page_41

Лаборатория астрометрии и звездной астрономии. Герб лаборатории.

НАБЛЮДЕНИЯ ВИЗУАЛЬНО-ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД В ПУЛКОВЕ.

Наблюдения визуально-двойных звезд ( ВДЗ ) в Пулкове продолжают традиционные для Пулковской обсерватории исследования в области звездной астрономии со дня ее образования, начатые еще в XIX веке В.Я.Струве.
После войны в 1960 г. по инициативе А.Н.Дейча наблюдения были возобновлены на длиннофокусном 26-дюймовом рефракторе ( F= 10.4 м , D=65 см ) фотографическим методом. В начальный период наблюдений ( 1960-1967 гг. ) было подтверждено высокое качество фотовизуального объектива рефрактора, что позволило включить в программу наблюдений двойные звезды до 10 звездной величины и разделением более 3".
Научная задача Пулковской программы комплексных исследований ВДЗ состоит в определении основных кинематических и динамических характеристик двойных и кратных звезд в окрестности Солнца непосредственно из наблюдений.

     Ближайшая цель этой программы — выявление близких ( до 100 парсек ) двойных звезд, обладающих заметным орбитальным движением, в дальнейшем — накопление плотных однородных рядов относительных положений компонент двойных для определения их орбит и масс и выявления возможных невидимых спутников. Основные итоги наблюдений на 26" рефракторе ГАО РАН подведены в каталогах избранных визуально-двойных звезд. В 1988 г. был опубликован Каталог 200 визуально-двойных звезд, наблюденных в период 1960-1986 гг. Вторая версия каталога содержит данные о 234 ВДЗ, его электронная версия сдана в Центр Астрономических Данных в Страсбурге. Фотографические наблюдения визуально-двойных звезд на 26-дюймовом рефракторе закончены в 2007 году. Всего с 1960 года было отнаблюдено 470 пар визуально-двойных звезд. Такие длинные однородные ряды, выполненные на одном телескопе, уникальны. В настоящее время каталог включает 249 звездных пар. Для 37 пар продолжительность ряда наблюдений более 25 лет. На сегодняшний день полностью обработаны 72 ряда, продолжается обработка оставшегося наблюдательного материала. Главный принцип обработки – однородность материала внутри ряда. Ряд наблюдений полностью измеряется на одном измерительном приборе (Аскорекорд , Сканер или Фантазия) одним и тем же измерителем.
      Основная научная задача – получить параметры видимого относительного движения на средний момент наблюдений. Если движение звезды достаточно заметное – определить орбиту методом параметров видимого движения (ПВД), предложенным специально для медленно движущихся двойных звезд А.А.Киселевым. В будущем, когда такие же наблюдения накопятся на другую эпоху, отстоящую от нашей на 30 -50 лет, наши параметры видимого движения, полученные на одном телескопе по однородным рядам, помогут определить орбиты очень медленно движущихся звезд.
Каталоги ВДЗ представляют главный итог наблюдательной деятельности астрономов Пулковской обсерватории, связавших свою научную деятельность с 26"рефрактором, а именно: А.А.Киселева, Г.А.Плюгина, Н.А.Шахт, О.А.Калиниченко, Т.П.Киселевой, О.П.Быкова, О.В.Кияевой, Л.Г.Романенко, И.С.Измайлова.
      С вводом в строй на 26-дюймовом рефракторе ПЗС-матрицы в 1995 г. программа наблюдений была расширена за счет более слабых ( до 12 зв. вел. ) и тесных пар (от 1"). Некоторые звезды наблюдались параллельно фотографическим и ПЗС-методом для стыковки рядов.
       Фотографические наблюдения в Пулкове, продолжающиеся 20-40 лет, охватывают 5–10° (а нередко всего 2–3° ) видимой дуги орбиты. Традиционные методы определения орбит ВДЗ в таких условиях не работают. Для исследований мы применили, разработанный А.А.Киселевым и О.В.Кияевой, метод параметров видимого движения (ПВД), позволяющий определить орбиту двойной звезды из наблюдений короткой дуги, если результаты позиционных наблюдений дополнить данными о тригонометрических параллаксах и лучевых скоростях компонент пары. Оказалось, что для многих наблюдаемых нами звездных пар эти данные отсутствуют, пришлось организовать наблюдения лучевых скоростей избранных двойных звезд на 6-метровом телескопе (БТА САО РАН) и параллаксов в Пулкове.
      Большую помощь в указанной работе нам оказал А.А.Токовинин (ГАИШ), отнаблюдавший компоненты 70 ВДЗ Пулковской программы на Измерителе лучевых скоростей по нашей просьбе. При этом были выявлены 11 звезд со спектрально-двойными компонентами и 10 оптических систем. Особо ценную поддержку Пулковская программа получила в результате выполнения космических наблюдений, реализованных в проекте HIPPARCOS ( 1997 г.). Каталог HIPPARCOS обеспечил почти половину ВДЗ нашей программы тригонометрическими параллаксами высокого качества. Таким образом, астрометрические исследования двойных звезд в Пулкове получили дополнительный стимул к развитию.

К настоящему времени можно подвести некоторые итоги программы исследований визуально-двойных звезд на основе фотографических наблюдений в Пулкове за последние 30-40 лет.

1. Методом ПВД определены орбиты более 30 ВДЗ, причем для 24 звезд – впервые, в этом числе 18 пар обращаются с периодами более 1000 лет. Для всех ПВД-орбит была определена ориентация орбитальных плоскостей и осей периастра в галактической системе координат. Оказалось, что большинство орбит с периодом более 1000 лет круто наклонены к галактической плоскости, а их оси направлены к центру Галактики. Эта тенденция ярче выражена у орбит с большим эксцентриситетом (более 0.7).

2. Обработан 37-летний ряд однородных фотографических наблюдений визуально-двойной звезды ADS 7446=Hip 47260 , выполненных на 26-дюймовом рефракторе Пулковской обсерватории. Измерения выполнены на Сканере. Определены параметры видимого относительного движения. Обнаружено заметное возмущение в позиционном угле. По невязкам относительно орбитального движения определены 3 варианта орбиты фотоцентра с периодом 7.9 года при заданных значениях эксцентриситета е=0, е=0.5 и е=0.8. Если предположить, что масса главного компонента равна 1.5 массы Солнца, масса невидимого спутника должна быть не менее 0.35 масс Солнца.

3. Выполнено астрометрическое исследование тройной иерархической системы ADS 48 (AB-F). Установлено, что тесная пара этой системы АВ (звездные величины 8.9-8.9 и разделение 6") обращаются с периодом 510 лет, далекая компонета F (10 зв.вел.) обращается вокруг АВ на расстоянии 328" с периодом более 83000 лет по орбите, круто наклоненной (более 55°) к плоскости орбиты тесной пары (см. рис.1).

4. Определена предварительная орбита околополярной широкой двойной звезды ADS 10759 (Y Dra, m=4.0-5.2, r=30"), обращающейся с периодом 13000 лет. В видимом орбитальном движении этой звезды обнаружено возмущение с периодом 40 лет и амплитудой 0.3" (см. рис.2). Такое возмущение может свидетельствовать о существовании невидимого спутника в системе Y Dra с массой порядка 0.4 массы Солнца. Необходимы специальные исследования этой системы.

5. Определены ПВД, включая кривизну наблюденных коротких дуг 20 ВДЗ, обеспеченных параллаксами HIPPARCOS’а. На основе этих данных произведены оценки минимальной суммы масс МО в системах, допускающей наблюдаемое орбитальное движение при заданном параллаксе. Выявлены 4 ВДЗ (ADS 3353, 10329, 11061 и 15600), у которых МО заметно ( на 1-3 массы Солнца) превышает ожидаемую сумму масс компонент согласно зависимости "масса-светимость" (см. рис.3).

6. Астрометрическое исследование относительного движения компонент двойной звезды ADS 3593 (m=8.7-8.7, r=5") привело к следующим альтернативным результатам:

При известном параллаксе ( p=0.010"±0.005") наблюдаемое орбитальное движение допустимо ( при соблюдении законов Ньютона и геометрии Эвклида), только если суммарная масса системы больше 30 масс Солнца.
Наблюдаемое орбитальное движение возможно и при массе, соответствующей зависимости "масса-светимость", равной 2 массам Солнца, только если принять параллакс системы в 2.5 раза больший, чем был определен в Пулкове (см. рис.4).
Наблюдаемая двойная звезда на самом деле – оптическая. Но это противоречит данным о совпадающих лучевых скоростях компонент, полученным А.А. Токовининым, и собственных движениях, полученных в Пулкове.

В рассматриваемой проблеме решающее значение могли бы иметь космические параллаксы компонент. Однако, HIPPARCOS этой звезды не наблюдал.
Наблюдения и исследования ВДЗ в Пулкове продолжаются. Труд наблюдателей существенно облегчен в связи с автоматизацией процесса наведения телескопа, выполненного И.С.Измайловым в 2003 г., за что наблюдатели ему очень благодарны.

Иерархическая тройная система ADS 48 (ABF).

Ряд наблюдений в Пулкове: 1961-1995гг., 137 пластинок
Общий ряд накопленных в мире наблюдений (каталог WDS): с 1876г.
Получено: Орбита пары АВ(r=6”) и семейство орбит далекой
звезды F относительно центра масс АВ(r=328”).

Орбита AB: a=6”.2 P=510 лет е=0.2
w=267^o i=55^o W=14^oT_p=2116 г.

Рис.1а. Сравнение орбиты АВ с наблюдениями

Для Пулковских наблюдений (О-С)_ср = 0.016”.

Семейство орбит (АВ)F : a > 205” P > 83000лет е > 0.4

Рис. 1б. Схема ориентировки орбиты АВ и семейства орбит (AB)F.

Рис. 2 ADS 10759 THETA 1832-2003

Рис.3 ADS 10329 XY 1830-1999

Рис.4 ADS 3593 XY 1830-2000

Обозначения: - EPH + PUL ЁWDS *STRUVE

Визуально-двойная звезда ADS 7251

По пулковскому ряду определена орбита

a = 166 а.е.
P = 2035 лет
e = 0.25
долгота периастра = 28 градусов
i = 40 градусов
долгота восходящего узла = 46 градусов
Tp = 1910 год

Shakht, N. A. et al, Orbit determination and estimate of the component masses // 2010, Astrophysics, Volume 53, Issue 2, pp.227-236

Относительные положения визуально-двойной звезды ADS 7251.
Серым цветом показаны мировые наблюдения (каталог WDS, начало XIX – конец XX вв.),
черным – пулковский ряд наблюдений за 1962-1996 гг.
Сплошная кривая линия –вычисленная на основе пулковского ряда орбита звезды.

ИССЛЕДОВАНИЕ ИЗБРАННЫХ БЛИЗКИХ ЗВЕЗД С ПРЕДПОЛАГАЕМЫМИ НЕВИДИМЫМИ СПУТНИКАМИ.

61 Cyg, снимок на нормальном астрографе.

Традиционной темой исследования Лаборатории астрометрии и звездной астрономии Пулковской обсерватории являются поиски невидимых спутников у близких двойных и одиночных звезд с целью оценки элементов их орбит и масс по наблюдаемым возмущениям в орбитальном (для двойных звезд) или в прямолинейном (для одиночных звезд) видимом движении. При этом такие спутники зачастую являются объектами малой массы и низкой светимости, и, в некоторых случаях, субзвездными объектами. В настоящее время эта тема становится все более актуальной в связи с открытиями планетоподобных спутников звезд как с помощью астрофизических, так и астрометрических методов.

За последние годы были исследованы и исследуются многолетние (до 40 лет) однородные и достаточно плотные фотографические наблюдения, полученные в единой системе пулковского 26'' рефрактора, а также уникальный по протяженности более чем столетний ряд наблюдений звезды 61 Лебедя на нормальном астрографе и 26" рефракторе. Точность одного среднегодового нормального места характеризуется средней ошибкой 0''.006–0''.020, что при достаточно большой протяженности наблюдений позволяет в принципе выявить влияние спутника с массой 0.01 массы Солнца и с периодами до нескольких десятков лет, которые пока недоступны для космических телескопов. Сейчас наблюдения большинства звезд в Пулкове продолжаются также и с помощью ПЗС-приемника.
Ниже в таблице приведены основные данные об исследуемых звездах, где DT — интервал наблюдений в годах. Результатом наблюдений звезд программы за последние годы является обнаружение возмущений в движении звезды Глизе 623 [Шахт, 1995] на интервале 1979–1995 г.г., подтверждающие наличие темного спутника с массой 0.09 массы Солнца и периодом обращения 3.76 года, а также обнаружение периодических колебаний в орбитальном движении d Gem (ADS 5983) [Шахт, 1988, 2000] с периодом 5.6 лет, вызываемых спутником с нижним пределом массы 0.2 массы Солнца. Известно, что спутник Глизе 623, наблюдался затем c помощью космического телескопа HST [Barbieri et al., 1996] и в ИК-диапазоне, и классифицируется теперь как субзвездный объект (L-карлик). Наличие спутника у d Gem с массой и периодом, соответствующими нашим предположениям, подтверждается наблюдениями Гиппаркоса [http://www.usno.navy.mu, 2000].

Данные об исследуемых звездах

№	Название	m_vis	Sp	a_2000.0	d_2000.0	p_tr	DT
1	ADS 5983 A (d Gem) B	3.5 8.2	F2 IV dK6	7^h20^m.1	+22^o00'	0".061	1972 - 2004
2	Lal 21185	7.5	M2	11^h03^m.3	+36^o02'	0".396	1962-1999
3	Gliese 623	10.5	dM3	16^h24^m.0	+48^o21'	0".138	1979-2004
4	ADS 11632 A B	8.9 9.7	dM4 dM5	18^h42^m.9	+59^o36'	0".284	1961-2002
5	ADS 14636 A (61 Cyg) B	5.4 6.1	K5 V K7 V	21^h07^m.7	+38^o42'	0".296	1958-2003
6	51 Peg	5.5	G5 V	22^h57^m.5	+20^o46'	0".074	1995-2003

Периодические уклонения в движении ADS 11632, выявленные по пулковским наблюдениям, также позволяют предположить наличие спутников с массами 0.005 и 0.012 и с периодами обращения 16.4 и 4.6 года соответственно [Шахт, 1984, 1999].
Загадка 61 Лебедя как двойной звезды с предполагаемым невидимым спутником планетной природы в течение многих лет привлекала внимание астрономов нескольких поколений, см. например: [Странд, 1943, Дейч, 1951, 1957, 1960]. Наблюдения этой звезды до сих пор ведутся как в Пулкове, так и на других обсерваториях, а также при помощи космических телескопов, причем остаются в силе дискуссии относительно возможного планетного спутника.
В результате новых пулковских наблюдений 61 Лебедя нами было подтверждено наличие периода 6.0–6.5 лет с амплитудой 0".014 [Горшанов, Шахт, 2001–2003] который проявлялся ранее в ее орбитальном движении и был исследован А.Н.Дейчем [Дейч, 1978]. Однако оказалось, что этот период не является достаточно стабильным, и, таким образом, требуется дополнительный анализ для выяснения его природы и, в частности, для выяснения вопроса, является ли его причиной гравитационное влияние спутника.
Все же одним из самых заманчивых предположений, объясняющих непостоянный характер периода и амплитуды наблюдаемых возмущений в движении 61 Лебедя, остается гипотеза о том, что ее спутник может быть реальным объектом, обладающим массой около 0.014 массы Солнца, но его орбита в силу каких-либо причин является нестационарной.
Следует также отметить, что большая часть измерений звезд данной программы (в том числе более 1000 пластинок 61 Лебедя, 300 пластинок Глизе 623 и ADS 11632 и несколько сотен пластинок с другими звездами ) была проведена с помощью пулковского автоматического измерительного комплекса (АИК) "Фантазия", который успешно справился с выполнением этой достаточно сложной задачи. Помимо значительного преимущества в быстродействии, получен выигрыш в точности среднегодовых положений в 1.2 раза по сравнению с визуальными измерениями и показано отсутствие систематических ошибок, влияющих на определение параметров движения звезды и спутника.

Рис. 1. Ход со временем уклонений от относительного орбитального движения (О–С)_x61 Лебедя и теоретическая кривая в предположении кругового движения спутника с периодом 6.5 лет.

Рис. 2. Вариант видимой орбиты, описываемой 61 Лебедя под влиянием спутника. Элементы орбиты a, b, r_о, a, T_о получены графическим методом А.А.Киселёва (S' — проекция центра масс, P' — проекция периастра). Им соответствуют элементы истинной орбиты: A = 0".018, E = 0.55, i = +54^o, w = 50^o, W = 9^o. Нижний предел массы спутника 0.014 массы Солнца . Период обращения спутника равен 6.5 лет.

Рис. 4. Изменение со временем расстояния между видимыми компонентами A и B dGem. Заметны возмущения от спутника с периодом 5.6 года.

Рис. 3. Ход со временем уклонений от прямолинейного движения звезды Глизе 623, вызванных влиянием тёмного спутника с массой 0.09 массы Солнца. Показаны ошибки среднегодовых положений.

Рис.5. Спектр частот в движении dGem. Выявлены два периода: 5.6 и 2.0 года. Двухлетний период свидетельствует о возможном четвёртом компоненте этой системы.