большому кругу, наклоненному к галактическому экватору. В 20-30-х годах нашего столетия к проблеме Местной системы звезд обращались несколько авторов, однако их исследования не выходили за рамки чисто статистического подхода (Дайсон, 1929; Куницкий 1935; Минер 1930).
В 50-е годы К.Ф. Огородников (1958) и Р.Б. Шацова (1950) впервые попытались выйти за рамки традиционных и достаточно простых подходов к кинематическому анализу собственных движений. Их работы широко известны как в нашей стране, так и за рубежом. В 1950 году Р.Б. Шацова
Глава II. Недостатки стандартной кинематической модели собственных движений звезд
далеких звезд. Однако коэффициент Сю для близких звезд имеет в два раза меньшее значение, чем ему полагалось бы быть, что говорит о наличии кинематического эффекта, проникающего в данную гармонику. Вращение Галактики для близких звезд “загрязнено” неизвестным кинематическим эффектом, существенно искажающим 4-ю гармонику. Для более далеких звезд это искажение присутсвует, но уже не столь значительно.
Выполненная нами работа показывает, что в собственных движениях звезд может содержаться информация, избыточная по отношению к общепринятой модели, основанной на теории Оорта-Линблада. Кроме того, использование аппарата сферических функций позволило выделить в наблюдаемых характеристиках поля скоростей Галактики те компоненты, которые находятся в противоречии с концепцией дифференциального вращения Галактики. В следующих главах диссертации эту неполноту стандартной кинематической модели мы попытаемся преодолеть тем предположением, что в собственных движениях звезд имеются компоненты, отражающие вращение Местной системы звезд.