ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 3, с. 211-219

ИЗУЧЕНИЕ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД С СОЛНЕЧНОЙ

СИСТЕМОЙ ПО ДАННЫМ КАТАЛОГА GAIA EDR3

¹Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

Поступила в редакцию 11.12.2020 г.

После доработки 12.12.2020 г.; принята к публикации 29.12.2021 г.

Изучены звезды-кандидаты на тесные (менее 1 пк) сближения с Солнечной системой. Для всех

рассматриваемых звезд кинематические характеристики взяты из каталога Gaia EDR3. Параметры

сближения этих звезд с Солнечной системой вычислены с использованием трех методов: (1) линейно-

го, (2) с помощью интегрирования орбит в осесимметричном потенциале и (3) в потенциале с учетом

спиральной волны плотности. Показано, что все три метода дают близкие результаты. Выделены пять

звезд, которые являются хорошими кандидатами на достижение границ облака Оорта и прохождение

через него. Для звезды GJ 710 на основе второго метода в хорошем согласии с другими двумя

методами получены следующие оценки параметров сближения: t_min = 1.320 ± 0.028 млн лет и d_min =

= 0.020± 0.007 пк. Интересно также отметить звезду Gaia EDR3 510911618569239040 с параметрами

t_min = -2.863 ± 0.046 млн лет и d_min = 0.057 ± 0.079 пк.

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

Оорта.

DOI: 10.31857/S0320010821020030

ВВЕДЕНИЕ

освобождаться от родительской звезды и вылетать

в межзвездное пространство. Двигаясь по галак-

Тесные (менее 1-2 пк) сближения звезд поля

тической орбите, близкой к орбите родительской

с Солнечной системой могут приводить к возму-

звезды, эти тела образуют плотные потоки изгоев

щению облака Оорта (Оорт, 1950). Такое возму-

межзвездных астероидов и планет. Солнечная си-

щение может спровоцировать возникновение так

стема иногда проходит через такие потоки, что мо-

называемого кометного ливня от внешних границ

жет привести к случайным близким столкновениям

облака Оорта во внутреннюю область Солнечной

с объектами из этих потоков.

системы, в сторону Земли в частности. Как пока-

Практический поиск тесных сближений звезд

зывает моделирование (Дыбжиньский, 2002; 2005;

с Солнечной системой выполнялся в пионерских

Мартинес-Барбоса и др., 2017), помимо звездных

работах Ревиной (1988), Мэтьюса (1994), Мюлля-

пролетов кометное облако Оорта подвержено воз-

ри, Орлова (1996). Благодаря этим авторам, был

мущениям от гигантских молекулярных облаков,

выявлен ряд интересных кандидатов, например,

а также испытывает воздействие галактического

Проксима Центавра, система α Центавра или звез-

прилива. Согласно Оорту (1950), предполагаемая

да GJ 905.

внешняя граница облака Оорта составляет при-

По данным каталога HIPPARCOS

(1997)

мерно 10⁵ а.е. (0.48 пк).

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

Новый всплеск интереса к эволюционным свой-

2001), Бобылев

(2010a,б), Андерсон, Фрэнсис

ствам облака Оорта связан с обнаружением в

(2012), Дыбжиньский, Берский (2015), Байлер-

Солнечной системе двух межзвездных странни-

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

ков, а именно, объектов 1I/’Oumuamua (Баци и

тесных сближений по данным каталога Gaia TGAS

др., 2017) и 2I/Borisov (Борисов, 2019). Согласно

(Tycho-Gaia Astrometric Solution, Линдегрен и

оценкам Портегиса Цварта (2020), около 6% бли-

др.,

2016) привел к обнаружению нескольких

жайших звезд могут иметь планеты и астероиды

кандидатов на очень тесный пролет (Берский,

в своих аналогах облака Оорта. Такие тела могут

Дыбжиньский,

2016; Бобылев, Байкова,

2017;

Фуенте Маркос, Фуенте Маркос, 2018), а именно,

^*Электронный адрес: vbobylev@gaoran.ru

на попадание внутрь облака Оорта (до расстояний

211

212

БОБЫЛЕВ, БАЙКОВА

менее 0.5 пк). Одним из рекордсменов является

году. Компоненты собственного движения μ_l cos b и

звезда GJ 710 (Гарсиа-Санчес и др., 2001; Бобы-

μ_b выражены в мсд/год.

лев, 2010a; Берский, Дыбжиньский, 2016; Байлер-

Через компоненты V_r, V_l, V_b вычисляются ско-

Джонс, 2018).

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

Анализ данных каталога Gaia DR2 (Браун и др.,

Солнца к центру Галактики, V — в направлении

2018; Линдегрен и др., 2018) показал (см. Байлер-

вращения Галактики и W — на северный галакти-

Джонс и др., 2018; Дарма и др., 2019; Торрес и

ческий полюс:

др., 2019; Высочаньская и др., 2020; Бобылев, Бай-

U = Vr coslcosb - Vl sinl - Vb coslsinb,

(1)

кова, 2020), что сближения с Солнечной системой

V = Vr sinlcosb + Vl cosl - Vb sinlsinb,

до расстояний менее 5 пк на временн ´ом интервале

±5 млн лет могут иметь около 3000 кандидатов,

W = Vr sinb + Vb cosb.

менее 1 пк — около 30 звезд и 5-6 звезд могут

иметь сближения до расстояний менее 0.25 пк.

Линейный метод

В последней версии каталога Gaia EDR3

Согласно работе Мэтьюса (1994), минимальное

(Gaia Early Data Release 3, Браун и др., 2020;

расстояние между траекторией звезды и Солнца

Линдегрен и др., 2020) уточнены примерно на

d_min на момент сближения t_min можно найти из

30% значения тригонометрических параллаксов

следующих соотношений:

и собственных движений для примерно 1.5 млрд

√

звезд. Лучевые же скорости просто скопированы

d_min = r/

1 + (V_r/V_t)²,

(2)

из каталога Gaia DR2. Поэтому данные каталога

t_min = rV_r/(V2t + V2r),

Gaia EDR3 в задаче поиска тесных сближений мо-

√

гут эффективно служить для уточнения параметров

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

сближения уже выявленных кандидатов.

кулярная лучу зрения.

Целью настоящей работы является примене-

ние различных методов анализа движения звезд-

кандидатов для уточнения параметров их тесных

Модель гравитационного потенциала

сближений с Солнечной системой с использовани-

Осесимметричный потенциал Галактики пред-

ем новейших измерений параллаксов и собствен-

ставляется в виде суммы трех составляющих —

ных движений звезд из каталога Gaia EDR3. Для

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

построения звездных орбит применяются линей-

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

ный метод и два варианта потенциала Галактики —

темной материи Φ_h(r(R, Z)):

осесимметричный и неосесимметричный, включа-

ющий учет спиральной волны плотности.

Φ(R, Z) = Φ_b(r(R, Z)) +

(3)

+ Φ_d(r(R,Z)) + Φ_h(r(R,Z)).

МЕТОДЫ ПОСТРОЕНИЯ ОРБИТ

Здесь используется цилиндрическая система ко-

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

В прямоугольной системе координат с центром

Галактики. В прямоугольной системе координат

в Солнце ось X направлена в сторону галактиче-

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

ского центра, ось Y — в сторону галактического

диус) будет r² = X² + Y² + Z² = R² + Z². Гра-

вращения и ось Z — в сторону северного полюса

витационный потенциал выражается в единицах

Галактики. Тогда X = r cos l cos b, Y = r sin l cos b и

Z = rsinb, где r = 1/π —гелиоцентрическое рас-

100 км²/с², расстояния — в кпк, массы — в едини-

стояние звезды в кпк, которое мы вычисляем через

цах галактической массы M_gal = 2.325 × 10⁷ M_⊙,

параллакс звезды π в мсд. Ометим, что в настоящей

соответствующей гравитационной постоянной G =

работе используются звезды с относительными

= 1.

ошибками параллаксов менее 10%, поэтому нет

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

необходимости в учете эффекта Лутца-Келкера

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

(Лутц, Келкер, 1973).

ной Миямото, Нагаи (1975):

Из наблюдений известны лучевая скорость V_r

M_b

Φ_b(r) = -

(4)

и две проекции тангенциальной скорости V_l =

(r² + b2b)1/2

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

галактических долготы l и широты b соответствен-

M_d

но, выраженные в км/с. Здесь коэффициент 4.74

Φ_d(R,Z) = -[

(5)

(

√

)₂]1/2^,

является отношением числа километров в астро-

R² + a_d + Z² + b²

номической единице к числу секунд в тропическом

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№3

2021

ИЗУЧЕНИЕ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

213

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

в гелиоцентрической системе координат, а круговая

масштабные параметры компонент в кпк. Ком-

скорость вращения солнечной окрестности в на-

понента гало представляется согласно Наварро и

шем потенциале составляет V_circ = 244 км/с. Зна-

др. (1997):

чение пекулярной скорости Солнца (U, V, W )_⊙ =

(

)

M_h

= (11.0, 12.0, 7.2) км/с взято из работы Шонриха и

Φ_h(r) = -

(6)

др. (2010). Возвышение Солнца над галактической

a_h

плоскостью h_⊙ = 16 пк взято из работы Бобылева,

Значения параметров модели галактического по-

Байковой (2016).

тенциала (4)-(6) даны в табл. 1. В работе Байко-

Так же как и раньше, для каждой звезды вычис-

вой, Бобылева (2016) модель (4)-(6) обозначена

ляется параметр сближения между орбитами звез-

как модель III.

√

ды и Солнца d(t) =

ΔX²(t) + ΔY²(t) + ΔZ²(t).

Уравнения движения пробной частицы в галак-

Затем определяем параметры d_min на момент сбли-

тическом потенциале выглядят следующим обра-

жения t_min.

зом:

Ошибки определения d_min и t_min оцениваем с

=p_X,

=p_Y,

=p_Z,

(7)

использованием метода Монте-Карло. Здесь пред-

p_X = -∂Φ/∂X,

полагается, что ошибки параметров звезд распре-

делены по нормальному закону с дисперсией σ.

pY = -∂Φ/∂Y,

Ошибки добавляются в экваториальные координа-

p_Z = -∂Φ/∂Z,

ты, компоненты собственного движения, параллакс

где p_X , p_Y , p_Z — канонические моменты, точка

и лучевую скорость звезды.

означает производную по времени. Для интегриро-

вания уравнений (7) использован алгоритм Рунге-

Кутты четвертого порядка.

Учет спиральной волны плотности

В прямоугольной галактической системе коор-

В случае учета спиральной волны плотности

динат начальные значения положений и скоростей

(Линь, Шу, 1964; Линь и др., 1969) в правую

пробной частицы определяются по формулам

часть выражения (3) добавляется член (Фернандес

X =R₀ -X₀, Y =Y₀, Z =Z₀ +h_⊙,

(8)

и др., 2008)

U = -(U₀ + U_⊙),

Φ_sp(R,θ,t) = Acos[m(Ω_pt - θ) + χ(R)].

(9)

V =V₀ +V_⊙ +V_circ,

Здесь

W =W₀ +W_⊙,

(R₀Ω₀)²fr0tgi

где (X₀, Y₀, Z₀, U₀, V₀, W₀) — начальные положе-

ния и пространственные скорости пробной частицы

⁽R⁾

χ(R) = -

+χ_⊙,

tgi

Таблица 1. Значения параметров модели галактическо-

где A — амплитуда потенциала спиральной волны,

го потенциала, согласно работе Байковой, Бобылева

fr0 — отношение между радиальной составляю-

(2016), M_gal = 2.325 × 10⁷ M_⊙

щей возмущения от спиральных рукавов и общим

притяжением Галактики, Ω_p — угловая скорость

Параметры

Модель III

твердотельного вращения спирального узора, m —

количество спиральных рукавов, i — угол закрутки

рукавов для закручивающегося узора i < 0, χ —

M_b (M_gal)

443 ± 27

соответствует

фаза радиальной волны (фазе χ = 0^◦

M_d (M_gal)

2798 ± 84

центр рукава), χ_⊙ — радиальная фаза Солнца в

спиральной волне.

M_h (M_gal)

12474 ± 3289

В настоящей работе приняты следующие значе-

ния параметров спиральной волны:

b_b (кпк)

0.2672 ± 0.0090

m = 4,

(10)

a_d (кпк)

4.40 ± 0.73

i = -13^◦,

fr0

= 0.05,

b_d (кпк)

0.3084 ± 0.0050

χ_⊙ = -140^◦,

a_h (кпк)

7.7 ± 2.1

Ω_p = 20 км/с/кпк

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№3

2021

214

БОБЫЛЕВ, БАЙКОВА

Таблица 2. Исходные данные о звездах

Gaia EDR3

π, мсд

μ_α cosδ, мсд/год

μ_δ, мсд/год

V_r, км/с

4270814637616488064

52.40 ± 0.02

-0.41 ± 0.02

-0.11 ±

0.02

-14.47 ± 0.02

510911618569239040

13.21 ± 0.03

0.14 ± 0.02

0.01 ±

0.03

26.45 ± 0.35

5571232118090082816

10.23 ± 0.01

0.09 ± 0.01

0.46 ±

0.01

82.18 ± 0.47

729885367894193280

20.70 ± 0.84

0.64 ± 0.96

-2.35 ±

1.31

-90 ± 54

1952802469918554368

141.90 ± 0.02

161.45 ± 0.02

-119.74 ±

0.02

-98.52 ± 7.54

6396469681261213568

9.80 ± 0.02

0.49 ± 0.01

0.19 ±

0.02

52.30 ± 0.24

3118526069444386944

7.61 ± 0.055

0.252 ± 0.05

0.045 ±

0.05

40.41 ± 0.94

1281410781322153216

20.80 ± 0.04

1.29 ± 0.03

1.00 ±

0.03

31.84 ± 4.73

1949388868571283200

4.15 ± 0.02

-0.47 ± 0.02

-0.63 ±

0.02

347.3 ± 6.5

5261593808165974784

15.36 ± 0.01

-0.09 ± 0.01

-2.21 ±

0.02

71.05 ± 0.88

2595284016771502080

138.23 ± 0.05

308.71 ± 0.05

-718.39 ±

0.04

308 ± 116

1251059445736205824

24.37 ± 0.21

-0.23 ± 0.20

-3.24 ±

0.16

40 ± 10

1227133699053734528

107.73 ± 0.22

86.67 ± 0.29

127.95 ±

0.20

-87 ± 33

1791617849154434688

11.38 ± 0.02

-0.39 ± 0.01

-1.17 ±

0.01

56.29 ± 0.48

2926732831673735168

8.85 ± 0.01

-0.74 ± 0.01

0.53 ±

0.01

66.49 ± 0.25

3260079227925564160

32.11 ± 0.03

-3.62 ± 0.03

-4.96 ±

0.02

-33.38 ± 0.42

3972130276695660288

59.92 ± 0.03

-20.81 ± 0.03

6.63 ±

0.02

31.80 ± 0.73

1926461164913660160

316.48 ± 0.04

112.53 ± 0.04

-1591.65 ±

0.03

-78.00 ± 0.40

2552928187080872832

231.78 ± 0.02

1231.40 ± 0.02

-2711.88 ±

0.02

263.0 ± 4.9

1129149723913123456

190.33 ± 0.02

748.42 ± 0.02

480.80 ±

0.03

-111.65 ± 0.02

2924378502398307840

6.10 ± 0.01

0.75 ± 0.01

0.14 ±

0.01

86.98 ± 1.00

6608946489396474752

7.93 ± 0.01

-0.65 ± 0.01

-0.31 ±

0.01

44.23 ± 0.57

в качестве начального приближения. Такой набор

работе, так как характеристики центрального бара

значений параметров был принят в работе Бо-

в Галактике (по некоторым данным двух баров)

былева, Байковой (2014), где можно найти обзор

известны с еще большей неопределенностью по

литературных источников по данной теме. Отме-

сравнению с характеристиками спиральной волны.

тим, что модель потенциала может быть еще более

сложной и содержать вклад центрального бара

ДАННЫЕ

(см., например, Гарсиа-Санчес и др., 2001). Но мы

Рабочая выборка формировалась следующим

решили не учитывать влияние бара в настоящей образом. Вначале был составлен предварительный

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№3

2021

ИЗУЧЕНИЕ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

215

Таблица 3. Дополнительные данные о звездах

Gaia EDR3

Другое обозначение

StePPeD

Масса, M_⊙

4270814637616488064

GJ 710

P0107

0.650

510911618569239040

TYC 4034-1077-1

P0230

1.100

5571232118090082816

P0506

0.766

729885367894193280

2MASS J10492824+2537231

P0414

0.080

1952802469918554368

P0416

0.200

6396469681261213568

TYC 9327-264-1

P0382

0.891

3118526069444386944

P0533

0.865

1281410781322153216

WD 1446+28

P0417

0.852

1949388868571283200

P0524

0.695

5261593808165974784

P0522

0.547

2595284016771502080

GJ 4274

P0412

0.139

1251059445736205824

2MASS J13510178+2200085

P0423

0.100

1227133699053734528

2MASS J14162408+1348263

P0457

0.080

1791617849154434688

TYC 1662-1962-1

P0189

0.710

2926732831673735168

TYC 5960-2077-1

P0287

1.023

3260079227925564160

P0526

0.450

3972130276695660288

GJ 3649

P0178

0.549

1926461164913660160

GJ 905

P0413

0.151

2552928187080872832

WD 0046+05

P0005

0.500

1129149723913123456

HIP 57544

P0078

0.294

2924378502398307840

UCAC2 21925028

P0400

0.709

6608946489396474752

P0514

0.746

список звезд-кандидатов на тесные сближения с

чаньской и др. (2020). Для составления этой базы

Солнечной системой (с параметром сближения ме-

данных были использованы данные из каталога

Gaia DR2. Несколько звезд было добавлено из

нее 1 пк). Основным источником для этой цели

работы Бобылева, Байковой (2020). В этот пред-

нам послужила база данных StePPeD (the Stellar

варительный список вошло около 50 звезд.

Potential Perturbers Database¹ ), описанная Высо-

Затем было проведено отождествление звезд

предварительного списка с каталогом Gaia EDR3.

¹ https://pad2.astro.amu.edu.pl/stars

К сожалению, для нескольких звезд, представ-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№3

2021

216

БОБЫЛЕВ, БАЙКОВА

ляющих большой интерес для задачи поиска

волны (9). В последнем столбце даны ошибки

сближений, не оказалось измерений параллаксов

определения параметров, которые можно отнести

в новой версии каталога Gaia. Например, такие

ко всем трем методам. Эти ошибки оценены с

измерения отсутствуют для звезды ALS 9243, ко-

применением метода Монте-Карло.

торая 2.5 млн лет назад могла сблизиться с орбитой

Как видно из табл. 4, параметры сближения, по-

Солнца до расстояния 0.25 пк, согласно оценке

лученные вторым и третьим методом, практически

Высочаньской и др. (2020). Отсутствуют они и для

не различаются. Моменты сближения t_min, найден-

рекодсмена по сближениям из базы StePPeD —

ные всеми тремя методами, находятся между собой

звезды Gaia DR2

4535062706661799168. Для

в очень хорошем согласии: расхождение обычно

некоторых звезд (Gaia DR2 969867803725057920

не превышает 1-2 единицы второго знака после

или Gaia DR2 365942724131566208) использова-

запятой. А вот разница в определении расстояния

ние новых значений их параллаксов приводят к

d_min, найденном первым и двумя другими методами,

таким d_min, которые вычеркивают эти звезды из

может достигать 0.6 пк (например, для звезды

списка кандидатов на тесные сближения.

Gaia EDR3 6608946489396474752). Хотя обычно

Такие данные об отобранных звездах, как обо-

эта разница является существенно меньше.

значение в каталоге Gaia EDR3, параллакс π,

Значительное количество звезд из табл. 4 бы-

компоненты собственного движения μ_α cos δ и μ_δ,

ли проанализированы в работе Бобылева, Бай-

а также гелиоцентрическая лучевая скорость V_r,

ковой (2020) с использованием данных из ката-

представлены в табл. 2. В табл. 3 для этих звезд

лога Gaia DR2 (отметим, что конкретные цифро-

дано альтернативное обозначение (если есть), обо-

вые номера всех наших звезд в версиях DR2 и

значение в базе данных StePPeD и оценка массы,

EDR3 совпадают). Можем заключить, что случай-

скопированная из базы данных StePPeD.

ные ошибки определения параметров сближения σ_t

Практически для всех указанных звезд значе-

и σ_d, найденные в настоящей работе, уменьшились

ния их гелиоцентрических лучевых скоростей V_r

примерно на 30% по сравнению с результатами

совпадают с теми, что указаны в базе данных

анализа данных каталога Gaia DR2. При этом име-

StePPeD. Но есть исключения. Это белые карлики

ются две звезды с огромными случайными ошиб-

WD 1446+28 и WD 0046+05.

ками измерения лучевых скоростей (см. табл. 2),

Для белого карлика WD 1446+28 в базе данных

которые определяют и огромные (превышающие

StePPeD дано значение V_r = 36.0 ± 119.9 км/с с,

1 пк по расстоянию) ошибки σ_t и σ_d. Это звезды

которое измерено с очень большой ошибкой. В

Gaia EDR3 729885367894193280 и Gaia EDR3

настоящей работе для этой звезды мы взяли зна-

1227133699053734528.

чение гелиоцентрической скорости V_r = 31.84 ±

Как показали наши вычисления, со значени-

± 4.73 км/с из работы Ангуиано и др. (2017), где

ем гелиоцентрической скорости белого карлика

измерения выполнены уже существенно точнее. А

WD 0046+05 V_r ∼ 1 ± 15 км/с исключаются тесные

главное, выполнен учет гравитационного красно-

сближения этой звезды с Солнечной системой.

го смещения, что для белых карликов является

Большой интерес представляет звезда GJ 710

актуальным, так как, в среднем, значение такой

(первая строка в табл. 2-4), известная в качестве

поправки составляет около 50 км/с (Гринстейн,

одного из рекордсменов по очень тесным сбли-

Тримбл, 1967).

жениям. Например, в работе Бобылева, Байковой

Белый карлик WD 0046+05 известна еще как

(2020) с данными из каталога Gaia DR2 для нее

звезда Ван Маанена 2. Имеется обширная биб-

были получены следующие параметры сближе-

лиография, где описаны спектроскопические на-

ния: t_min = 1.316 ± 0.040 млн лет, d_min = 0.055 ±

блюдения этой звезды (Гринстейн, Тримбл, 1967;

± 0.009 пк с использованием линейного метода

Гринстейн, 1972; Гейтвуд, Рассел, 1974). Согласно

(метод 1) и t_min = 1.320 ± 0.040 млн лет, d_min =

этим авторам, значение гелиоцентрической скоро-

= 0.016 ± 0.009 пк при интегрировании орбит в

сти белого карлика WD 0046+05 близко к V_r ∼

осесимметричном потенциале (метод 2). Видим,

∼ 1 ± 15 км/с, вычисленное с учетом поправки за

что использование данных из каталога Gaia EDR3

гравитационное красное смещение.

здесь привело только к уменьшению случайных

ошибок σ_t и σ_d.

Есть и примеры значительного изменения пара-

РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

метров сближения t_min и d_min, найденных с исполь-

В табл. 4 приведены параметры сближения

зованием данных из каталога Gaia EDR3. Напри-

звезд с Солнечной системой, полученные тремя

мер, для звезды Gaia EDR3 3118526069444386944

методами — линейным (2), интегрированием орбит

с данными из каталога Gaia DR2 в работе Высо-

в осесимметричном потенциале (3) и интегриро-

чаньской и др. (2020) были получены следующие

ванием орбит в потенциале с учетом спиральной

параметры сближения: t_min = -3.235 млн лет и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№3

2021

ИЗУЧЕНИЕ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

217

Таблица 4. Параметры сближения звезд с Солнечной системой

t_min, млн

d_min, пк

t_min, млн

d_min, пк

t_min, млн d_min, пк

Gaia EDR3

σ_t, млн

σ_d, пк

(1)

(2)

(3)

4270814637616488064

1.320

0.051

1.320

0.020

1.320

0.020

.028

.007

510911618569239040

-2.861

0.149

-2.863

0.057

-2.863

0.066

.046

.079

5571232118090082816

-1.189

0.259

-1.189

0.196

-1.189

0.190

.021

729885367894193280

0.537

0.300

0.538

0.300

0.538

0.300

1.31

1.92

1952802469918554368

0.071

0.479

0.072

0.462

0.072

0.462

.006

.039

6396469681261213568

-1.950

0.495

-1.946

0.867

-1.946

0.880

.011

.024

3118526069444386944

-3.253

0.521

-3.259

0.509

-3.262

0.525

.079

.097

1281410781322153216

-1.510

0.563

-1.507

0.499

-1.507

0.498

.747

.625

1949388868571283200

-0.693

0.622

-0.694

0.660

-0.694

0.657

.015

.134

5261593808165974784

-0.917

0.626

-0.917

0.650

-0.917

0.650

.012

.014

2595284016771502080

-0.023

0.627

-0.024

0.604

-0.024

0.604

.016

.505

1251059445736205824

-1.025

0.647

-1.024

0.603

-1.024

0.603

.417

.248

1227133699053734528

0.106

0.723

0.107

0.708

0.107

0.708

.10

1.03

1791617849154434688

-1.560

0.802

-1.561

0.850

-1.561

0.843

.014

.040

2926732831673735168

-1.699

0.827

-1.700

0.794

-1.700

0.788

.007

.022

3260079227925564160

0.932

0.845

0.933

0.784

0.934

0.783

.013

.011

3972130276695660288

-0.523

0.906

-0.523

0.892

-0.523

0.892

.013

.024

1926461164913660160

0.037

0.926

0.037

0.909

0.037

0.909

.001

.004

2552928187080872832

-0.016

0.973

-0.016

1.017

-0.016

1.017

.001

.019

1129149723913123456

0.045

1.023

0.046

1.004

0.046

1.004

.000

.002

6726602067616477056

-2.140

1.030

-2.143

0.965

-2.144

0.963

.004

.021

2924378502398307840

-1.885

1.114

-1.885

0.921

-1.885

0.921

.022

.059

6608946489396474752

-2.849

1.228

-2.820

0.571

-2.821

0.552

.039

.034

Примечание. (1) — линейный метод, (2) — осесимметричный потенциал, (3) — потенциал с учетом спиральной волны плотно-

сти.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№3

2021

218

БОБЫЛЕВ, БАЙКОВА

d_min = 0.979 пк методом (2). Как видно из табл. 4,

510911618569239040 со следующими параметра-

аналогичным методом мы нашли t_min = -3.259 ±

ми: t_min = -2.863 ± 0.046 млн лет и d_min = 0.057 ±

± 0.079 млн лет и d_min = 0.509 ± 0.097 пк. Здесь

± 0.079 пк.

использование новейших измерений привело к су-

щественному уменьшению параметра d_min. Звезда

стала интереснее для нашей задачи, так как могла

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

пройти по краю облака Оорта.

Ангуиано и др. (B. Anguiano, A. Rebassa-

Сказанное можно отнести и к звезде Gaia EDR3

Mansergas, E. Garcia-Berro, S. Torres,

510911618569239040, для которой параметр сбли-

K.C. Freeman, and T. Zwitter), MNRAS

469,

жения d_min существенно уменьшился. Теперь она

2102 (2017).

занимает вторую строку в наших таблицах. Вы-

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

38, 374 (2012) [E. Andersonand Ch. Francis, Astron.

сочаньской и др. (2020) для этой звезды были

Lett. 38, 331 (2012)].

получены следующие параметры сближения: t_min =

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

= -2.789 млн лет и d_min = 0.412 пк методом 2.

Astrophys. 575, 35 (2015).

В итоге можно выделить пять следующих

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

звезд: Gaia EDR3 4270814637616488064 (GJ 710),

Astrophys. 609, 8 (2018).

Gaia EDR3

510911618569239040, Gaia EDR3

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

5571232118090082816, Gaia EDR3 195280246991-

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

8554368, и Gaia EDR3

3118526069444386944.

Astrophys. 616, 37 (2018).

Применение любого из трех методов показывает,

Баци и др. (P. Bacci, M. Maestripieri, L. Tesi,

что они являются хорошими кандидатами на

G. Fagioli, R.A. Mastaler, G. Hug, M. Schwartz,

проникновение внутрь облака Оорта. В этот список

R.R. Holvorcem, et al.), Minor Planet Electronic

мы не включили две звезды с большими ошибками

Circulars, 2017-U181 (2017).

σ_t и σ_d. Не вошла в этот список и звезда Gaia EDR3

Берский, Дыбжиньский (F. Berski and

6396469681261213568, для которой имеются за-

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

595, L10

метные расхождения в оценке параметра d_min при

(2016).

использовании различных методов.

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

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

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

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

(2010б) [V.V. Bobylev, Astron. Lett. 36, 816 (2010b)].

Рассмотрена выборка из 23 кандидатов на тес-

10.

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

ные (менее 1 пк) сближения с Солнечной системой.

журн. 40, 396 (2014) [V.V. Bobylev and A.T. Bajkova,

Astron. Lett. 40, 352 (2014)].

Значения тригонометрических параллаксов и соб-

11.

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

ственных движений этих звезд взяты из последней

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

версии каталога Gaia EDR3. Параметры сближе-

42, 1 (2016)].

ния звезд вычислены с использованием линейного

12.

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

метода (1), интегрированием орбит в осесиммет-

журн. 42, 625 (2016) [A.T. Bajkova et al., Astron.

ричном потенциале (2) и интегрированием орбит

Lett. 42, 567 (2016)].

в потенциале с учетом спиральной волны плотно-

13.

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

сти (3). Сделан вывод о том, что результаты, полу-

журн. 43, 616 (2017) [V.V. Bobylev and A.T. Bajkova,

ченные вторым и третьим методом, практически не

Astron. Lett. 43, 559 (2017)].

различаются. Параметры сближения, полученные

14.

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

первым методом, находятся в хорошем согласии

журн. 46, 274 (2020) [V.V. Bobylev and A.T. Bajkova,

с результатами, полученными двумя другими ме-

Astron. Lett. 46, 245 (2020)].

тодами, хотя разница в определении расстояния

15.

Борисов (G. Borisov), Minor Planet Electronic

d_min, найденным первым и двумя другими методами,

Circular No. 2019-R106, 11 (2019).

может достигать в отдельных случаях нескольких

16.

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

десятых долей парсека.

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

Выделены пять звезд, которые являются хоро-

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

шими кандидатами на достижение границ облака

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

Оорта и прохождение через него. Наиболее тесное

17.

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

сближение может иметь звезда GJ 710. Для нее,

A. Vallenari, T. Prusti, J.H.J. de Bruijne,

например, на основе второго метода в хорошем

C. Babusiaux, M. Biermann, O.L. Creevey,

согласии с другими двумя методами получены

D.W. Evans, et al.), arXiv: 2012.01533 (2020).

следующие оценки параметров сближения: t_min =

18.

Высочаньска и

др.

(R.

Wysocza ´nska,

= 1.320 ± 0.028 млн лет и d_min = 0.020 ± 0.007 пк.

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

Интересно также отметить звезду Gaia EDR3

Astrophys. 640, 129 (2020).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№3

2021

ИЗУЧЕНИЕ ТЕСНЫХ СБЛИЖЕНИЙ ЗВЕЗД

219

19.

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

33.

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

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

Astron. Soc. Pacific 85, 573 (1973).

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

34.

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

Astron. J. 117, 1042 (1999).

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

20.

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

MNRAS 464, 2290 (2017).

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

35.

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

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

27, 533 (1975).

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

36.

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

21.

Гейтвуд, Рассел (G. Gatewood and J. Russell),

Quart. J. 35, 1 (1994).

Astron. J. 79, 815 (1974).

22.

Гринстейн, Тримбл (J.L. Greenstein and

37.

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

V.L. Trimble), Astrophys. J. 149, 283 (1967).

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

23.

Гринстейн (J.L. Greenstein), Astrophys. J. 173, 377

p. 19, 1996).

(1972).

38.

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

24.

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

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

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

39.

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

(2019).

(408), 91 (1950).

25.

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

40.

Портегис Цварт (S. Portegies Zwart), arXiv:

396, 283 (2002).

2011.08257 (2020).

26.

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

41.

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

441, 783 (2005).

celestial bodies and estimation of accuracy of

27.

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

their observations (Latvian University, Riga, p. 121,

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

1988).

28.

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

42.

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

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

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

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

(2019).

Astrophys. 595, A4 (2016).

29.

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

43.

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

J. Hern ´andez, A. Bombrun, S. Klioner, U. Bastian,

Jones), MNRAS 454, 3267 (2015).

M. Ramos-Lerate, A. de Torres, H. Steidelm ¨uller, et

44.

Фернандес и др. (D. Fernandez, F. Figueras, and

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

J. Torra), Astron. Astrophys. 480, 735 (2008).

30.

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

45.

Фуенте

Маркос,

Фуенте

Маркос

S.A. Klioner, J. Hern ´andez, A. Bombrun, M. Ramos-

(R. de la Fuente Marcos and C. de la Fuente

Lerate, H. Steidelm ¨uller, U. Bastian, M. Biermann, et

Marcos), Res. Not. Am. Astron. Soc. 2, 30 (2018).

al.), arXiv: 2012.03380 (2020).

46.

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

31.

Линь, Шу (C.C. Lin and F.H. Shu), Astrophys. J.

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

140, 646 (1964).

47.

The HIPPARCOS and Tycho Catalogues, ESA SP-

32.

Линь и др. (C.C. Lin, C. Yuan and F.H. Shu),

Astrophys. J. 155, 721 (1969).

1200 (1997).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№3

2021