ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 12, с. 852-860
СВЯЗЬ МЕЖДУ ОПТИЧЕСКОЙ И РАДИО СИСТЕМАМИ
ПО ДАННЫМ КАТАЛОГА GAIA DR3 И РСДБ-ИЗМЕРЕНИЯМИ
© 2022 г. В. В. Бобылев1*
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
Поступила в редакцию 13.10.2022 г.
После доработки 04.11.2022 г.; принята к публикации 15.11.2022 г.
По литературным данным составлена выборка из 126 радиозвезд с измеренными РСДБ-методом
тригонометрическими параллаксами и собственными движениями, а также имеющимися в ка-
талоге Gaia DR3 (фактически Gaia EDR3). Анализ разностей собственных движений 84 радио-
звезд вида “Gaia-РСДБ” на основе модели твердотельного взаимного вращения показал от-
сутствие значимо отличающихся от нуля скоростей вращения, (ωx, ωy, ωz) = (0.06, 0.08, -0.10) ±
± (0.06, 0.07, 0.08) мсд/год. По разностям тригонометрических параллаксов 90 звезд получена новая
оценка систематического смещения между оптической и радио системами, Δπ = -0.022 ± 0.017 мсд,
и показано, что параллактический масштабный множитель близок к единице, b = 1.001 ± 0.002.
Ключевые слова: шкала расстояний, радиозвезды, Gaia EDR3, Gaia DR3, тригонометрические парал-
лаксы, собственные движения.
DOI: 10.31857/S0320010822110043
ВВЕДЕНИЕ
рические характеристики этих цефеид, измерен-
ные с борта космического телескопа им. Хаббла.
Известно, что тригонометрические параллаксы
Зинн и др. (2019) из сравнения расстояний око-
Gaia (Прусти и др., 2016) имеют небольшой сдвиг
ло 3000 гигантов каталога APOKASC-2 (Apache
относительно неподвижных внегалактических ис-
Point Observatory Kepler Asteroseismology Science
точников (квазаров). Небольшой сдвиг, трудно
Consortium, Пинсонью и др., 2018) нашли значение
поддающийся учету, сохранился даже в версии
Δπ = -0.053 ± 0.009 мсд.
Gaia DR3 (Валленари и др., 2022).
Анализ параллаксов звезд из каталога
Впервые в работе Линдегрена и др. (2018) бы-
Gaia EDR3 (Браун и др., 2021), выполненный
ло отмечено наличие систематического сдвига с
Линдегреном и др. (2021), показал, что смещение
величиной Δπ = -0.029 мсд (миллисекунды ду-
нуль-пункта параллаксов зависит от звездных
ги) в параллаксах Gaia DR2 (Браун и др., 2018)
величин и положений звезд на небесной сфере. В
по отношению к инерциальной системе коорди-
итоге Линдегреном и др. (2021) был разработан
нат. Позже наличие такой поправки в параллаксах
метод учета этого смещения.
Gaia DR2 было подтверждено многими авторами
В работе Бобылева (2019) было выполнено
на разнообразном материале, причем с очень хо-
рошей точностью. Например, по большой (около
сравнение параллаксов звезд из каталога Gaia DR2
400 звезд) выборке переменных типа RR Лиры в
с измеренными методом РСДБ (радиоинтерфе-
рометрия со сверхдлинными базами). Параметры
работе Муравьевой и др. (2018) была найдена по-
связи между оптической и радио системами были
правка Δπ = -0.057 ± 0.006 мсд. По 89 разделен-
получены по выборке из 88 мазеров и радиозвезд.
ным затменно-двойным звездам Стассум, Торрес
Значение найденной поправки составило Δπ =
(2018) нашли поправку Δπ = -0.082 ± 0.033 мсд.
= -0.038 ± 0.046 мсд. Как видно, результат полу-
Согласно этим авторам, относительные ошибки
чен с большой неопределенностью. В настоящей
параллаксов использованных затменно-двойных в
работе интересно повторить определение поправки
среднем не превышают 5% и не зависят от рас-
параллаксов по более рафинированной выборке
стояния. Рисс и др. (2018) получили оценку Δπ =
мазеров и радиозвезд для получения более надеж-
= -0.046 ± 0.013 мсд по выборке из 50 долго-
ной оценки (с меньшей ошибкой).
периодических цефеид. Использовались фотомет-
Сравнение абсолютных собственных движе-
*Электронный адрес: vbobylev@gaoran.ru
ний радиозвезд из каталога Gaia с их РСДБ-
852
СВЯЗЬ МЕЖДУ ОПТИЧЕСКОЙ И РАДИО СИСТЕМАМИ
853
измерениями позволяют проконтролировать вза-
мазерных целей и фазовых опорных источни-
имное вращение оптической и радио систем. Такое
ков. Во всех других программах (VLBA, EVN,
вращение отражает качество привязки обеих си-
и др.) наблюдения опорных внегалактических
стем к инерциальной системе координат (к далеким
объектов проводятся в начале и конце сессии
квазарам). Сравнение абсолютных собственных
путем перенацеливания антенн, что потом требует
движений радиозвезд из каталога Gaia DR2 с
дополнительных усилий для учета атмосферных
их РСДБ-измерениями выполнялось, например,
искажений. Отметим, что астрометрическая точ-
в работах Бобылева (2019), Линдегрена (2020а;
ность тем лучше, чем выше частота наблюдений.
2020б), где был сделан вывод об отсутствии
Таким образом, РСДБ-наблюдения, выполненные
значимо отличающихся от нуля трех компонентов
по программе VERA, являются наиболее точными
вектора твердотельного взаимного вращения двух
по сравнению с наблюдениями, полученными в
этих систем.
рамках остальных программ.
Целью настоящей работы является сравнение
Известен также первый результат РСДБ-
РСДБ-параллаксов и собственных движений ра-
измерения параллакса источника G
339.884-
диозвезд с их измерениями из каталога Gaia DR3.
1.259, полученный с помощью радиоинтерферо-
При этом известно, что параллаксы и собственные
метра LBA (Long Baseline Array) в Австралии
движения звезд в Gaia DR3 просто скопированы из
(Кришнан и др., 2015). Интерферометр состоял
каталога Gaia EDR3.
из пяти антенн большого диаметра (более 20 м),
наблюдались метанольные мазеры на частоте
6.7 ГГц.
ДАННЫЕ
Помимо мазеров интерес представляют РСДБ-
Результаты РСДБ-наблюдений мазеров, ассо-
наблюдения радиозвезд в континууме. В настоящее
циируемых с молодыми звездами и протозвездами,
время примерно для 60 молодых звезд, наблюда-
объединены в обзорном проекте BeSSeL (The Bar
емых по программе GOBELINS (Ортиз-Леон и
and Spiral Structure Legacy Survey1). Проект на-
др., 2017) на частоте 5 и 8 ГГц, имеется полная
целен на определение высокоточных расстояний до
информация — измерены их абсолютные тригоно-
областей звездообразования, изучение строения,
метрические параллаксы и собственные движения,
кинематики и динамики Галактики. Важнейшим
а также известны их лучевые скорости.
вкладчиком здесь является американская решетка
Помимо молодых звезд РСДБ-методом опреде-
VLBA, состоящая из десяти 25-метровых антенн
лены тригонометрические параллаксы и собствен-
с максимальной базовой линией более 8000 км.
ные движения десятков разнообразных звезд, на-
Наблюдения охватывают частоты 6.7 и 12.2 ГГц с
ходящихся на более поздних стадиях эволюции —
излучением метанольных (CH3OH) мазеров, а так-
гигантов, красных гигантов, сверхгигантов, мирид,
же частоту 22.2 ГГц с излучением водяных (H2O)
звезд асимптотической ветви гигантов и др. Та-
мазеров.
кие звезды окружены протяженными газопылевы-
Другим вкладчиком в обзор BeSSeL являет-
ми оболочками, где имеется мазерное излучение.
ся европейская РСДБ-сеть EVN (European VLBI
Наблюдения их выполняются на частоте 22 ГГц
Network). Здесь самые длинные базовые линии
(H2O-мазеры) и 44 ГГц (SiO-мазеры).
составляют около 9000 км, а самой большой в
Для целей настоящей работы важным источни-
решетке является 100-метровая антенна в Эф-
ком данных являются списки мазеров и радиозвезд
фельсберге. Наблюдения ведутся на частотах от
из работ, посвященных сравнению параллаксов и
6.7 до 22.2 ГГц.
собственных движений звезд из каталога Gaia DR2
В Японии выполняются РСДБ-наблюдения ма-
с их РСДБ-измерениями. Так, в работе Кункель
зеров по программе VERA (VLBI Exploration of
и др. (2018) было выполнено сравнение парал-
Radio Astrometry2). Интерферометр состоит из
лаксов с использованием 55 молодых радиозвезд,
четырех 20-метровых антенн, расположенных по
расположенных в поясе Гулда. Бобылев (2019)
всей Японии, что обеспечивает базовую длину от
получил оценку параметров связи между оптиче-
1020 до 2270 км. Выполняются наблюдения H2O-
ской и радио системами по выборке из 88 мазеров
мазеров на частоте 22.2 ГГц, реже SiO-мазеров на
и радиозвезд. Сю и др. (2019) повторили анализ
частоте 43.1 и 42.8 ГГц.
Бобылева, составив список мазеров и радиозвезд
Важнейшим уникальным свойством антенн
из 108 позиций. Список Сю и др. (2019) хорош тем,
VERA является двухлучевая приемная система,
что в нем даны такие важные сведения о каждой
позволяющая одновременно отслеживать пару
звезде, как информация о двойственности, указана
принадлежность а) к молодым объектам, б) к звез-
дам асимптотической ветви гигантов (AGB) и в) к
другим объектам.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№ 12
2022
854
БОБЫЛЕВ и др.
Таблица 1. Данные о
23 звездах, добавленных к списку Сю и др. (2019)
Δμα cos δ ± σ
Δμδ ± σ
Δπ ± σ
Звезда
Ref
мсд/год
мсд/год
мсд
DG Tau
-1.286 ± 0.812
-1.378 ± 0.906
(1)
Parenago 1823
-0.064 ± 0.235
-1.159 ± 0.551
(2)
Parenago 1844
-1.981 ± 0.205
1.119 ± 0.551
(2)
Parenago 1872
-0.168 ± 0.130
-0.086 ± 0.098
(2)
Parenago 1896
0.447 ± 0.181
-0.650 ± 0.165
(2)
Parenago 1922
-0.912 ± 0.207
-0.241 ± 0.275
(2)
V1399 Ori
-0.303 ± 0.247
-0.280 ± 0.522
(2)
BX Cam
-0.082 ± 0.212
0.828 ± 0.451
-0.026 ± 0.129
(3)
OZ Gem
0.948 ± 0.446
-0.832 ± 0.349
-0.348 ± 0.328
(4)
R Cnc
-0.605 ± 0.392
0.785 ± 0.976
0.098 ± 0.341
(5)
X Hya
-0.600 ± 0.975
3.653 ± 1.475
0.461 ± 0.121
(5)
W Leo
0.243 ± 0.143
0.560 ± 0.129
-0.152 ± 0.110
(5)
R Hya
-0.423 ± 1.151
4.356 ± 1.854
-1.194 ± 0.497
(5)
Y Lib
0.179 ± 2.392
-0.031 ± 4.261
-0.023 ± 0.097
(6)
S Ser
2.868 ± 1.427
-1.966 ± 2.314
-0.482 ± 0.135
(5)
WR 112
1.724 ± 1.110
1.680 ± 1.405
(7)
MAXI J1820+070
-0.042 ± 0.099
0.108 ± 0.120
0.021 ± 0.085
(8)
V837 Her
0.372 ± 0.788
-0.365 ± 0.826
-0.913 ± 0.103
(9)
WR 125
-0.821 ± 0.500
0.597 ± 0.600
(10)
RR Aql
2.256 ± 0.214
0.776 ± 1.462
-0.497 ± 0.139
(11)
WR 140
0.755 ± 0.202
-0.674 ± 0.103
(10)
WR 146
2.284 ± 0.696
-1.375 ± 2.242
(10)
R Peg
6.222 ± 1.535
-3.797 ± 0.924
-0.131 ± 0.304
(5)
Примечание. (1) — Ривера и др. (2015); (2) — Дзиб и др. (2021); (3) — Сю и др. (2022); (4) — Ураго и др. (2020); (5) — Хирота
и др. (2020); (6) — Чибузе и др. (2019); (7) — Ям и др. (2015); (8) — Атри и др. (2020); (9) — Чибузе и др. (2020); (10) — Дзиб,
Родригес (2009); (11) — Сан и др. (2022).
Сю и др. (2019) предлагают не использовать
служить звезды R Aqr или VY CMa, для которых
AGB-звезды в задаче сравнения, так как ма-
разности параллаксов вида Gaia DR2 минус РСДБ
зерные источники распределены, иногда очень
имели “запредельные” значения, более 10 мсд.
неравномерно, во внешних слоях огромных газово-
Однако разности параллаксов этих звезд при
пылевых оболочках таких звезд. Это может
сравнении с каталогом Gaia EDR3 существенно
приводить к несовпадению оптических и радио-
уменьшились (до значений менее 2.5 мсд), причем
изображений. Казалось, что примером могли бы
за счет улучшения оптических измерений. Сю и
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№ 12
2022
СВЯЗЬ МЕЖДУ ОПТИЧЕСКОЙ И РАДИО СИСТЕМАМИ
855
Таблица 2. Компоненты вектора взаимного вращения оптической (Gaia EDR3) и радио систем, найденные по
выборке 24 звезд из работы Линдегрена (2020а,б)
Вид весов p
N⋆
ωx, мсд/год
ωy, мсд/год
ωz, мсд/год
p=1
24
-0.06 ± 0.10
-0.08 ± 0.12
-0.11 ± 0.10
p = 1/(σμ
+σμ
)
24
+0.07 ± 0.06
+0.07 ± 0.08
-0.04 ± 0.07
(Gaia)
(VLBI)
√
p = 1/ σ2μ
+σ2
24
+0.07 ± 0.06
+0.07 ± 0.07
-0.05 ± 0.07
(Gaia)
μ(VLBI)
p = 1/(σ2μ
+σ2
)
24
+0.17 ± 0.04
+0.18 ± 0.04
+0.01 ± 0.06
(Gaia)
μ(VLBI)
Примечание. N⋆ — количество использованных звезд.
Таблица 3. Компоненты вектора взаимного вращения оптической (Gaia EDR3) и радио систем, найденные
с использованием 96 звезд
Вид весов p
N⋆
ωx, мсд/год
ωy, мсд/год
ωz, мсд/год
p=1
96
-0.10 ± 0.09
-0.02 ± 0.13
-0.01 ± 0.09
p = 1/(σμ(Gaia) + σμ
(VLBI)
)
96
-0.02 ± 0.08
+0.06 ± 0.11
-0.04 ± 0.07
√
p = 1/ σ2μ
+σ2
96
-0.02 ± 0.08
+0.06 ± 0.11
-0.04 ± 0.07
(Gaia)
μ(VLBI)
p = 1/(σ2μ
+σ2
μ(VLBI)
)
84
+0.06 ± 0.06
+0.08 ± 0.07
-0.10 ± 0.08
(Gaia)
Примечание. N⋆ — количество звезд, оставшихся после отбрасывания по критерию 3σ.
др. (2019) предлагают также в задаче сравнения
Саны и др. (2022). Итоговый наш список содер-
не использовать двойные звезды. С этим можно
жит 126 позиций, причем для 126 звезд имеются
согласиться.
измерения собственных движений как в радиоди-
апазоне, так и в оптике (Gaia EDR3), а РСДБ-
Отметим результат Линдегрена (2020а,б), ко-
параллаксы измерены только для 114 звезд.
торый взял 41 яркую звезду из списка Сю и
др. (2019) с собственными движениями из ка-
Отметим, что список Сю и др. (2019) содержит
талога Gaia DR2, имеющих РСДБ-измерения.
данные о 108 звездах. Причем примерно для де-
Линдегрен отбросил почти половину из этих
сяти звезд имелась информация только о РСДБ-
звезд, следуя разработанным им критериям. По
измерениях. Для некоторых из таких звезд появи-
разностям собственных движений оставшихся
лись измерения в каталоге Gaia DR3. В итоге спи-
26
звезд получил оценку трех компонент век-
сок звезд с реальной измерительной информацией
тора взаимного вращения оптической и радио
увеличился на 23 звезды. Разности собственных
систем: (ωx, ωy, ωz) = (-0.068, -0.051, -0.014) ±
движений и параллаксов вида “Gaia-РСДБ” этих
± (0.052, 0.045, 0.066) мсд/год, сделав очевидный
23 звезд даны в табл. 1.
вывод об отсутствии значимо отличающихся от
нуля скоростей взаимного вращения. Однако из
РЕЗУЛЬТАТЫ
26 использованных для анализа звезд 5 являются
AGB-звездами, 11 — двойными, причем две звезды
Сравнение собственных движений звезд
(Cyg X-1 и LSI +61 303) являются яркими компо-
нентами систем с черной дырой.
Для определения трех угловых скоростей вза-
имного вращения двух систем вокруг экваториаль-
В настоящей работе мы взяли за основу список
ных осей координат ωx, ωy, ωz используем уравне-
мазеров и радиозвезд из работы Сю и др. (2019),
ния следующего вида:
дополнив его более поздними публикациями, по-
священными определению тригонометрических па-
Δμα cos δ = -ωx cos αsin δ -
(1)
раллаксов и собственных движений таких объек-
- ωy sinαsinδ + ωz cosδ,
тов РСБД-методом. Это публикации Чибузе и др.
Δμδ = +ωx sin α - ωy cosα,
(2020), Хироты и др. (2020), Сю и др. (2022) и
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№ 12
2022
856
БОБЫЛЕВ и др.
3
2
1
0
1
2
3
3
2
1
0
1
2
3
cos , мсд/год
Рис. 1. Разности собственных движений звезд вида “Gaia-РСДБ”.
где в левых частях уравнений находятся разно-
превышают 2 мсд/год. Распределение разностей
сти вида “Gaia минус РСДБ”. Систему условных
этих звезд дано на рис. 1.
уравнений вида (1) решаем методом наименьших
квадратов как с единичными весами (p = 1), так
и с весами, обратно пропорциональными ошиб-
Сравнение параллаксов
кам измерений, либо квадратам ошибок измерений.
Параметры связи между параллаксами двух
Например, в работе Бобылева (2019) применя-√
систем ищем методом наименьших квадратов из
лись веса вида p = 1/ σ2μ(Gaia) + σ2
, а Сю и
решения системы условных линейных уравнений
μ(VLBI)
вида
др. (2019) предлагают использовать веса вида p =
π(Gaia) = a + bπ(VLBI).
(2)
= 1/(σ2μ(Gaia) + σ2
).
μ(VLBI)
Для сравнения тригонометрических параллаксов
В начале на основе системы условных урав-
были использованы звезды с относительными
нений вида (1) была проанализирована выборка
ошибками параллаксов, не превышающими 30%,
из 26 звезд, отобранных Линдегреном (2020а,б).
как в случае звезд каталога Gaia DR3, так и в
При этом нами были использованы разности соб-
случае РСДБ-измерений.
ственных движений 24 звезд, модули которых не
В табл. 4 даны оценки параметров уравне-
превышают 2 мсд/год. Результаты, полученные с
ния (2) a и b, найденные с применением весов
весами четырех видов, отражены в табл. 2.
нескольких видов. Дано также средневзвешенное
В табл. 3 даны компоненты вектора взаимного
значение разности параллаксов Δπ вида “Gaia
вращения оптической и радио систем, найденные с
минус РСДБ”, которое вычислялось параллельно
использованием 96 звезд нашего списка. Модули
по тем же звездам. Вычисления проведены, следуя
разностей собственных движений этих звезд не
рекомендациям Сю и др. (2019), для трех случаев:
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№ 12
2022
СВЯЗЬ МЕЖДУ ОПТИЧЕСКОЙ И РАДИО СИСТЕМАМИ
857
Таблица 4. Параметры уравнения (2) a и b, а также среднее значение Δπ, вычисленное по разностям вида “Gaia
минус РСДБ”
Вид решений
N⋆
a, мсд
b
Δπ, мсд
p=1
Все
100
-0.082 ± 0.041
1.002 ± 0.003
-0.068 ± 0.036
Без AGB-звезд
84
-0.065 ± 0.041
1.002 ± 0.003
-0.049 ± 0.036
Только одиночные
45
-0.020 ± 0.099
0.983 ± 0.021
-0.088 ± 0.053
p = 1/(σμ
+σμ
)
(Gaia)
(VLBI)
Все
97
-0.031 ± 0.030
1.002 ± 0.003
-0.038 ± 0.026
Без AGB-звезд
82
-0.032 ± 0.029
1.001 ± 0.003
-0.033 ± 0.027
Только одиночные
43
-0.106 ± 0.071
1.013 ± 0.015
-0.047 ± 0.040
√
p = 1/ σ2μ
+σ2μ(VLBI)
(Gaia)
Все
97
-0.029 ± 0.030
1.001 ± 0.003
-0.037 ± 0.026
Без AGB-звезд
82
-0.030 ± 0.028
1.002 ± 0.003
-0.031 ± 0.026
Только одиночные
44
-0.109 ± 0.071
1.014 ± 0.015
-0.046 ± 0.039
p = 1/(σ2μ
+σ2
)
(Gaia)
μ(VLBI)
Все
90
-0.020 ± 0.022
1.001 ± 0.002
-0.022 ± 0.017
Без AGB-звезд
77
-0.015 ± 0.021
0.998 ± 0.002
-0.019 ± 0.018
Только одиночные
41
-0.047 ± 0.042
1.010 ± 0.009
-0.018 ± 0.027
Примечание. N⋆ — количество звезд, оставшихся после отбрасывания по критерию 3σ.
а) по всей выборке; б) без использования AGB-
кладывать ограничения либо на радиус выборки,
звезд; в) только по одиночным звездам. Видно, что
либо на величину относительной ошибки σπ/π.
одиночных звезд в нашей выборке слишком мало
В настоящей работе выбран второй вариант.
для получения надежного результата. Параметры a
и Δπ характеризуют одну величину, однако Δπ вы-
ОБСУЖДЕНИЕ
числяется, как можно видеть из табл. 4, с меньшей
ошибкой.
В работе Бобылева (2019) был сделан вывод
На рис. 2 даны параллаксы радиозвезд из ка-
об отсутствии значимо отличающихся от нуля ско-
талога GaiaDR3 в зависимости от их РСДБ-
ростей взаимного вращения между оптической и
параллаксов. На рис. 2б видно, что обе шкалы
радио системами. При этом были использованы
практически идентичны на больших расстояниях
разности звезд, модули которых не превышают
от Солнца. На рис. 2а даны параллаксы звезд
6 мсд/год (рис. 1 в работе Бобылева). В настоящей
из каталога Gaia, измеренные с относительными
же работе имеем для анализа б ´ольшее количество
ошибками σπ/π < 100% в зависимости от парал-
звезд в более компактной области, так как их
лаксов звезд, которые измерены РСДБ-методом
модули не превышают 2 мсд/год (рис. 1).
при этом же ограничении, σπ/π < 100%. На рис. 2б
Результаты, полученные в настоящей работе с
даны параллаксы звезд, измеренные с ошибками
использованием собственных движений этих звезд
σπ/π < 30%. Очевидно, что для получения надеж-
из каталога Gaia EDR3 (табл. 2), подтверждают
ных оценок искомых параметров необходимо на-
вывод Линдегрена (2020а,б) об отсутствии значимо
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№ 12
2022
858
БОБЫЛЕВ и др.
(a)
(б)
1
10
100
100
10
1
100
10
1
РСДБ параллакс, мсд
Рис. 2. Параллаксы радиозвезд из каталога Gaia в зависимости от их параллаксов, измеренных средствами РСДБ
с относительными ошибками в каждом случае σπ/π < 100% (а), и с ошибками σπ/π < 30% (б), сплошная линия
соответствует корреляции с коэффициентом 1, пунктирная линия на панели (б) соответствует значениям a = -0.022 мсд
и b = 1.001 в уравнении (2).
отличающихся от нуля компонент вектора взаим-
Небольшой сдвиг нуль-пункта параллаксов со
ного вращения между системами. При этом необ-
средней величиной Δπ ∼ -0.019 мсд сохранил-
ходимо отметить, что веса вида p = 1/(σ2
+
ся в версии Gaia DR3, фактически перешедший
μ(Gaia)
из каталога Gaia EDR3. Такой сдвиг с величиной
+σ2
) дают ненадежный результат при малой
μ(VLBI)
Δπ = -0.021 мсд был подтвержден Гроенвегеном
статистике.
(2021) по квазарам и с величиной Δπ = -0.039 мсд
при использовании 75 классических цефеид. С ве-
Результаты, которые даны в табл. 3, получены
личиной Δπ = -0.025 ± 0.004 мсд — в работе Рена
по большой статистике, и применение весов вида
и др. (2021) из анализа ∼110 000 затменных двой-
p = 1/(σ2μ(Gaia) +σ2
) позволило получить значе-
μ(VLBI)
ных систем. По выборке разделенных затменно-
ния компонент вектора взаимного вращения с наи-
двойных, ранее использованных Стассумом, Тор-
меньшими (по сравнению с полученными с другими
ресом (2018) при анализе данных Gaia DR2, в
весами) ошибками. Отметим, что в работе Бобы-
новой работе этих авторов (Стассум, Торрес, 2021)
лева (2019) было показано, что параллактический
найдена поправка Δπ = -0.037 ± 0.033 мсд. В ра-
масштабный множитель b (см. соотношение (2))
боте Ляо и др. (2021) по выборке из ∼300 000 ква-
составляет 1.002 ± 0.007.
заров из каталога Gaia EDR3, с использованием
В работе Сю и др. (2019) по выборке из 34 оди-
сферических функций для анализа разностей, была
ночных звезд без привлечения AGB-звезд была по-
найдена поправка Δπ = -0.021 мсд для пятипара-
лучена оценка систематического смещения парал-
метрического решения и Δπ = -0.027 мсд в случае
лаксов звезд каталога Gaia DR2 Δπ = -0.075 ±
шестипараметрического решения. Поправка Δπ =
± 0.029 мсд. Оценка Δπ = -0.022 ± 0.017 мсд,
= -0.028 мсд была найдена в работе Ванга и
полученная в настоящей работе (табл. 4), имеет
др. (2022) при сравнении с каталогом Gaia EDR3
существенно меньшую ошибку. Отметим, что, как
около 300 000 гигантов из каталога LAMOST DR8
показала практика, это было достигнуто путем
(Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic
применения следующих важных ограничений: а) на
Telescope).
уровень относительных ошибок параллаксов звезд
Зависимость Δπ от звездной величины и ко-
(σπ/π < 30%) в обоих сравниваемых каталогах и
ординат звезд была детально изучена в работе
б) на модуль разностей параллаксов (<2 мсд).
Линдегрена и др. (2021). Предложенный этими
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
2022
№ 12
СВЯЗЬ МЕЖДУ ОПТИЧЕСКОЙ И РАДИО СИСТЕМАМИ
859
авторами метод учета такой поправки (для двух
3.
Браун и др. (Gaia Collaboration, A.G.A. Brown,
случаев — пятипараметрического и шестипарамет-
A. Vallenari, T. Prusti, et al.), Astron. Astrophys. 616,
рического решений) дает хорошие результаты, как
1 (2018).
показал анализ различных звезд (Рен и др., 2021;
4.
Браун и др. (Gaia Collaboration, A.G.A. Brown,
Хуанг и др., 2021; Зинн, 2021; Ванг и др., 2022).
A. Vallenari, T. Prusti, et al.), Astron. Astrophys. 649,
1 (2021).
5.
Валленари и др. (Gaia Collaboration, A. Vallenari,
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
A.G.A. Brown, T. Prusti, et al.), arXiv: 2208.0021
(2022).
Список мазеров и радиозвезд из работы Сю и
6.
Ванг и др. (C. Wang, H. Yuan, and Y. Huang), Astron.
др. (2019) дополнен более поздними публикация-
J. 163, 149 (2022).
ми, посвященными определению тригонометриче-
7.
Гроенвеген (M.A.T. Groenewegen), Astron.
ских параллаксов и собственных движений ради-
Astrophys. 654, 20 (2021).
озвезд РСБД-методом. В итоговый список вошли
126 объектов. Для 126 звезд имеются измерения
8.
Дзиб, Родригес (S.A. Dzib and L.F. Rodriguez), Rev.
собственных движений как в радиодиапазоне, так
Mex. Astron. Astrof. 45, 3 (2009).
и в оптике (GaiaEDR3), а РСДБ-параллаксы из-
9.
Дзиб и др. (S.A. Dzib, J. Forbrich, M.J. Reid, and
мерены для 114 звезд.
K.M. Menten), Astrophys. J. 906, 24 (2021).
10.
Зинн и др. (J.C. Zinn, M.H. Pinsonneault, D. Huber,
Анализ разностей собственных движений ра-
and D. Stello), Astrophys. J. 878, 136 (2019).
диозвезд вида “Gaia-РСДБ” проведен на осно-
11.
Зинн (J.C. Zinn), Astron. J. 161, 214 (2021).
ве модели твердотельного вращения с исполь-
12.
Кришнан и др. (V. Krishnan, S.P. Ellingsen,
зованием различного вида весов. Окончательный
вариант вычислений получен с весами вида p =
M.J. Reid, et al.), Astrophys. J. 805, 129 (2015).
13.
Кункель и др. (M. Kounkel, K. Covey, G. Suarez,
= 1/(σ2μ(Gaia) + σ2
), применение которых поз-
μ(VLBI)
et al.), Astron. J. 156, 84 (2018).
волило получить оценки искомых параметров с
14.
Линдегрен и др. (Gaia Collaboration, L. Lindegren,
наименьшими ошибками. В частности, показано
J. Hernandez, A. Bombrun, et al.), Astron. Astrophys.
отсутствие значимо отличающихся от нуля скоро-
616, 2 (2018).
стей взаимного вращения между оптической и ра-
15.
Линдегрен (L. Lindegren), Astron. Astrophys. 633,
дио системами (ωx, ωy, ωz) = (0.06, 0.08, -0.10) ±
A1 (2020а).
± (0.06, 0.07, 0.08) мсд/год. Это также говорит о
16.
Линдегрен (L. Lindegren), Astron. Astrophys. 637,
том, что каждая из этих систем отлично привязана
C5 (2020б).
к опорной системе неподвижных внегалактических
источников.
17.
Линдегрен и др. (Gaia Collaboration, L. Lindegren,
U. Bastian, M. Biermann, et al.), Astron. Astrophys.
По разностям тригонометрических параллаксов
649, 4 (2021).
90 звезд вида “Gaia-РСДБ” получена новая оцен-
18.
Ляо и др. (S. Liao, Q. Wu, Z. Qi, et al.), Publ. Astron.
ка систематического смещения между оптической
Soc. Pacific 133, 094501 (2021).
и радио системами, Δπ = -0.022 ± 0.017 мсд и по-
19.
Муравьева и др. (T. Muraveva, H.E. Delgado,
казано, что параллактический масштабный множи-
G. Clementini, et al.), MNRAS 481, 1195 (2018).
тель близок к единице, b = 1.001 ± 0.002. Вычисле-
20.
Ортиз-Леон и др. (G.N. Ortiz-Le ´on, L. Loinard,
ния с использованием разностей параллаксов этих
M.A. Kounkel, et al.), Astrophys. J. 834, 141 (2017).
звезд были проведены по всей выборке, а также
по выборке только одиночных звезд. Радикальных
21.
Пинсонью и др. (M.H. Pinsonneault, Y.P. Elsworth,
J. Tayar, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 239, 32
отличий в оценках искомых параметров не обна-
ружено, поэтому был выбран вариант с б ´ольшим
(2018).
количеством звезд, а именно, с использованием
22.
Прусти и др. (Gaia Collaboration, T. Prusti,
всей выборки.
J.H.J. de Bruijne, A.G.A. Brown, et al.), Astron.
Astrophys. 595, 1 (2016).
23.
Рен и др. (F. Ren, X. Chen, H. Zhang, et al.),
Автор благодарен рецензентам за полезные за-
Astrophys. J. 911, 20 (2021).
мечания, которые способствовали улучшению ста-
24.
Ривера и др. (J.L. Rivera, L. Loinard, S.A. Dzib,
тьи.
et al.), Astrophys. J. 807, 119 (2015).
25.
Рисс и др. (A.G. Riess, S. Casertano, W. Yuan, et al.),
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
Astrophys. J. 861, 126 (2018).
1. Атри и др. (P. Atri, J.C.A. Miller-Jones,
26.
Сан и др. (Y. Sun, B. Zhang, M.J. Reid, et al.),
A. Bahramian, et al.), MNRAS 493, L81 (2020).
Astrophys. J. 931, 74 (2022).
2. Бобылев В.В., Письма в Астрон. журн. 45, 13
27.
Стассум, Торрес (K.G. Stassun, G. Torres),
(2019) [V.V. Bobylev, Astron. Lett. 45, 10 (2019)].
Astrophys. J. 862, 61 (2018).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№ 12
2022
860
БОБЫЛЕВ и др.
28. Стассум, Торрес (K.G. Stassun, G. Torres),
33. Хуанг и др. (Y. Huang, H. Yuan, T.C. Beers, and
Astrophys. J. 907, L33 (2021).
H. Zhang), Astrophys. J. 910, 5 (2021).
29. Сю и др. (S. Xu, B. Zhang, M.J. Reid, et al.),
34. Чибузе и др. (J.O. Chibueze, R. Urago, T. Omodaka,
Astrophys. J. 875, 114 (2019).
et al.), PASJ 71, 92 (2019).
30. Сю и др. (S. Xu, H. Imai, Y. Yun, et al.), arXiv:
2210.02812 (2022).
35. Чибузе и др. (J.O. Chibueze, R. Urago, T. Omodaka,
31. Ураго и др. (R. Urago, R. Yamaguchi, T. Omodaka,
et al.), PASJ 72, 59 (2020).
et al.), PASJ 72, 57 (2020).
36. Ям и др. (J.O. Yam, S.A. Dzib, L.F. Rodriguez, and
32. Хирота и др. (VERA collaboration, T. Hirota,
V. Rodriguez-G ´omez), Rev. Mex. Astron. Astrof. 51,
T. Nagayama, M. Honma, et al.), Publ. Astron. Soc.
Japan 70, 51 (2020).
33 (2015).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№ 12
2022