ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 4, с. 274-284

АНАЛИЗ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД С СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМОЙ

¹Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

Поступила в редакцию 18.03.2020 г.

После доработки 30.03.2020 г.; принята к публикации 31.03.2020 г.

Рассмотрены 36 кандидатов на тесные (менее 1 пк) сближения с Солнечной системой. Отбор этих

звезд осуществлен в соответствии с результатами анализа их движения, полученными различными

авторами. Для большинства звезд данного списка кинематические характеристики взяты из каталога

Gaia DR2. Параметры сближения этих звезд с Солнечной системой вычислены с использованием трех

методов: (1) линейного, (2) эпициклического, а также с помощью (3) интегрирования орбит в осесим-

метричном потенциале. Сделан вывод о том, что эпициклический метод неплохо работает только на

интервале времени, не превышающем ±1 млн лет. Для звезды Gaia DR2 3130033734235815424 на

основе третьего метода, в хорошем согласии с первым методом, впервые получены следующие оценки

параметров сближения: t_min = -0.62 ± 0.12 млн лет и d_min = 0.30 ± 0.10 пк.

Ключевые слова: сближение звезд с Солнечной системой, кинематика, Солнечная система, облако

Оорта.

DOI: 10.31857/S032001082004004X

ВВЕДЕНИЕ

По данным каталога Gaia (Прусти и др., 2016),

по первому его релизу — Gaia TGAS (Tycho-Gaia

Интерес к тесному (менее 1-2 пк) сближе-

Astrometric Solution, Линдегрен и др., 2016), поиск

нию звезды поля с Солнечной системой связан

тесных сближений осуществляли Берский, Дыб-

с возможностью возникновения так называемого

жиньский (2016), Бобылев, Байкова (2017), Фуен-

кометного ливня от внешних границ облака Оорта

те Маркос и Фуенте Маркос (2018). В результате

(Оорт, 1950) в сторону больших планет и Зем-

этих усилий были обнаружены несколько кандида-

ли в частности. Как показывает моделирование

тов на очень тесный пролет, а именно на попадание

(Дыбжиньский, 2002; 2005; Мартинес-Барбоса и

внутрь облака Оорта (до расстояний менее 0.5 пк).

др., 2017), помимо звездных пролетов, кометное

Рекордсменом является звезда GJ 710 (Гарсиа-

облако Оорта подвержено возмущениям от гигант-

Санчес и др., 2001; Бобылев, 2010a, Берский,

ских молекулярных облаков, а также испытывает

Дыбжиньский, 2016, Байлер-Джонс, 2018). Дру-

воздействие от притяжения Галактики.

гим примером является двойная маломассивная

Практический поиск тесных сближений звезд с

(M9.5+T5) система WISE J072003.20-084651.2,

Солнечной системой выполнялся, например, в ра-

обнаруженная в работе Мамаека и др. (2015).

ботах Ревиной (1988), Мэтьюса (1994), Мюлляри,

Наконец, по еще более точным данным второго

Орлова (1996). Используемые наземные катало-

релиза — Gaia DR2 (Браун и др., 2018; Линдегрен

ги не отличались в то время высокой точностью

и др., 2018) такой анализ проведен, например, в

параллаксов и собственных движений звезд. Тем

работах Байлера-Джонса и др. (2018), Дармы и

не менее, благодаря этим авторам, были выявлены

др. (2019), Торреса и др. (2019) и Высочаньской

некоторые кандидаты, подтвержденные позже по

и др. (2020). В результате имеем — сближения с

более точным данным. Это, например, Проксима

Солнечной системой до расстояний менее 5 пк на

Центавра, система α Центавра или звезда GJ 905.

временном интервале ±5 млн лет могут иметь около

По данным каталога HIPPARCOS

(1997),

3000 кандидатов, менее 1 пк — около 30 звезд и

такую задачу решали Гарсиа-Санчес и др. (1999;

5-6 звезд могут иметь сближения до расстояний

2001), Бобылев (2010a; 2010b), Андерсон, Фр-

менее 0.25 пк. В частности, в работе Высочань-

энсис

(2012), Дыбжиньский, Берский

(2015),

ской и др. (2020) найдена звезда ALS 9243, ко-

Байлер-Джонс (2015), Фенг, Байлер-Джонс (2015).

торая 2.5 млн лет назад могла сблизиться с ор-

битой Солнца до расстояния 0.25 пк. А звезда-

^*Электронный адрес: vbobylev@gaoran.ru

рекордсмен GJ 710, согласно оценке Байлера-

274

АНАЛИЗ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

275

Джонса и др. (2018), через 1.2 млн лет может

второй заключается в анализе эпициклических ор-

сблизиться с Солнечной системой до расстояния

бит звезд, а в третьем методе орбиты звезд и Солн-

около 0.05 пк.

ца строятся с использованием осесимметричной

Звездные траектории строятся различными ме-

модели гравитационного потенциала Галактики.

тодами. Обычно применяются следующие: а) ли-

нейный метод, б) эпициклическое приближение или

Линейный метод

в) использование подходящей модели гравитаци-

онного потенциала Галактики. Стимулом для напи-

Согласно работе Мэтьюса (1994) минимальное

сания настоящей работы послужили большие (бо-

расстояние между траекторией звезды и Солнца

лее 1 пк) расхождения между результатами анализа

d_min на момент сближения t_min можно найти на

параметров сближений ALS 9243 (Высочаньская и

основе следующих соотношений:

др., 2020) и еще нескольких звезд из работы Дармы

√

и др. (2019), которые мы получили, применяя раз-

d_min = r/

1 + (V_r/V_t)²,

(2)

личные подходы.

t_min = rV_r/(V2t + V2r),

Целью настоящей работы является применение

√

трех этих методов для анализа около 30 звезд, име-

где V_t = V2l + V2b — скорость звезды, перпенди-

ющих, согласно различным авторам, сближения с

кулярная лучу зрения.

Солнечной системой до расстояний менее 1 пк. По-

нашему мнению, такая работа является актуальной

в преддверии выхода версии каталога Gaia DR3.

Эпициклическое приближение

Эпициклическое приближение (Линдблад, 1927)

МЕТОДЫ ПОСТРОЕНИЯ ОРБИТ

позволяет построить орбиты звезд в системе

В прямоугольной системе координат с центром в

координат, вращающейся вокруг центра Галактики.

Солнце ось x направлена в сторону галактического

Мы применяем метод в форме, которая дана в

центра, ось y — в сторону галактического враще-

работе Фухса и др. (2006):

ния и ось z — в северный полюс Галактики. Тогда

U₀

x = rcoslcosb, y = rsinlcosb и z = rsinb, где r =

x(t) = x₀ +

sin(κt) +

(3)

= 1/π — гелиоцентрическое расстояние звезды в

кпк, которое мы вычисляем через параллакс звезды

V₀

(1 - cos(κt)),

π в мсд. Ометим, что в настоящей работе исполь-

зуются звезды с относительными ошибками па-

(

)

V₀

раллаксов менее 10%, поэтому нет необходимости

y(t) = y₀ + 2A x₀ +

в учете эффекта Лутца-Келкера (Лутц, Келкер,

1973).

Ω₀

2Ω₀

−

V₀ sin(κt) +

U₀(1 - cos(κt)),

Из наблюдений известны лучевая скорость V_r

Bκ

κ²

и две проекции тангенциальной скорости V_l =

W₀

= 4.74rμ_l cos b и V_b = 4.74rμ_b, направленные вдоль

z(t) =

sin(νt) + z₀ cos(νt),

галактической долготы l и широты b соответствен-

где t — время в млн. лет (исходим из соотно-

но, выраженные в км/с. Здесь коэффициент 4.74

является отношением числа километров в астро-

шения пк/млн. лет = 0.978 км/с), A и B — по-

номической единице к числу секунд в тропическом

стоянные Оорта; κ =

√-4Ω₀B — эпициклическая

году. Компоненты собственного движения μ_l cos b и

частота; Ω₀ — угловая скорость галактического

μ_b выражены в мсд/год.

вращения местного стандарта покоя, Ω₀ = A - B;

Через компоненты V_r, V_l, V_b вычисляются ско-

ν =

^√4πGρ₀ — частота вертикальных колебаний,

рости U, V , W , где скорость U направлена от

где G — гравитационная постоянная, а ρ₀ — звезд-

Солнца к центру Галактики, V в направлении вра-

ная плотность в околосолнечной окрестности.

щения Галактики и W на северный галактический

Параметры x₀, y₀, z₀ и U₀, V₀, W₀ в системе

полюс:

уравнений (3) обозначают современные положе-

U = Vr coslcosb - Vl sinl - Vb coslsinb,

(1)

ния и скорости звезд. Возвышение Солнца над

галактической плоскостью принято равным h_⊙ =

V = Vr sinlcosb + Vl cosl - Vb sinlsinb,

= 16 пк (Бобылев, Байкова, 2016а). Скорости U,

W = Vr sinb + Vb cosb.

V , W вычисляем относительно местного стандарта

покоя с использованием значений (U_⊙, V_⊙, W_⊙) =

Для анализа тесных сближений звезд поля с Сол-

нечной системой используем три метода. Первый

= (11.1, 12.2, 7.3) км/с, полученных в работе Шон-

основан на применении линейного приближения,

риха и др. (2010).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

276

БОБЫЛЕВ, БАЙКОВА

Таблица 1. Значения параметров модели галактическо-

Потенциалы балджа Φ_b(r(R, Z)) и диска

го потенциала, согласно работе Байковой, Бобылева

Φ_d(r(R,Z)) представляются в форме, предложен-

(2016б), M_gal = 2.325 × 10⁷M_⊙

ной Миямото, Нагаи (1975):

M_b

Φ_b(r) = -

(5)

Параметры

Модель III

(r² + b2b)1/2

M_b(M_gal)

443 ± 27

M_d

Φ_d(R,Z) = -[

(6)

(

√

)₂]1/2

M_d(M_gal)

2798 ± 84

R² + a_d + Z² + b²

M_h(M_gal)

12474 ± 3289

где M_b, M_d — массы компонент, b_b, a_d, b_d — мас-

b_b (кпк)

0.2672 ± 0.0090

штабные параметры компонент в кпк. Компонента

a_d (кпк)

4.40 ± 0.73

гало представляется согласно работе Наварро и

др. (1997):

b_d (кпк)

0.3084 ± 0.0050

(

)

Φ_h(r) = -

(7)

a_h (кпк)

7.7 ± 2.1

a_h

Значения параметров модели галактического по-

Мы приняли ρ₀ = 0.1 M_⊙/пк³ (Холмберг,

тенциала (5)-(7) даны в табл. 1. В работе Байко-

вой, Бобылева (2016б) модель (5)-(7) обозначена

Флинн, 2004), что дает ν = 74 км/с/кпк. Исполь-

как модель III. Общая масса Галактики во вме-

зованы следующие значения постоянных Оорта

щающей сфере радиусом 200 кпк в этой модели

A = 18.5 км/с/кпк и B = -11.0 км/с/кпк, близкие

составляет M₂₀₀ = (0.75 ± 0.19) × 10¹²M_⊙.

к современным оценкам (Расторгуев и др., 2017).

Уравнения движения пробной частицы в галак-

Отметим, что гравитационным взаимодействием

звезды и Солнца мы пренебрегаем.

тическом потенциале выглядят следующим обра-

зом:

Для каждой звезды вычисляется параметр

сближения между орбитами звезды и Солнца

=p_X,

(8)

√

d(t) =

Δx²(t) + Δy²(t) + Δz²(t). Далее, по этим

=p_Y,

данным определяем параметры d_min на момент

=p_Z,

сближения t_min.

p_X = -∂Φ/∂X,

Модель гравитационного потенциала

pY = -∂Φ/∂Y,

Осесимметричный потенциал Галактики пред-

p_Z = -∂Φ/∂Z,

ставляется в виде суммы трех составляющих —

где p_X , p_Y , p_Z — канонические моменты, точка

центрального сферического балджа Φ_b(r(R, Z)),

означает производную по времени. Для интегриро-

диска Φ_d(r(R, Z)) и массивного сферического гало

вания уравнений (8) использован алгоритм Рунге-

темной материи Φ_h(r(R, Z)):

Кутты четвертого порядка.

Φ(R, Z) = Φ_b(r(R, Z)) +

(4)

В прямоугольной галактической системе коор-

динат начальные значения положений и скоростей

+ Φ_d(r(R,Z)) + Φ_h(r(R,Z)).

пробной частицы определяются по формулам:

Здесь используется цилиндрическая система ко-

X =R₀ -x₀, Y =y₀, Z =z₀ +h_⊙,

(9)

ординат (R, ψ, Z) с началом координат в центре

Галактики. В прямоугольной системе координат

U = -(U₀ + U_⊙),

(X, Y, Z) расстояние до звезды (сферический ради-

V =V₀ +V_⊙ +V_circ,

ус) будет r² = X² + Y² + Z² = R² + Z², при этом

W =W₀ +W_⊙,

ось X направлена от Солнца к галактическому

центру, ось Y — перпендикулярно к оси X в сто-

где (x₀, y₀, z₀, U₀, V₀, W₀) — начальные положения

рону вращения Галактики, ось Z — перпендику-

и пространственные скорости пробной частицы в

лярно к галактической плоскости XY в сторону

гелиоцентрической системе координат, а круговая

северного галактического полюса. Гравитационный

скорость вращения солнечной окрестности в на-

потенциал выражается в единицах 100 км²/с², рас-

шем потенциале составляет V_circ = 244 км/с.

стояния — в кпк, массы — в единицах галактиче-

Так же как и раньше, для каждой звезды вычис-

ской массы M_gal = 2.325 × 10⁷M_⊙, соответствую-

ляется параметр сближения между орбитами звез-

√

щей гравитационной постоянной G = 1.

ды и Солнца d(t) =

ΔX²(t) + ΔY²(t) + ΔZ²(t).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

АНАЛИЗ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

277

Затем определяем параметры d_min на момент сбли-

РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

жения t_min.

В табл. 3 даны параметры сближения звезд

Ошибки определения d_min и t_min оцениваем с

с Солнечной системой, полученные тремя мето-

использованием метода Монте-Карло. Здесь пред-

дами — 1) линейным (2), 2) эпициклическим (3)

полагается, что ошибки параметров звезд распре-

и 3) интегрированием орбит в осесимметричном

делены по нормальному закону с дисперсией σ.

потенциале (4). В последней колонке даны ошибки

Ошибки добавляются в экваториальные координа-

определения параметров (их можно отнести ко

ты, компоненты собственного движения, параллакс

всем трем методам), которые оценены с примене-

и лучевую скорость звезды.

нием метода Монте-Карло.

Как можно видеть из табл. 3, имеется очень

хорошее согласие между параметрами сближения,

ДАННЫЕ

полученными первым и третьим методом. Оценки

Такие исходные данные о 36 звездах, как триго-

же параметров, полученные эпициклическим мето-

нометрический параллакс, компоненты собствен-

дом, иногда имеют очень сильные отклонения от

ного движения и лучевая скорость даны в табл. 2.

найденных двумя другими методами. Легко также

видна корреляция отклонений с периодом инте-

Выборка была сформирована следующим образом.

грирования: на интервале времени, превышающем

1. Из табл. 2 работы Байлера-Джонса и др.

±1 млн лет, эпициклический метод работает плохо.

(2018) были взяты 26 звезд, которые сближаются

По данным табл. 3 вычислены разности пара-

с Солнечной системой до расстояния менее 1 пк на

метров сближения трех следующих видов: “метод 1

временном интервале от -3 млн лет до +3 млн лет.

минус метод 2”, “метод 2 минус метод 3” и “метод 1

2. В список кандидатов добавлена звезда

минус метод 3”. На рис. 1 даны гистограммы,

ALS 9243 на основе анализа Высочаньской и др.

построенные по этим разностям.

(2020).

На всех трех левых панелях, а это графики (а),

3. Маломассивная двойная звезда WISE

(в) и (д) один и тот же масштаб оси абсцисс (Δt_min).

J072003.20-084651.2AB (звезда Шольца) в каче-

Можно легко видеть, что разности вида “метод 1

стве интересного кандидата на тесные сближения

минус метод 3” имеют наименьшую дисперсию. На

была впервые выявлена в работе Мамаека и др.

панелях (б) и (г) масштаб оси абсцисс (Δd_min)

(2015). Она отсутствует в каталоге Gaia DR2.

на порядок превышает масштаб панели (е). Такие

Новая оценка ее динамического параллакса и

длинные хвосты распределений на панелях (б) и (г)

абсолютного собственного движения взята нами из

возникли благодаря эпициклическому методу.

работы Дупуя и др. (2019).

Можем заключить, что параметры сближения,

4. Данные о четырех хорошо известных звездах

найденные методами 1 и 3, находятся между со-

Proxima Cen, α Cen AB, GJ 905 и AC+79 3888

бой в хорошем согласии. Вполне оправдана стра-

добавлены нами на основе предыдущих работ раз-

тегия поиска тесных сближений, в которой на

личных авторов (Мэтьюс 1994; Мюлляри, Орлов

первом, поисковом этапе, применяется линейный

1996; Гарсиа-Санчес и др. 1999; Бобылев 2010a,б).

метод, а на втором, более детальном, применяется

метод интегрированием орбит в потенциале. Та-

Еще четыре звезды Gaia DR2

кой стратегии придерживается, например, Байлер-

52952724810126208,

Gaia

DR2

Джонс (2015). Причем модель потенциала может

3130033734235815424,

Gaia

DR2

быть очень сложной и содержать неосесимметрич-

969867803725057920

Gaia

DR2

ные компоненты, учитывающие вклады спираль-

365942724131566208 добавлены в наш список по

ной волны или центрального бара (см., например,

данным работы Дармы и др. (2019), где для них

Гарсиа-Санчес и др., 2001).

даны следующие индексы: ID 298, ID 291, ID 299

и ID 300. Здесь мы столкнулись с отсутствием но-

Для двух нижних гистограмм на рис. 1 ((д) и

меров звезд из каталога Gaia DR2 в работе Дармы

(е)) получены следующие значения среднего и его

и др. (2019). Хотя список кандидатов состоит из

ошибки: Δt_min = -0.001 ± 0.005 млн лет и Δd_min =

11 звезд, мы взяли только те, которые удалось

= 0.037 ± 0.125 пк√Тогда ошибка каждого из этих

отождествить с каталогом Gaia DR2 по их коор-

методов будет в

2 меньшей, σtmin = 0.003 млн

динатам. Звезды Gaia DR2 3130033734235815424,

лет и σdmin = 0.09 пк. Эти значения меньше сред-

Gaia DR2

969867803725057920 и Gaia DR2

них ошибок, вызванных вкладом измерительных

365942724131566208 представляют большой ин-

ошибок. Так, по данным последних двух колонок

терес тем, что в работе Дармы и др. (2019) для

табл. 3, найдены следующие средние значения из-

них впервые даны значения лучевых скоростей из

мерительных ошибок: σ_t = 0.085 млн лет и σ_d =

программы LAMOST.

= 0.168 пк.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

278

БОБЫЛЕВ, БАЙКОВА

Таблица 2. Исходные данные о звездах

Gaia DR2/alternative

π, мсд

μ_α cosδ, мсд/год

μ_δ, мсд/год

V_r, км/с

GJ 710

52.52 ± 0.05

-0.46 ± 0.08

-0.03 ± 0.07

-14.5 ± 0.0

955098506408767360

34.51 ± 0.61

0.11 ± 0.92

0.82 ± 0.79

38.5 ± 2.1

5700273723303646464

15.67 ± 1.08

0.16 ± 1.39

-0.21 ± 1.36

38.0 ± 0.9

ALS 9243

10.56 ± 0.40

-0.11 ± 0.58

-0.10 ± 0.63

40 ± 8

2946037094755244800

25.63 ± 1.12

-0.33 ± 1.47

-1.30 ± 1.21

42.1 ± 3.2

5571232118090082816

10.20 ± 0.02

0.10 ± 0.04

0.41 ± 0.04

82.18 ± 0.47

WISE J07200

147.1 ± 1.2

-46.0 ± 4.0

-116.5 ± 2.2

82.4 ± 0.3

154460050601558656

11.26 ± 0.67

-2.08 ± 0.81

-0.55 ± 0.44

-233 ± 9

4071528700531704704

50.40 ± 0.89

-0.71 ± 1.45

-8.88 ± 1.25

-45 ± 17

4472507190884080000

10.34 ± 0.61

0.10 ± 0.86

0.50 ± 0.63

-52 ± 15

3376241909848155520

27.15 ± 1.09

-2.04 ± 1.89

5.60 ± 1.75

79.9 ± 5.6

1791617849154434688

11.46 ± 0.04

-0.38 ± 0.06

-0.79 ± 0.07

56.29 ± .48

510911618569239040

13.20 ± 0.04

0.56 ± 0.04

0.01 ± 0.05

26.45 ± .35

4265426029901799552

32.02 ± 0.88

-5.30 ± 1.41

-2.65 ± 1.27

6.58 ± .19

4252068750338781824

38.84 ± 0.61

-4.47 ± 0.94

-3.60 ± 0.79

28 ± 14

5261593808165974784

15.29 ± 0.02

-0.20 ± 0.03

-2.32 ± 0.05

71.05 ± 0.88

1949388868571283200

3.93 ± 0.04

-0.33 ± 0.04

-0.73 ± 0.06

347 ± 7

3105694081553243008

35.69 ± 0.97

6.16 ± 1.60

4.19 ± 1.39

38.4 ± 1.9

3996137902634436480

39.68 ± 1.07

2.41 ± 1.96

-10.23 ± 2.10

-38.4 ± 2.3

3260079227925564160

32.16 ± 0.06

-3.41 ± 0.10

-4.94 ± 0.06

-33.4 ± 0.4

5231593594752514304

15.32 ± 0.03

-29.87 ± 0.06

-0.01 ± 0.05

-716 ± 1

3458393840965496960

13.17 ± 1.05

1.50 ± 1.47

-2.36 ± 1.29

87 ± 20

Proxima Cen

771.64 ± 2.60

-3775.7 ± 1.6

765.5 ± 2.0

-25.1 ± 0.9

α Cen AB

754.81 ± 4.11

-3643.0 ± 2.0

697.0 ± 2.0

-24.7 ± 0.4

3972130276695660288

59.94 ± 0.05

-21.03 ± 0.11

6.52 ± 0.10

31.80 ± 0.73

GJ 905

316.95 ± 0.12

112.69 ± 0.15

-1592.1 ± 0.1

-78.0 ± 0.4

2926732831673735168

8.72 ± 0.04

-0.81 ± 0.06

0.57 ± 0.06

66.49 ± 0.25

6724929671747826816

17.04 ± 0.49

2.89 ± 0.76

1.20 ± 0.66

-54.8 ± 1.1

AC+79 3888

190.26 ± 0.05

748.11 ± 0.10

480.60 ± 0.08

-111.6 ± 0.2

939821616976287104

19.02 ± 0.07

-45.67 ± 0.10

-1.91 ± 0.10

568.3 ± 0.8

2924378502398307840

6.07 ± 0.03

0.74 ± 0.03

0.11 ± 0.05

86.9 ± 1.0

6608946489396474752

7.87 ± 0.05

-0.62 ± 0.07

-0.25 ± 0.08

44.2 ± 0.57

52952724810126208

47.86 ± 1.82

0.04 ± 1.50

-4.60 ± 1.48

37.8 ± 3.4

3130033734235815424

38.37 ± 0.90

3.25 ± 1.43

-2.34 ± 1.25

42 ± 7

969867803725057920

50.74 ± 1.30

8.93 ± 1.95

9.21 ± 1.80

41 ± 4

365942724131566208

56.29 ± 1.96

-10.06 ± 1.97

12.41 ± 2.00

-29 ± 5

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 46

№4

2020

АНАЛИЗ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

279

Таблица 3. Параметры сближения звезд с Солнечной системой

t_min, млн лет d_min, пк t_min, млн лет

d_min, пк t_min, млн лет d_min, пк

Gaia DR2/alternative

σ_t, млн лет

σ_d, пк

(1)

(2)

(3)

GJ 710

1.316

.055

1.344

.052

1.320

.016

.040

.009

955098506408767360

-.752

.085

-.754

.105

-.755

.070

.046

.064

5700273723303646464

-1.677

.134

-1.633

2.052

-1.678

.195

.168

.938

ALS 9243

-2.367

.154

-2.272

1.218

-2.370

.211

.521

.798

2946037094755244800

-.927

.230

-.911

.286

-.928

.227

.091

.234

5571232118090082816

-1.193

.231

-1.177

2.856

-1.193

.171

.007

.030

WISE J07200

-.082

.333

-.082

.328

-.083

.370

.001

.012

154460050601558656

.381

.345

.380

.351

.382

.329

.032

.146

4071528700531704704

.446

.374

.447

.316

.447

.377

.151

.135

4472507190884080000

1.852

.434

1.905

.806

1.854

.331

.470

.625

3376241909848155520

-.461

.479

-.459

.373

-.462

.467

.043

.156

1791617849154434688

-1.549

.562

-1.521

3.692

-1.549

.599

.015

.073

510911618569239040

-2.863

.576

-3.009

3.391

-2.863

.420

.041

.087

4265426029901799552

-.670

.588

-.663

.638

-.672

.596

.025

.172

4252068750338781824

.930

.652

.943

.671

.932

.652

.532

.391

5261593808165974784

-.920

.664

-.927

.874

-.920

.650

.011

.019

1949388868571283200

-.732

.709

-.730

5.948

-.733

.699

.017

.235

3105694081553243008

-.730

.722

-.720

.740

-.731

.711

.046

.126

3996137902634436480

.655

.822

.656

.808

.656

.801

.037

.179

3260079227925564160

.931

.823

.934

.803

.931

.817

.010

.014

5231593594752514304

.091

.842

.091

.976

.092

.813

.002

.017

3458393840965496960

-.876

.882

-.881

1.333

-.878

.824

.291

.544

Proxima Cen

.027

.889

.027

.889

.028

.877

.015

.001

α Cen AB

.028

.909

.028

.909

.028

.889

.000

.011

3972130276695660288

-.523

.912

-.522

.981

-.523

.898

.011

.022

GJ 905

.037

.923

.037

.924

.037

.908

.000

.004

2926732831673735168

-1.725

.925

-1.674

3.431

-1.725

.970

.013

.075

6724929671747826816

1.071

.932

1.066

1.295

1.073

.869

.043

.173

AC+79 3888

.045

1.023

.045

1.025

.046

1.003

.000

.002

939821616976287104

-.092

1.054

-.093

1.067

-.093

1.108

.001

.019

2924378502398307840

-1.893

1.098

-1.833

4.629

-1.892

.917

.023

.103

6608946489396474752

-2.875

1.161

-2.818

2.152

-2.845

.456

.042

.154

52952724810126208

-.553

.252

-.554

.323

-.553

.205

.060

.086

3130033734235815424

-.618

.306

-.613

.301

-.620

.299

.116

.096

969867803725057920

-.482

.578

-.484

.590

-.484

.576

.057

.102

365942724131566208

.619

.834

.615

.913

.619

.829

.089

.182

Примечание. (1) — линейный метод, (2) — эпициклический метод, (3) — осесимметричный потенциал.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

280

БОБЫЛЕВ, БАЙКОВА

(a)

(б)

0.3

0.2

0.1

0.2

0.3

(в)

(г)

0.3

0.2

0.1

0.2

0.3

(д)

(е)

0.3

0.2

0.1

0.2

0.3

0.2

0.1

0.2

0.3

0.4

t_min, млн. лет

d_min, пк

Рис. 1. Разности параметров сближения вида “метод

1 минус метод 2” (а) и (б), “метод 2 минус метод 3” (в) и (г), “метод 1

минус метод 3” (д) и (е).

Отметим, что значения параметров сближения,

Δd_min малы. Исключение составляют 3-4 звез-

найденные нами первым и третьим методом, на-

ды, например, Gaia DR2 3458393840965496960.

ходятся в согласии с аналогичными величина-

Есть и пример существенного уменьшения раз-

ми, полученными в работе Байлера-Джонса и др.

ностей Δd_min в случае применения третьего ме-

(2018). Это мы установили по 26 общим звез-

тода по сравнению с первым методом — звезда

дам. Для этого были вычислены разности пара-

Gaia DR2 6608946489396474752.

метров вида “метод 1 минус Байлер-Джонс” “ме-

Гистограммы, построенные по разностям пара-

тод 3 минус Байлер-Джонс”. Результаты даны в

метров сближения вида “метод 1 минус Байлер-

табл. 4. Наша модель потенциала отличается от

Джонс” и “метод 3 минус Байлер-Джонс”, даны на

модели Байлера-Джонса (2015) выражением для

рис. 2. Для разностей вида “метод 1 минус Байлер-

гало (7). Кроме того, для совпадающих выраже-

Джонс” получены следующие значения среднего

ний гало и диска отличающиеся значения пара-

и его ошибки: Δt_min = 0.002 ± 0.066 млн лет и

метров (табл. 1). Тем не менее, разности “ме-

Δd_min = 0.162 ± 0.141 пк. Для разностей вида “ме-

тод 3 минус Байлер-Джонс”, как Δt_min, так и

тод 3 минус Байлер-Джонс” получены следующие

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№4

АНАЛИЗ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

281

(a)

(б)

−0.2

-0.1

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

-0.2

-0.1

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

(в)

(г)

-0.2

-0.1

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

-0.2

-0.1

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

Δt_min, млн. лет

Δd_min, пк

Рис. 2. Разности параметров сближения вида “метод 1 минус Байлер-Джонс” (а) и (б), “метод 3 минус Байлер-Джонс”

(в) и (г).

значения среднего и его ошибки: Δt_min = 0.069 ±

3. В работе Дармы и др. (2019) для звезды

± 0.070 млн лет и Δd_min = 0.103 ± 0.124 пк. Здесь

Gaia DR2 52952724810126208 (там обозначена как

при оценке Δt_min и ее дисперсии три больших

ID 298) получены оценки t_min = -0.48 ± 0.05 млн

“оскока” были отброшены. В целом можем заклю-

лет и d_min = 0.58 ± 0.11 пк путем интегрирова-

чить, что наш метод 3 немного лучше согласуется с

ния орбит в осесимметричном потенциале. Соглас-

но нашему решению, найденному третьим мето-

подходом Байлера-Джонса по сравнению с линей-

ным, а именно:

дом, имеем t_min = -0.553 ± 0.060 млн лет и d_min =

= 0.205 ± 0.086 пк. Таким образом, эти результа-

1. Из табл. 3 видно, что для звезды ALS 9243

ты находятся между собой в хорошем согласии.

имеется хорошее согласие между тремя методами

в определении момента сближения t_min ∼ -2.3 млн

Значение лучевой скорости этой звезды взято из

лет. Плохое согласие с другими методами имеет

каталога Gaia DR2, где для этой звезды также

эпициклический подход в оценке расстояния d_min.

указаны T_eff = 6500^◦ K и log g = 3.5 см/с². А в

В целом можем подтвердить вывод Высочаньской и

каталоге LAMOST DR4 (Луо и др., 2018) указан

др. (2020) о том, что звезда ALS 9243 является ин-

ее спектральный класс F0.

тересным кандидатом на очень тесные сближения

Для звезды Gaia DR2 3130033734235815424

с Солнечной системой. Фактически она является

(там обозначена как ID 291) Дарма и др. (2019)

кандидатом на пролет в прошлом через значитель-

нашли t_min = 0.49 ± 0.05 млн лет и d_min = 1.56 ±

ную часть облака Оорта.

± 0.21 пк. Наш третий метод, в согласии с ли-

2. В работе Дупуя и др. (2019) для звезды WISE

нейным, дает совершенно другой результат t_min =

J072003.20-084651.2AB на основе линейного ме-

= -0.620 ± 0.116 млн лет и d_min = 0.299 ± 0.096 пк.

тода были получены следующие оценки параметров

Здесь видим плохое согласие с результатами ра-

сближения t_min = -0.081 ± 0.001 млн лет и d_min =

боты Дармы и др. (2019). По-видимому, в работе

= 0.333 ± 0.010 пк. Наш третий метод дает близкие

Дармы и др. (2019) даны ошибочные значения

значения t_min = -0.083 ± 0.001 млн лет и d_min =

параметров сближения для этой звезды.

= 0.370 ± 0.012 пк, а линейным методом, как видно

из табл. 3, мы получили параметры, практически

Отметим, что значение ее лучевой скорости взя-

совпадающие со значениями Дупуя и др. (2009).

то из каталога LAMOST DR4 (Луо и др., 2018).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

АНАЛИЗ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

283

Раньше значение лучевой скорости не было извест-

облако Оорта. Рекордсменом, по-прежнему, оста-

но, поэтому звезда представляет большой интерес

ется звезда GJ 710. Для нее на основе, например,

для нашей задачи. Там также для этой звезды ука-

третьего метода найдены следующие оценки пара-

заны следующие параметры: спектральный класс

метров сближения: t_min = 1.320 ± 0.040 млн лет и

F0, T_eff = 7150^◦ K, log g = 3.948 см/с².

d_min = 0.016 ± 0.009 пк.

Авторы благодарны рецензенту за полезные за-

Можем заключить, что две звезды спектраль-

мечания, которые способствовали улучшению ста-

ного класса F0 Gaia DR2 52952724810126208

и Gaia DR2 3130033734235815424 представляют

тьи. Работа выполнена при частичной поддержке

большой интерес в качестве кандидатов на тесные

Программы Президиума РАН КП19-270 “Вопро-

сближения с Солнечной системой. Каждая из них

сы происхождения и эволюции Вселенной с приме-

обладает значительной массой, поэтому их пролет

нением методов наземных наблюдений и космиче-

через облако Оорта мог вызвать заметные возму-

ских исследований”.

щения кометного облака.

Параметры сближения других общих звезд не

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

отличаются хорошим согласием. Мы больше до-

Андерсон Э., Фрэнсис Ч., Письма в Астрон. журн.

веряем своим результатам. А расхождения, по-

38, 374 (2012) [E. Anderson, et al., Astron. Lett. 38,

видимому, связаны с ошибками или опечатками в

331 (2012)].

работе Дармы и др. (2019).

Байлер-Джонс (C.A.L. Bailer-Jones), Astron.

Astrophys. 575, 35 (2015).

Байлер-Джонс (C.A.L. Bailer-Jones), Astron.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Astrophys. 609, 8 (2018).

Байлер-Джонс и др. (C.A.L. Bailer-Jones,

В настоящей работе рассмотрена выборка из

J. Rybizki, R. Andrae, and M. Fouesneau), Astron.

36 кандидатов на тесные (менее 1 пк) сближения с

Astrophys. 616, 37 (2018).

Солнечной системой. Параметры сближения этих

Берский, Дыбжиньский (F. Berski and

звезд вычислены с использованием (1) линейного и

P.A. Dybczy ´nski), Astron. Astrophys.

595, L10

(2) эпициклического методов, а также с помощью

(2016).

(3) интегрирования орбит в осесимметричном по-

Бобылев В.В., Письма в Астрон. журн. 36, 230

тенциале. Сделан вывод о том, что эпициклический

(2010a). [V.V. Bobylev, Astron. Lett. 36, 220 (2010a)].

метод неплохо работает только на интервале вре-

Бобылев В.В., Письма в Астрон. журн. 36, 862

мени, не превышающем ±1 млн лет. Значения же

(2010b).

[V.V. Bobylev, Astron. Lett.

36,

816

параметров, найденные методами 1 и 3, находятся

(2010b)].

между собой в очень хорошем согласии. Сделан

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Астрон.

вывод о том, что в задаче поиска звездных сближе-

журн. 42, 3 (2016а) [V.V. Bobylev, et al., Astron. Lett.

ний на первом, поисковом этапе, можно применять

42, 1 (2016a)].

простой линейный метод, а на втором, более де-

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Астрон.

тальном, можно применять более сложный метод,

журн. 42, 3 (2016б) [V.V. Bobylev, et al., Astron. Lett.

основанный на интегрировании звездных орбит в

42, 1 (2016b)].

10.

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Астрон.

потенциале.

журн. 43, 616 (2017)

[V.V. Bobylev, et al., Astron.

Подтвержден вывод Высочаньской и др. (2020)

Lett. 43, 559 (2017)].

о том, что звезда ALS 9243 является интересным

11.

Бобылев В.В., Байкова А.Т., Письма в Астрон.

кандидатом на очень тесные сближения с Солнеч-

журн. 44, 739 (2018)

[V.V. Bobylev, et al., Astron.

ной системой. На основе третьего метода мы нашли

Lett. 44, 676 (2018)].

следующие параметры: t_min = -2.37 ± 0.52 млн лет

12.

Браун и др. (Gaia Collaboration, A.G.A. Brown,

и d_min = 0.21 ± 0.80 пк.

A. Vallenari, T. Prusti, de Bruijne, C. Babusiaux,

Представляют интерес параметры сближения

C.A.L. Bailer-Jones, M. Biermann, D.W. Evans, et

у двух звезд из списка Дармы и др.

(2019).

al.), Astron. Astrophys. 616, 1 (2018).

13.

Высочаньска и

др.

(R.

Wysocza ´nska,

Так, для звезды Gaia DR2 52952724810126208

P.A. Dybczy ´nski, and M. Poli ´nska), arXiv:

на основе третьего метода, в согласии с линей-

2003.02069 (2020).

ным, найдены следующие оценки: t_min = -0.55 ±

14.

Гарсиа-Санчес и др. (J. Garcia-S ´anchez,

± 0.06 млн лет и dmin = 0.21 ± 0.09 пк, а для

R.A. Preston, D.L. Jones, P.R. Weissman,

звезды Gaia DR2 3130033734235815424 впервые

J.-F. Lestrade, D.W. Latham, and R.P. Stefanik),

получены t_min = -0.62 ± 0.12 млн лет и d_min =

Astron. J. 117, 1042 (1999).

= 0.30 ± 0.10 пк.

15.

Гарсиа-Санчес и др. (J. Garcia-S ´anchez,

В целом показано, что имеется 15 кандидатов

P.R. Weissman, R.A. Preston, D.L. Jones,

на сближение с Солнечной системой до расстояний

J.-F. Lestrade, D.W. Latham, R.P. Stefanik, and

менее 0.5 пк, т.е. кандидатов на прохождение через

J.M. Paredes), Astron. Astrophys. 379, 634 (2001).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

284

БОБЫЛЕВ, БАЙКОВА

16.

Дарма и др. (R. Darma, W. Hidayat, and

30.

Наварро и др. (J.F. Navarro, C.S. Frenk, and

M.I. Arifyanto), J. Phys.: Conf. Ser. 1245, 012028

S.D.M. White), Astrophys. J. 490, 493 (1997).

(2019).

31.

Оорт (J.H. Oort), Bull. Astron. Inst. Netherland 11,

17.

Дыбжиньский (P.A. Dybczy ´nski), Astron. Astrophys.

No 408, 91 (1950).

396, 283 (2002).

18.

Дыбжиньский (P.A. Dybczy ´nski), Astron. Astrophys.

32.

Прусти и др. (Gaia Collaboration, T. Prusti,

441, 783 (2005).

J.H.J. de Bruijne, A.G.A. Brown, A. Vallenari,

19.

Дыбжиньский, Берский (P.A. Dybczy ´nski and

C. Babusiaux, C.A.L. Bailer-Jones, U. Bastian,

F. Berski), MNRAS 449, 2459 (2015).

M. Biermann, et al.), Astron. Astrophys. 595, A1

20.

Дупуй и др. (T.J. Dupuy, M.C. Liu, W.M.J. Best,

(2016).

A W. Mann, M.A. Tucker, Z. Zhang, I. Baraffe,

33.

Ревина (I.A. Revina), Analysis of motion of

G. Chabrier et al.), Astron. J. 158, 174 (2019).

21.

Линдблад (B. Lindblad), Arkiv f ¨or Mat., Astron., och

celestial bodies and estimation of accuracy of

Fysik, Bd. 20, A, No 17 (1927).

their observations (Latvian University, Riga, 1988),

22.

Линдегрен и др. (Gaia Collaboration, L. Lindegren,

p. 121.

U. Lammers, U. Bastian, J. Hernandez, S. Klioner,

34.

Торрес и др. (S. Torres, M.X. Cai, A.G.A. Brown,

D. Hobbs, A. Bombrun, D. Michalik, et al.), Astron.

and S. Portegies Zwart), Astron. Astrophys. 629, 139

Astrophys. 595, A4 (2016).

23.

Линдегрен и др. (Gaia Collaboration, L. Lindegren,

(2019).

J. Hernandez, A. Bombrun, S. Klioner, U. Bastian,

35.

Фенг, Байлер-Джонс (F. Feng and C.A.L. Bailer-

M. Ramos-Lerate, A. de Torres, H. Steidelmuller, et

Jones), MNRAS 454, 3267 (2015).

al.), Astron. Astrophys. 616, 2 (2018).

24.

Луо и др. (A.-L. Luo, Y.-H. Zhao, G. Zhao, et al.),

36.

Фуенте Маркос и Фуенте Маркос (R. de la Fuente

VizieR On-line Data Catalog: V/153 (2018).

Marcos and C. de la Fuente Marcos), Res. Not. Am.

25.

Лутц, Келкер (T.E. Lutz and D.H. Kelker), PASP 85,

Astron. Soc. 2, 30 (2018).

573 (1973).

37.

Фухс и др. (B. Fuchs, D. Breitschwerdt, M.A. Avilez,

26.

Мартинес-Барбоса и др. (C.A. Martinez-Barbosa,

C. Dettbarn, and C. Flynn), MNRAS 373,

993

L. J ´ylkov ´a, S. Portegies Zwart, and A.G.A. Brown),

(2006).

MNRAS 464, 2290 (2017).

38.

Холмберг, Флинн (J. Holmberg and C. Flinn),

27.

Миямото, Нагаи (M. Miyamoto and R. Nagai), Publ.

MNRAS 352, 440 (2004).

Astron. Soc. Japan 27, 533 (1975).

28.

Мэтьюс (R.A.J. Matthews), Royal Astron. Soc.

39.

Шонрих и др. (R. Sch ¨onrich, J. Binney, and

Quart. Jorn. 35, 1 (1994).

W. Dehnen), MNRAS 403, 1829 (2010).

29.

Мюлляри, Орлов (A.A. M ¨ull ¨ari and V.V. Orlov),

40.

The HIPPARCOS and Tycho Catalogues, ESA SP-

Earth, Moon, and Planets, 72 (Kluwer, Netherlands,

1996), p. 19.

1200 (1997).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020