Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.puldb.ru/laza_gao/WIN/page_31.html
Дата изменения: Thu Jan 27 11:31:34 2011
Дата индексирования: Mon Oct 1 20:53:28 2012
Кодировка: Windows-1251
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п
page_31
Лаборатория астрометрии и звездной астрономии.Герб лаборатории.
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ТРИГОНОМЕТРИЧЕСКИХ ПАРАЛЛАКСОВ, СВЕТИМОСТЕЙ И ИССЛЕДОВАНИЕ КИНЕМАТИКИ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ЗВЕЗД С БОЛЬШИМИ СОБСТВЕННЫМИ ДВИЖЕНИЯМИ.

     Исследование звезд с большими собственными движениями позволяет получить новые данные о природе объектов низкой светимости (белых, красных, коричневых карликов), осуществить поиск и изучение звезд с невидимыми спутниками, анализировать распределение и кинематику звезд в окрестностях Солнца. Эти звезды, в силу их быстрого перемещения на фоне далеких звезд, могут выступать в качестве линзирующих объектов в событиях гравитационного микролинзирования. Точность предвычислений обстоятельств этих явлений зависит от точности, с которой определены собственные движения данных звезд. 
    Исследование звезд с большими собственными движениями проводится в двух направлениях: определение точных тригонометрических параллаксов и уточнение собственных движений. Программные звезды выброны из каталога LSPM. Для определения параллаксов отобраны звезды с собственными движениями более 1 угловой секунды в год в зоне склонений  -15 - +75 градусов.  Для уточнения собственных движений - звезды до 16-ой звездной величины с величиной полного собственного движения больше 300 мсд/год в зоне склонений от +30 до +70 градусов. При выводе новых  собственных движений в качестве первых эпох будут  использованы данные обзоров 2MASS и SDSS, а также результаты пулковских фотографических наблюдений, выполненных в XX веке. Ожидаемая точность для собственных движений 1 - 4 мсд/год, для тригонометрических параллаксов - 5-10 мсд. Планируемая работа выполняется  на двух инструментах Пулковской обсерватории: Нормальном астрографе (F=3500мм, D=330мм) и 26-дюймовом рефракторе (F=10500мм, D=650мм), оснащенных современными ПЗС-приемниками. 
   На основе полученных тригонометрических параллаксов и уточненных собственных движений звезд предполагается оценить светимости и определить типы исследуемых звезд (классы светимости и принадлежность к определенному типу звездного населения Галактики), выявить звезды с невидимыми спутниками.

ПЕРВЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ.

ТРИГОНОМЕТРИЧЕСКИЕ ПАРАЛЛАКСЫ 29 ЗВЕЗД С БОЛЬШИМИ СОБСТВЕННЫМИ ДВИЖЕНИЯМИ. (Е.В.Хруцкая, И.С.Измайлов, М.Ю.Ховричев).
На основе ПЗС-наблюдений 2007-2009 гг. на 26-дюймовом рефракторе были получены тригонометрические параллаксы 29 звезд (12mag <Vmag< 16mag). Средняя величина стандартной ошибки составила 3.7 мсд. В ходе реализации проекта была разработана оригинальная методика определения фотометрических параллаксов опорных звезд, необходимых для абсолютизации относительных параллаксов. В отличие от имеющихся зарубежных работ (Subasavage J.P. et al. 2009) в ней успешно выполнено разделение опорных звезд по типам светимостей, используя фотометрические данные каталога 2MASS, а также учтено межзвездное поглощение. 
 

Двухцветная диаграмма (H-Ks) - (J-H) для опорных звезд. Линии показывают кривые нормальных цветов для звезд различных типов светимости солнечной металличности. Кривые построены по данным работы (Кови и др. (Covey, K. R. et al ) AJ. 134. 6. 2398 (2007)). Отношение избытков цвета было принято равным E(J-H)/E(H-Ks)=1.95 (Страйжис и Лаугалис (V. Straizys and V. Laugalys) Baltic Astronomy.17. 253 (2008)).
Сравнение пулковских параллаксов с параллаксами, полученными в обсерватории Йельского университета и Морской обсерватории США, показало, что в подавляющем большинстве случаев разности параллаксов (Pulkovo - Yale/USNO) лежат в пределах ошибок их определения. В среднем они составили -0.6 мсд с ошибкой 1.0 мсд. Наличие систематических зависимостей от расстояния, блеска и цвета звезд в данном наборе разностей не обнаружено. Проведенные сравнения показывают, что методики наблюдений и обработки данных в рамках пулковской программы исследования быстрых звезд позволяют получать высокоточные тригонометрические параллаксы этих объектов. Все исследованные звезды лежат в пределах 50 парсек от Солнца. Большинство из них принадлежит ближайшей окрестности Солнца (D < 25 пк). Для двух звезд (J0522+3814 и J1202+3636) тригонометрические параллаксы получены впервые.  Высокая точность полученных тригонометрических параллаксов (3.7 mas) сделало возможным расширить программу звезд для определения параллаксов с 40 до 100 (зона по склонению -15 -+75 градусов), включив в нее слабые звезды с неизвестными ранее параллаксами.

ИССЛЕДОВАНИЕ ДВИЖЕНИЙ БЫСТРЫХ ЗВЕЗД НА ОСНОВЕ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ НА ПУЛКОВСКОМ НОРМАЛЬНОМ АСТРОГРАФЕ. (Е.В.Хруцкая, М.Ю.Ховричев, А.А.Бережной).
По результатам ПЗС-наблюдений на Нормальном астрографе в 2007-2010 гг.  получены экваториальные координаты и новые собственные движения для 414 звезд (12<Vmag<16) с собственным движением >300 мсд/год  в зоне склонений от +30 до +70 градусов.  Для вывода  собственных движений в качестве ранних эпох использовались данные нескольких звездных каталогов и обзоров (M2000, CMC14, 2MASS, SDSS). Разности эпох составили от 5 до 13 лет (в среднем около 10 лет). Точность координат лежит в пределах  10-50 мсд , точность собственных движений в среднем составила 4-5 мсд/год.  Выполненно сравнение полученных собственных движений с собственными движениями звезд каталогов  LSPM, I/306A и Tycho-2. С учетом точности собственных движений звезд в этих каталогах подтверждена реальность декларируемой точности новых собственных движений. 
Показано, что для звезд с большими собственными движениями разность эпох порядка 10 лет  достаточна для получения высокоточных собственных движений (4-5 мсд/год). Кроме того, разности собственных движений, полученных на коротком интервале времени с аналогичными данными, определенными на большом интервале времени, содержат информацию о возможной двойственности рассматриваемых объектов. Разность эпох между пулковскими наблюдениями и наблюдениями, выполненными в рамках обзоров SDSS, 2MASS, CMC14, M2000 составила около 10 лет. До сих пор для таких звезд собственные движения определялись при больших разностях эпох (POSSII - POSSI - около 50 лет). Это дало возможность сравнить полученные 'квази-мгновенные' собственные движения (за 10 лет) и средние движения (за 50 лет). 

Присутствие невидимых компонент у исследуемых звезд могло стать причиной  статистически значимых различий в разностях собственных движений. Подобный анализ ранее выполнялся при построении каталога FK6 (метод Вилена) для ярких звезд, когда анализировались разности собственных движений вида (Hipparcos - FK5). Для быстрых звезд этот подход был применен впервые.  Из анализа статистической  значимости разностей собственных движений вида (PUL-LSPM), (PUL-I/306A) по отношению к ошибкам их определения из 414 звезд выявлены 70 звезд низкой светимости, которые можно рассматривать как кандидаты в астрометрические двойные. 

Различие 'квази-мгновенного' собственного движения и среднего собственного движения фотоцентра. (из работы R. Wielen et al. Astron. Astrophys. 346, 675, 1999).
 
КАТАЛОГ PUL2

    Каталог PUL2 создан в Пулкове фотографическим способом по плану Дейча. Каталог содержит средние координаты звезд в системе ICRS на эпоху J2000.0 и оригинальные абсолютные собственные движения звезд. Наблюдения выполнены с использованием нормального астрографа ГАО РАН. Первые эпохи фотографических пластинок получены с 1937 по 1965 годы, вторые эпохи с 1969 по 1986 год.
      Площадки PUL2 равномерно покрывают северное небо. Средняя разность эпох составляет 24 года. Для каждой площадки имеются не менее трех пар пластинок. На всех пластинках имеются часовые и пятиминутные экспозиции. Одна пара пластинок снята с применением дифракционной решетки. На парах с решеткой измерены только яркие опорные звезды. Для определения относительных собственных движений звезд применена редукционная модель с шестью постоянными, с использованием слабых (15.2) звезд в качестве опорных. Применен подход, позволяющий использовать весь имеющийся наблюдательный и измерительный материал. Для абсолютизации использованы около 700 галактик.
    Средние ошибки относительных собственных движений звезд в каталоге PUL2 составляют 5.5 мсд/год (миллисекунды дуги в год) в ma cosd  и 5.9 мсд/год в md.Средняя ошибка абсолютизации при использовании галактик составляет 7.9 мсд/год по обеим координатам. Средняя ошибка одного абсолютного собственного движения яркой звезды каталога PUL2 по внешней сходимости составляет 9 мсд/год по обеим координатам. 
 

Наблюдательный материал получен для 157 областей в соответствии со списком Дейча и др. (1955). Наибольшее количество из всего имеющегося наблюдательного материала получено Н.В.Фатчихиным: 37% в первую эпоху и 16% во вторую эпоху. В первую эпоху В.В.Лавдовским получено 30% и Ф.Ф.Булатовой-Калихевич получено 15%. Для вторых эпох Н.М.Бронниковой получено 30% пластинок, О.Н.Орловой получено 21% и Л.С.Королевой получено 12%. Остальными наблюдателями получено менее 20% пластинок, как в первую, так и во вторую эпохи.
    Измерения пластинок были начаты в Пулкове в 1971 году. В измерениях принимали участие: А.Н.Дейч (1971-79), В.В.Лавдовский (1971-78), О.Н.Орлова (1971-84), Н.В.Фатчихин (1971-84), И.И.Кумкова (1976-77), С.С.Смирнов (1977-78), Н.А.Шахт (1975-87), Н.М.Бронникова (1980-88), В.В.Бобылев (1982-88) и С.А.Лепешенкова (1985-88). Наибольшее количество пластинок измерено О.Н.Орловой (23%), Н.А.Шахт (21%), Н.М.Бронниковой (14%) и Н.В.Фатчихиным (13%).
        Измерения пластинок, предназначенных для определения звездных величин, выполнены с 1986 по 1998 годы на полуавтоматическом ирисовом фотометре Asсoris. Измерители: Н.М.Бронникова (105 площадок), Н.А.Шахт (32 площадки), В.В.Бобылев (10 площадок), З.Н.Ипатова (Казанский Университет, 3 площадки).
 
Рис.1. Остаточные разности собственных движений 
звезд вида 'PUL2-TRC' в зависимости от звездной
величины.
Созданная электронная измерительная база каталога PUL2 нашла применение для составления каталога PUL-3.
Сравнение абсолютных собственных движений звезд каталогов PUL2 и Hipparcos, PUL2 и TRC показало, что в каталоге PUL2 зависимость от звездной величины достаточно мала (рис. 1) и не имеет такого 'катастрофического' характера как, например, в Ликкской программе NPM. На основе сравнения каталогов PUL2 и Hipparcos определены компоненты вектора остаточного вращения w каталога Hipparcos относительно системы внегалактических (экваториальных) координат:  w(x,y,z)=(-0.98, -0.03, -1.66) +(0.47, 0.38, 0.42) мсд/год.
КИНЕМАТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ЗВЕЗД КАТАЛОГА PUL2

Каталог PUL2 явился оригинальным материалом для выполнения ряда звездно-астрономических исследований. 
На основе абсолютных собственных движений звезд каталога PUL2 определены компоненты пекулярной скорости Солнца (рис. 2).
           На основе абсолютных собственных движений около 30000 слабых звезд (со средней фотографической величиной около 15) каталога PUL2 определены параметры общего галактического вращения (постоянные Оорта):
A=+12.89+1.28км/с/кпк и B=-12.37+1.09км/с/кпк.
На рис.2 приводятся галактические координаты апекса Солнца, вычисленные для нескольких центроидов слабых звезд каталога   PUL2.  Вверху отмечен апекс движения Солнца относительно местного стандарта  покоя по данным работы   Денена, Бинни (1988), отмечен также апекс, полученный относительно слабых звезд программы NPM  (Хансон, 1987).
Рис.2.
КИНЕМАТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ

       На основе собственных движений звезд каталогов HIPPARCOS и TRC выполнен кинематический контроль инерциальности системы ICRS с применением модели Огородникова-Милна. Показано (Бобылев, 2004a), что в каталоге HIPPARCOS имеется небольшое остаточное вращение относительно инерциальной системы координат вокруг галактической оси y с угловой скоростью  -0.36+0.09 мсд/год (миллисекунды дуги в год). Данное вращение подтверждают и слабые звезды каталога TRC (около 900 000 звезд).
Кинематические исследования звездных систем, таких как пояс Гульда, пояс Вокулера-Долидзе, входящих в Местную систему звезд, выполнены как на основе современных высокоточных собственных движений звезд (каталоги HIPPARCOS, TRC и др.), так и на основе пространственных скоростей звезд с привлечением лучевых скоростей, параллаксов (Бобылев, 2004b) и оценок возраста звезд (Бобылев, 2004с).
На рис.1 показано изменение компоненты тензора твердотельного вращения M13 для звезд каталога HIPPARCOS в зависимости от гелиоцентрического расстояния r.

Рис.1.
 
Рис.2.
Кривые собственного вращения (скорости освобождены от общего галактического вращения) двух  групп  OB-  звезд, слева для группы относительно старых звезд (классы светимости I,II,II), справа для группы относительно   более молодых звезд (классы светимости V,IV) в зависимости от центра вращения (l=160o, r=150 пк), вертикальная линия отмечает положение Солнца.
ЛИТЕРАТУРА
1. Бобылев, 2004a, Кинематический контроль инерциальности каталогов системы ICRS. - ПАЖ, т. 30, No 4, с. 289-296.
2. Бобылев, 2004b, Определение кривой вращения звезд пояса Гульда на основе формул Боттлингера. - ПАЖ, т. 30, No 3, с. 185-195.
3. Бобылев, 2004с, Кинематические особенности звезд пояса Гульда. - ПАЖ, т. 30, N 11, с. 289-296.
PUL-3: КАТАЛОГ ЭКВАТОРИАЛЬНЫХ КООРДИНАТ И СОБСТВЕННЫХ ДВИЖЕНИЙ 58329 ЗВЕЗД  В СИСТЕМЕ ICRS В ПУЛКОВСКИХ ПЛОЩАДКАХ С ГАЛАКТИКАМИ.
       Изначально план А.Н.Дейча   не предполагал получение точных экваториальных координат звезд  в площадках с галактиками. Однако, наличие в настоящее время высокоточных космических каталогов и то, что имеющиеся фотопластинки содержат значительное число звезд   звездной величины, делают целесообразным использовать этот наблюдательный материал и получить координаты для более чем 58000 звезд в современной системе ICRS. Отснятые 149 областей охватывают зоны от -5 до +85 градусов (рис.1).
Для работы использованы наблюдения, полученные на нормальном астрографе Пулковской обсерватории в периоды с 1935 г. по 1960 г.(первая эпоха) и с 1969 г. по 1986 г. (вторая эпоха). При обработке в качестве опорного каталога был взят каталог TYCHO-2. Высокая точность этого каталога, отсутствие в нем систематических ошибок, присущих наземным каталогам, а также  большое число звезд TYCHO-2, попадающих в рабочее поле, позволяли надеяться на уверенное исключение систематических  ошибок  из наблюдательного материала и надежное определение параметров редукционной модели. Число опорных звезд TYCHO-2 в площадках с галактиками в среднем составляло 40-65  в зависимости от галактической широты. 
Рис.1.
Распределение площадок с галактиками по небесной сфере.		 На рис.2 показано распределение материала по звездной величине.
Для обеспечения работы были созданы два пакета программ:
CREADER (Catalog Reader) - предназначен для всевозможной выборки данных из каталогов с высокой плотностью звезд. 
ASTRORED (Astrometric Reduction) - предназначенный для проведения астрометрических редукций от коррекции измеренных координат (X,Y) до получения экваториальных координат (a, d) в системе любого из каталогов, подключенных к CREADER.  Имеется блок для выявления и исправления систематических ошибок фотографических наблюдений
    Работа над созданием каталога Pul-3 включала в себя анализ наблюдательного материала, исправление замеченных грубых ошибок, дополнение материала измерений значениями звездных величин и спектральными характеристиками из каталога USNO-A2.0, выбор оптимального метода редукции и исключения из наблюдательного материала всевозможных систематических ошибок. Оценивалось влияние ошибок измеренных координат и неточности оптического центра на надежность определения параметров пластинки в разных моделях. 
Рис.2
Распределение материала по звездной величине.
После анализа точности астрометрических редукций в разных моделях, предпочтение было отдано методу шести постоянных. Учитывая значительное число опорных звезд на пластинке, было решено, не усложняя модели редукции, уточнить экваториальные координаты оптического центра для каждой пластинки и  исключить из наблюдательного материала имеющиеся остаточные систематические ошибки (ошибки, связанные с комой, уравнением блеска и цвета). В целом, исключение всех выявленных систематических ошибок и уточнение экваториальных координат оптических центров пластинок улучшили точность положений определяемых звезд в среднем на  64 mas  по прямому восхождению и на  51 mas по склонению.
Экваториальные координаты, исправленные за все выявленные систематические ошибки, были определены   для всех звезд каждой пластинки.  Для объединения наблюдательного материала  первой  и  второй эпох были получены  относительные собственные движения.  Формальные ошибки полученных собственных движений лежат в пределах  3 -12 mas/год. 
Координаты звезд каталога Pul-3 вычислялись после определения средней эпохи наблюдения каждой звезды путем перевода на нее имеющихся экваториальных координат первой и второй эпох. В целом по каталогу,  средняя эпоха Pul-3 равна 1963.35. Среднее значение среднеквадратических ошибок координат  в среднюю эпоху по внутренней сходимости составило +0".08 .  На рис.3 приводятся гистограммы ошибок координат и собственных движений звезд каталога Pul-3.
Рис.3  Гистограммы ошибок положений и собственных движений звезд каталога Pul-3.
Явной зависимости ошибок от зоны склонений  обнаружено не было. Наблюдается лишь некоторое увеличение ошибок координат для звезд ярче 8.5m и слабее 16.0m (рис.4).
Каталог Pul-3 был сравнен с каталогом TYCHO-2 (7588 общих звезд) и с каталогом ARIHIP  (795 общих звезд) на среднюю эпоху пулковских пластинок. При сравнении с каталогом Tycho-2 систематические расхождения невелики и, в основном, не выходят за пределы   +0.01" для координат и  +0.0005/ год  для собственных движений. Ошибки координат по внешней сходимости с каталогом TYCHO-2 составили  +0.15" на среднюю эпоху Pul-3.
Сравнение с каталогом ARIHIP проводилось с использованием решения по одиночным звездам (SI-решение).  Средняя величина разности (ARIHIP - Pul-3) для координат и собственных движений небольшая и составляет:
                                 Dacosd=+0.006";          Dd=0.004";
                                 Dmacosd =+0.00028"/год;        Dmd =+0.00076"/год.
Рис.4.  Зависимость ошибок координат Pul-3 от
зв.величины. ()- по RA; (x)- по DECL.
Полученные новые собственные движения звезд  каталога Pul-3 сравнивались с пулковскими абсолютными собственными движениями (каталог Pul-2). По разностям вида (mPul-3 - mPul2 ) были определены компоненты вектора угловой скорости вращения между системами каталогов Pul-3 (система ICRS, реализованная каталогом TYCHO-2) и Pul-2 (собственные движения, абсолютизированные с помощью галактик): 
wx = -0.63+0.92 mas/год;   wy = -0.58+0.74 mas/год;   wz = -2.06+0.78 mas/год; 
Результаты хорошо согласуются с компонентами вектора угловой скорости вращения, полученными авторами каталога HIPPARCOS , из сравнения собственных движений звезд HIPPARCOS с абсолютными собственными движениями, выведенными в Ликской обсерватории   (wx = -0.70+0.25 mas/год;   wy = -0.27+0.20 mas/год;   wz = -2.14+0.20 mas/год; ) 
Каталог Pul-3 надежно воспроизвел систему каталога Tycho-2 для более чем 50000 звезд слабее 12 звездной величины. Звезды из каталога Pul-3 могут использоваться как опорные при редукции позиционных ПЗС-наблюдений внегалактических радиоисточников и малых тел Солнечной системы. Собственные движения каталога Pul-3  дают материал для звездно-астрономических исследований.
Высокая точность координат каталога Pul-3 и ранняя эпоха наблюдений позволяет использовать  этот каталог в комбинации с современными  астрометрическими каталогами для вывода  высокоточных  (~2-4 mas/год)  собственных движений слабых звезд.
В настоящее время каталог Pul-3  доступен из базы  Центра звездных данных в Страсбурге (I/290) и из астрометрической базы данных Пулковской обсерватории (http://www.puldb.ru)

СРАВНЕНИЕ КАТАЛОГА USNO-B1.0 С  КАТАЛОГАМИ PUL-3  И  UCAC1 В ИЗБРАННЫХ ПОЛЯХ.
      Выполнено предварительное исследование точности и систематических ошибок каталога USNO-B1.0 из сравнения с избранными площадками каталогов Pul-3 (северное полушарие) и UCAC1 (южное полушарие). Для сравнения  были отобраны площадки с радиусом 1о: 16 - из каталога Pul-3 (5042 звезды с m>12) и 5 - из каталога UCAC1 (16035 звезд с m>12). Поля выбирались в различных зонах по RA и DECL. Звезды  Tycho-2 не участвовали в сравнении.  Средняя эпоха  положений USNO-B1.0  для выбранных полей -1980.0.
Средние разности координат и собственных движений в смысле (Pul-3- USNO-B1.0) по 16 полям Pul-3 составили:
Dacos d= -0".003, Dd=-0".038; Dmacosd=-0.7 mas/год, Dmd=-3.6 mas/год.
Разности координат в смысле (UCAC1- USNO-B1.0) по 5 полям UCAC1 оказались равны: Dacos d  = -0'.015,   Dd = - 0'.095.
Средняя точность координат каталога USNO-B1.0 составила:
   eacosd  = + 0'.157,   ed= + 0'.181  (из сравнения USNO-B1.0 с каталогом Pul-3, для эпохи 1963.25)
   eacosd  = + 0'.183,   ed  = + 0'.180  (из сравнения USNO-B1.0 с каталогом UCAC1, для эпохи  2000.0).
    Выполненное исследование показало:
  • Неоднородную точность каталога USNO-B1.0. В среднем  точность астрометрческих данных в каталоге USNO-B1.0 - 0'.2  для эпохи 2000.0
  •  В обеих сравнениях замечены отдельные значительные систематические разности (> 0'.3).  В целом, величины разностей (Pul-3 - USNO-B1.0) и (UCAC1 - USNO-B1.0) сопоставимы  между собой.
  •  Систематические  ошибки каталога USNO-B1.0, зависящие от цвета,  носят нелинейный характер.
  •  В каталоге USNO-B1.0  имеются систематические ошибки, зависящие от звездной величины.  Особенно замено они проявляются для звезд слабее 15m.
НОВЫЕ ВЫСОКОТОЧНЫЕ СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ СЛАБЫХ ЗВЕЗД В ПУЛКОВСКИХ ПЛОЩАДКАХ С ГАЛАКТИКАМИ.


Pul-3 и UCAC - отличные собственные движения! На основе имеющихся в Пулковской обсерватории результатов обработки фотографических наблюдений слабых звезд в площадках с галактиками (каталог Pul-3, I/290) и данных современного астрометрического каталога UCAC2 (CDS I/289) получены новые высокоточные собственные движения 34081 звезды преимущественно 12m-16m.5  в системе ICRS с точностью, сравнимой с точностью собственных движений более ярких звезд (до 12 зв. вел.) каталога Tycho-2.
Для взаимного отождествления звезд каталогов Pul-3 и UCAC2 положения звезд из каталога UCAC2 были переведены на среднюю эпоху пулковских наблюдений  с учетом собственных движений.
К числу отождествленных были отнесены звезды, для которых выполнялись следующие условия:
  •  разность координат не превосходит  3s, где s=(e2pul3 + e2ucac 2 )1/2, а e2pul3  и  e2ucac 2формальные ошибки координат звезд из каталогов Pul-3 и UCAC2 соответственно;
  •  разность между фотографическими звездными величинами, измеренными в Пулково, и звездными величинами из каталога UCAC2 не превосходит 3m. 
Каталог Pul-3 формировался из наблюдений, полученных в две эпохи - 50-ые годы и 70-ые годы.  Из этих данных были получены и относительные собственные движения звезд, приведенные в каталоге Pul-3.  В дальнейшем 
сравнивались два варианта получения новых собственных движений  в зависимости от того, какие именно положения использовались в качестве первой эпохи. Первый основан на использовании координат звезд из каталога Pul-3,  а второй - на привлечении  экваториальных координат звезд каталога Pul-3 для первой эпохи пулковских наблюдений (1950-е годы).
Рис.5.
Распределение звезд Pul-3 и UCAC2 по зв. величинам.
В результате были образованы два набора новых собственных движений. Оба варианта сравнивались с собственными движениями звезд из каталога Tycho-2. Сравнения показали, что второй из них предпочтительнее: собственные движения для этого набора оказались на 0.3-0.4 mas/год   точнее, чем собственные движения первого набора.
Положения звезд для второй эпохи взяты из каталога UCAC2 для центральной эпохи (около 2000 г.). Средняя разность эпох в среднем составила 47 лет. Новые собственные движения   получены для 34081 звезды в зоне склонений от -5о до +50о, что связано с незавершенностью в настоящее время  всех наблюдений северного полушария в проекте UCAC.
Формальная оценка точности новых собственных движений по всему материалу составляет 2 - 4 mas/год.  Ошибки по внешней сходимости, полученные из оценки разностей  новых собственных движений и собственных движений звезд каталога UCAC2, составляют 3 - 5 mas/год.
Выявлены систематические ошибки собственных движений звезд каталога UCAC2, зависящие от звездной величины. Для относительно ярких звезд в диапазоне от 8m до 12.5m систематические разности для обеих компонент не превышают +1mas/год.  Для более слабых звезд уравнение блеска более выражено, особенно для разностей собственных движений по склонению.
Известно, что доля относительно более 'красных' звезд возрастает с увеличением звездной величины и зависит от галактической широты. Следовательно, вклад атмосферной дисперсии в склонения звезд, определяемые на основе результатов фотографических наблюдений, должен расти со звездной величиной. Причем поправки  Dd  за атмосферную дисперсию для звезд, кульминирующих к северу от отвесной линии и к югу от отвесной линии, будут иметь соответственно разные знаки и будут минимальны в зенитной зоне.
Рис. 6. Зависимости средних значений разностей  (mo- mucac 2) от звездной величины по  прямому восхождению (a) и по склонению (b).  () - разности для площадок со склонениями меньше 37o20'  (x) - со склонениями больше 37o20'.
При выводе собственных движений слабых звезд (mag>12m.5 ) каталога UCAC2 в качестве первой эпохи использовались данные каталога Yellow Sky, который был построен в системе каталога Tycho-2 на основе результатов переизмерения фотографических пластинок, полученных в рамках Ликской программы по определению абсолютных собственных движений звезд с привязкой к галактикам. 
Анализ зависимости  разностей (mo - mucac 2 ) от звездной величины  ( рис. 6) и "расслоение" хода разностей  (mo- mucac 2 ) по склонению (рис 6 b) относительно d =37o20'  ( zLick =37o 20') позволяют предположить, что систематические ошибки собственных движений  слабых звезд каталога UCAC2, зависящие от звездной величины,  обусловлены в основном неполным исключением влияния атмосферной дисперсии на координаты звезд в каталоге Yellow Sky .
Полученные высокоточные собственные движения слабых звезд могут быть использованы для анализа инерциальности опорной системы ICRF, для изучения кинематики звезд в Галактике, для выявления новых двойных и кратных систем среди слабых звезд. Окончательный вариант новых собственных движений звезд каталога Pul-3 (58483 звезды в зоне склонений от -5 до +90 градусов)  будет получен после завершения наблюдений в рамках проекта UCAC. 
СОЗДАНИЕ ПРОМЕЖУТОЧНОЙ СИСТЕМЫ ОПОРНЫХ ЗВЕЗД 13-16m В МАЛЫХ ПОЛЯХ ВОКРУГ ГАЛАКТИЧЕСКИХ (GRS) И ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ (ERS) РАДИОИСТОЧНИКОВ ДЛЯ ПЗС-НАБЛЮДЕНИЙ


Вид научной площадки обсерватории. Все в мире природы находится в движении.  Для изучения движения обязательно должна существовать опорная система.  Чем более тонкое движение, тем более точной должна быть опорная система.  Вся мировая история астрономии  в этом плане делится на три периода. 
1. Опорная система - сфера неподвижных звезд.  Эта опорная система дала открытие движения первых пяти планет, комет  и конечно же Луны.  В конечном итоге это привело к  гелиоцентрической системе мира после Коперника. 
2. Опорная система из галактик.  Обнаружение собственных движений звезд потребовало изменения  шкалы расстояний и изменения дальности горизонта. Это позволило в XIX-XX столетиях изучать кинематические и динамические характеристики движения галактики.
3. Удаленные точечные внегалактические радиоисточники.   Повышение  точности наблюдений астрономических объектов в радиодиапазоне (методами РСДБ) дало возможность создания более устойчивой в динамическом смысле опорной системы, на основе  которой сейчас базируется фундаментальная опорная система координат в астрономии ICRS. Однако эти радиоисточники очень слабы в оптическом диапазоне (в основном 18-20m)  и  наблюдаются фотографически только на очень больших телескопах. 
    Для установления связи оптической и радио астрометрических систем координат наблюдения общих объектов в обоих диапазонах считаются наиважнейшей задачей наземной позиционной астрометрии, решение которой в оптике возможно только с помощью оснащенных  ПЗС-приемниками  телескопов - из-за исключительно малой яркости большинства ERS.  Особую роль в схеме установления связи оптической и радио систем координат играют галактические радиоисточники (GRS), доступные оптическим наблюдениям даже малыми телескопами и радиоастрометрическим наблюдениям. 
     В период 1994-1997 гг.  в основном отнаблюдены фотографическим методом на Пулковском Нормальном астрографе (33/3460) 73 поля с ERS от 26о до 90о по склонению и более 80 полей с GRS северного неба.  Цель выполняемых программ (Pul ERS и Pul GRS) - получить первичную систему опорных звезд в окрестностях радиоисточников для оптических позиционных наблюдений с ПЗС-матрицами оптимального размера порядка 15х15'
    Для всех полей с РИ было сфотогpафиpовано от 2 до 6 пластинок с экспозициями по 20-30 мин., всего для 73 полей с ERS отснято более 250 пластинок.  Аналогично снимались звездные поля для галактических GRS радиоисточников, на 2002 г. отснято около 300 фотопластинок, часть полей переснимались в последние годы: 2000 г. - 45, 2001 - 32, 2002 -2 пл..  Для получения координат самих радиоисточников GRS (достаточно ярких)  на одной пластинке  фотографировалось несколько экспозиций, в некоторых случаях 6-10.  Измерения пластинок и редукция координат проводились по стандартным методикам, применяемым при обработке пластинок НА. Из-за того, что для наблюдений использовались пластинки не только стандартные 16х16см, но и резаные, размером 16х13см, часть звезд из поля 2х2о попала не на все пластинки, снятые для данного поля.  Именно поэтому в результирующих каталогах для каждой звезды поля GRS или ERS в столбце, указывающем количество пластинок, участвовавших в обработке, дана цифра для каждой звезды. 
С начала обработки измерено около 200 фотопластинок для 72 полей с GRS и более 130 пластинок для 35 ERS. Отметим, что в качестве опорных для каталогов GRS используются положения звезд каталогов PPM и CaMC для однородности получаемых координат. Результаты сравниваются с положениями в Hipparcos и Tycho. Начато перевычисление всех положений в систему ICRS с помощью каталога Tycho-2, имеющего достаточно надежные собственные движения. 
    Для каждого поля с центром в РИ получены координаты до 200 звезд до 16m.  Измерялись все звезды в радиусе до 6-8' от радиоисточника и выборочно в кольце от 8' до 15'. Опорные звезды каталогов PPM и CaMC измерялись почти по всему полю пластинки нормального астрографа, т.е. 1,5х1,5o.  Измерения выполнены Н.В.Нарижной и А.А.Дементьевой.  Программы обработки и анализа результатов написаны В.П.Рыльковым.  Оценено, что в поле  ПЗС-матрицы порядка 15х15'  звезд каталога Tycho недостаточно для получения надежных координат опорных звезд вокруг радиоисточников.  В этом плане получаемые нами каталоги обеспечивают на порядок большую плотность опорных звезд. 
Наблюдения и обработка полей с GRS.
Внутренняя точность результатов, по нашему мнению, достаточно высока: большинство звезд получены по 3-5 экспозициям с точностью результата e  до 0.1'. Внешняя точность оценена сравнением с положениями GRS в каталогах Tycho, PPM и CaMC.  Обнаружилось довольно много  значений (О-С)  в склонении, которые превышают величину 0.20', в прямом восхождении таких разностей значительно меньше.  Отметим, что большие отклонения в RA и Dec. повторяются при вычислениях по всем опорным каталогам - значит, скорее всего, это специфика наших наблюдений. 
    В табл.1 приведены результаты получения координат звезд в окрестностях 72 радиозвезд - приведено число полученных опорных звезд в поле GRS, всех вычисленных звезд и впервые полученных, относительно опорных каталогов. Ошибки редукции - ошибки единицы веса Sx,Sy изменяются  от 0.2" до 0.3" - обычные значения для фотографической астрометрии. Для каждого поля получены координаты от 105 до 150 новых звезд,  кроме того часть звезд одного каталога получена по опорным звездам другого. 
Всего по программе вычислены координаты 13113 опорных звезд для 72 полей, впервые определено 9225 положений слабых звезд.  С большой внутренней точностью вычислены координаты  самих радиозвезд. Было сделано отождествление со звездами Tycho и проведено сравнение коодинат с их положениями в других каталогах. 
По выборкам звезд  из каталога Tycho можно отметить, что звезд космического каталога достаточно много для всего поля фотопластинки  НА (от 69 до 220 звезд), однако для прямоугольника 20х20' их в большинстве не более 9. Только для полей с большим склонением  их  количество доходит до 13-15.   Вычисленные средние значения (O-C) по RA и Dec. для совпадающих звезд в целом систематических сдвигов не показывают.  Анализ самих разностей показывает, что основной вклад в ошибку вносят достаточно яркие звезды PPM и CaMC, которые составляют большинство совпадающих звезд. 
Табл.1. Характеристики 60 полей звезд  с галактическими (GRS) радиоисточниками. 
........................................................................................................................................................................
Nп    имя поля      All   New       Nп     имя поля       All  New       Nп     имя поля      All   New 
.........................................................................................................................................................................
   1    BD+08    19    207  136       25    BD+70  703       175  117       49    BD+34 2750      207  126
 2    BD+23   106    122  111       26    BD+36 2344     164  111       50    BD+60 1691      174  122
 3    BD+06   189    154  110       27    BD+26 2508     198  137       51    BD+82  498       213  132
 4   BD+06   211    114  105       28    BD+39 2849     182  113       52    BD+49 2596      203  128
 5    BD+22   226    162  107       29    BD+22 3245     207  126       53    BD+29 3187      210  136
 6    BD+69   179    160  119       30    BD+34 3815     217  121       54    BD+52 2350      191  129
 7    BD+40   673    163  110       31    BD+62 2007     202  119       55    BD+43 3571      276  142
 8    BD+47   781    183  119       32    BD+52 3375     192  130       56    BD+40 4220      274  137
 9    BD+59   609    179  120       33    BD+25  580      132  113       57    BD+27 3952      226  130
10    BD+28   532    169  116       34    BD+26  730       155  151       58    BD+14 4668      176  125
11    HD   283447    170  140       35    BD+25 2191      150  137       59    BD+43 4112      202  129
12    BD+49  1150   172  115       36    BD+67  922       146  123       60    BD+45 3813      237  139
13    BD+18   734    186  112       37    BD+82  498       150  132       61    BD+48 3747      292  218 
14    BD+58   805    131  122       38    BD+74  717       153  129       62    BD+56 2923v    309  171 
15    BD+20  1162   122  122       39    BD+26  228       175  137       63    BD+45 4283      230  131 
16    BD+07  1055   188  120       40    BD+33 3223      166  145       64    BD+27 4642v    198  130
17    BD+31  1179   176  121       41    BD+49 2929      147  124       65    BD+22 2715      160  135
18    BD+29  1590   159  121       42    BD+35 5110      158  130       66    BD-03  172        221  148
19    BD+57  1118   193  125       43    BD+57 1277      199  130       67    BD-00  210        195  130
20    BD+32  1772   120  111       44    BD+73  549       134  128       68    BD-05  592        182  125 
21    BD+55  1317   141  122       45    BD+61 1320      170  119       69    BD-04 1915       188  130
22    BD+83   297    168  120       46    BD+24 2592      187  129       70    BD-06 2585       192  132
23    BD+61  1211   171  126       47    BD+37 2426      180  128       71    BD-08 3301       186  137 
24    BD+52  1579   170  135       48    BD+30 2688      172  129       72    BD-01 2816       180  140
.............................................................................................................................................................................
Обработка полей звезд с ERS. 
Используя практически ту же методику вычисления координат,  с 1993 г получены каталоги звезд для 35 внегалактических радиоисточников программы Pul ERS. В основном, в последние годы обработка и измерения были нацелены на получение и анализ положений самих ERS, 13 из которых оказались доступными для фотографических наблюдений на Нормальном астрографе, их координаты были получены. Для 23 каталогов проведено перевычисление координат опорных звезд в систему ICRS.
Для звезд этих каталогов были выполнены фотометрические измерения относительно B-величин звезд.
Каждый каталог окрестностей ERS содержит координаты  и оценки звездных величин слабых звезд (точность до 0.2m),  расположенных в областях диаметром до 35' вокруг радиоисточника и положения опорных звезд каталогов PPM, CAMC и RRS2, находящихся в поле пластинки нормального астрографа 2х2o. Отметим, что полученные каталоги полей ERS достаточно подробно исследованы в работах  А.А.Дементьевой, опубликованных в 213 и 214 номерах 'Известий ГАО'. 

Табл.2. Список полей ERS, для которых получены каталоги опорных звезд 
===============================================================
No     ERS        N*   No     ERS         N*    No     ERS          N*   No     ERS        N*   No     ERS          N*
------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
1  0116+319   105      9  1418+546   101    17  2007+776   161    25  0026+346   164    33  0333+321      87
2  0153+744   122    10  1435+638   100    18  2021+614   110    26  0133+476   174    34  0615+820      92
3  0316+413   146    11  1641+399   145    19  2200+420   114    27  0212+735   186    35  1328+307      65
4  0454+844   139    12  1652+398   120    20  2201+315   175    28  0224+671   166 
5  0716+714     94    13  1749+701   146    21  2319+272     72    29  0300+470   168 
6  0836+710   104    14  1807+698   150    22  2337+264   104    30  0355+508   165 
7  0923+392      61   15  1803+784   138    23  2351+456   119    31  0420+417   159
8  1039+811    116   16  1928+738   147    24  0016+731   164    32  0552+398   165 
------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
 На средние эпохи наблюдения каждого поля ERS вычислены экваториальные координаты более 4500 звезд, среди них в полях диаметром до D=35мм вокруг 35 внегалактических радиоисточников впервые получены астрометрические положения более 3100 звезд в опорной системе ICRS. Кроме того, в поле фотопластинки НА (2x2о) вокруг этих радиоисточников получены экваториальные координаты около 1600 звезд каталогов PPM и CAMC, из них 350 являются звездами списка RRS2. 
    Астрометрическая редукция координат для полей с ERS первоначально выполнялась с использованием от 17 до 50 опорных звезд каталогов РРМ или САМС. Средние ошибки редукции (ошибки единицы веса -- Sx, Sy) по обеим координатам меняются от 0.248' до 0.377' при редукции по звездам каталога  PPM и от 0.183' до 0.315' по опорному каталогу CAMC.  Точность индивидуальных положений звезд на среднюю эпоху наблюдений каждого поля (1992-1995 гг.), усредненных по 2 - 5 пластинкам, меняется от 0.01'  до  0.35'. Вычисления показали, что в среднем ошибки редукции по опорным звездам каталога CAMC меньше, чем ошибки редукции по каталогу PPM. При использовании каталога Tycho и Tycho-2 эти ошибки значительно уменьшились (в 1.5-2.0 раза) относительно РРМ, количественная характеристика будет определена при анализе всех 35 полей. 
    Приведенные в каталогах полей для 23 ERS звездные величины получены в фотографической системе нормального астрографа, близкой к полосе В трехполосной системы UBV. Оценка звездных величин проводилась  по 3 пластинкам с использованием величин звезд PPM и СAMC. Пластинки с двумя экспозициями (20 мин. и 30 сек.), имеющие для звезд 8-10m вторые слабые изображения,  позволили достроить характеристическую кривую до 12-16 m. К сожалению, не для всех полей такие пластинки были сняты. При определении звездных величин для звезд 14-16 m внешняя точность достигала 0.2-0.3 m.  Внутренняя точность обычно была от  +0.05m до +0.15 m и становилась хуже для более слабых определяемых звезд. Для полей с GRS звездные величины не определялись, чтобы ускорить получение координат слабых опорных звезд, величины которых более точно определятся при первых же наблюдениях этих полей с ПЗС-детекторами.
 Каждое поле с ERS  имеет карту звездного поля 35x35' для поиска звезд при ПЗС- наблюдениях, с центром в источнике, независимо от того, виден на снимке радиоисточник или нет. Все поля с GRS имеют два формата - по каталогам PPM и CaMC. Подготовлены программы для перевычисления всех 60 полей по опорному каталогу Tycho-2, поскольку программа наблюдений GRS оказалась растянутой на десятилетие и надо учитывать собственные движения звезд за время от эпохи наблюдения каталога Tycho. 
    Все варианты каталогов для ERS и GRS хранятся на магнитных носителях в лаборатории астрометрии и звездной астрономии  ГАО РАН. 23 каталога с ERS депонированы ВИНИТИ в 1998.  При повторении наблюдений такие поля могут стать хорошими астрометрическими стандартами положений слабых звезд.  В настоящее время  23 каталога, содержащие координаты слабых звезд в полях с ERS доступны из базы астрометрических данных Пулковской обсерватории (www.puldb.ru).
Описание формата каталога.
Позиции:
    1-3  номер звезды по данному каталогу; 
    4-5  звездочкой помечена звезда каталога RRS; 
  6-11  оценка звездной величины до 0.20m; 
12-25  прямое восхождение звезды на эпоху наблюдений в системе FK5 (или ICRS)
для равноденствия J2000.0;
26-30  ошибка среднего RA в 0.001'; 
31-43  склонение звезды на эпоху наблюдений в системе FK5 (или ICRS) для равноденствия J2000.0; 
44-47  ошибка среднего Dec. в 0.01'; 
48-50  число измерений, использованных для получения прямого восхождения и склонения; 
51-58  номер по каталогу PPM; 
59-66  номер по каталогу CAMC.
На рис.1, для примера,  приведена карта поля звезд вокруг внегалактического радиоисточника ERS 1418+546.  Размер внутреннего поля 30х30'. Номера звезд соответствуют номеру в каталоге ERS.
Рис.1
В тех полях, где имеются радиоисточники, доступные фотографическим наблюдениям, их координаты отмечены. В каталоге радиоисточник имеет номер 00, отмечен индексом R и помещен в первой строке. 

 
Составление сводного каталога опорных звезд для ERS. 
   В конце 2001 г. мы были приглашены участвовать в кооперативной работе по составлению сводного каталога положений звезд в окрестностях РИ. В 2003 г. начата работа по созданию сводного каталога опорных звезд вблизи внегалактических радиоисточников.  Работа ведется в кооперации с обсерваториями Украины - Харьковской, Николаевской и Киевского университета, а также  Национальной Румынской Обсерваторией в Бухаресте.  Нами получены наблюдательные данные в виде первых каталогов опорных звезд в окрестностях внегалактических радиоисточников (ERS), полученных из  фотографических и ПЗС-наблюдений на разных обсерваториях. Фотографические наблюдения представлены Пулковскими наблюдениями 37 ERS, Киевскими - 115, Бухарестскими - 188. Наблюдения полей в окрестности 208 ERS выполнены в Николаевской обсерватории с помощью ПЗС-камеры. 
   Разрабатывается методика сведения результатов наблюдений в единый каталог положений, получены первые результаты обработки (координаты звезд до 16 зв.величины) для более 10 ERS. Впоследствии будет сделано сравнение с каталогом окрестностей ERS Захариаса и 30 выборками звезд из каталога UCAC. 
СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ РАССЕЯННЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ


В 1990 -2002 гг. сотрудниками Лаборатории  на нормальном астрографе и 26-дюймовом рефракторе было получено около 100 пластинок с рассеянными звездными скоплениями  по просьбе сотрудников отдела физики  звезд ГАО (В.Н.Фролова и Ю.К.Ананьевской) и сотрудников кафедры астрономии Уральского Госуниверситета.
     Используя  снятые пластинки  и пластинки, хранящиеся в стеклотеке,  были  определены собственные движения и исследованы 4  рассеянных  звездных скопления.
Скопление NGC 7243. Использовано 16 пластинок, снятых в период 1899 - 1996 гг. Собственные движения определены с ошибкой 1.1 mas/год. Выделено 211 членов скопления в диапазоне 8.m0< V< 15.m5  по собственным движениям и  фотометрическим данным. Уточнено расстояние до скопления, функция светимости и масс. Одна самая 'глубокая' пластинка измерена на 'Фантазии' в Пулкове, все остальные -  на микроденситометре в Бразилии Е.Г.Жилинским. (В.Н.Фролов, Е.Г.Жилинский, Ю.К.Ананьевкая, Н.А.Драке).
Скопление NGC 1513. Использованы 4 пластинки 1899-1954 гг. из стеклотеки и 4 пластинки, полученные в 1999 - 2000 гг. на нормальном астрографе. Все пластинки измерены на "Фантазии". Определены собственные движения  для 333 звезд с ошибкой 1.9 mas/год.  По собственным движениям 141 звезда является членами скопления. По фотометрии UBV, выполненной Д.Л.Горшановым на телескопе ЗА-320 с ПЗС-камерой,  33  звезды являются членами скопления по двум критериям. Оценен возраст скопления, равный 2.54х108 лет. ( В.Н.Фролов, Е.Г.Жилинский, Ю.К.Ананьевская, Н.М.Бронникова, Е.В.Поляков, Д.Л.Горшанов).
Скопление NGC 6882. Использована  41 пластинка нормального астрографа  из стеклотеки и  снятые пластинки в 90-х годах И.Платайсом и другими сотрудниками лаборатории. Собственные движения получены с очень высокой точностью 0.3 mas/год. В комбинации с фотометрическими данными, полученными в Балдоне и Вильнюсе, выделены  члены скопления. Оценен возраст скопления, сделан вывод, что это довольно молодое скопление, а расстояние до него более 1 кпс. ( И.Платайс, В.Кочурина-Платайс, Н.М.Бронникова и др., всего 8 авторов)
Скопление Tr  2. Использовано  6 пластинок, полученных в 1937 - 2000 гг. Измерения выполнены на 'Фантазии' в Пулкове. Измерено около 3000 звезд  до 16.m25. Фотометрические величины B  определены по измерениям также на 'Фантазии'. Ошибка собственных движений для слабых звезд оценена в  4.1 mas/год. Выявлены члены скопления, оценен возраст скопления и расстояние до него, построена функция светимости. (В.Н.Фролов, Ю.К.Ананьевская, Е.Г.Жилинский, Д.Л.Горшанов).
     Сотрудники кафедры астрономии Уральского Госуниверситета  использовали полученные в Пулкове пластинки для изучения состава звездного населения сравнительно близких ( r < 1 кпс) к Солнцу рассеянных звездных  скоплений с целью выявления в них широких (r =3' - 4' )  звездных пар,  которые могут иметь важное значение в понимании  эволюционного  статуса  всего    скопления. (З.Н.Шукстова, Т.И.Левитская).