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银河系运动参数的测定摘要　选择Hippocras(ESA1997)星表中的O—B5型恒星为样本，测定出太阳附近的银河系转动速度VLSR＝(273.87±0.35)km·ｓ-1，并对这一结果做了相关的分析研究。关键词　恒星自行；奥尔特常数(A，B)；银河系自转分类号　P156.4；P152.3　Hippocras(ESA1997)星表[1，2]，是由空间天体测量技术得到的当今最好的星表。它包括118218颗恒星的位置、自行和视差等观测资料。极限星等为12.4，分布于全天球；平均恒星分布密度为每平方度3颗。这是研究银河系运动特性难得的一份星表。本文的重点是以Hippocras恒星系统中O—B5型星为样本，研究太阳处银河系的运动特性。关于太阳处银河系转动速度VLSR，历史上人们利用各种方法所得结果弥散度很大。国际天文学联合会（IAU）为建立一套完整的银河系参数服务，对前人的测定结果采用直接取平均，确定出太阳处银河系转动速度VLSR＝（220±20）km·s-1（取太阳的银心距R0＝(8.5±1.0)kpc）[3]，这一结果显然是受观测技术和样本的局限，不能真实地反映太阳附近的银河系运动特性。Hippocras星表发表后，文献[4，5]利用Hippocras自行资料研究银河系运动特性，所得VLSR值分别为268.7和240.5km·s-1，与IAU推荐值不符，这是正常的。我们采用Hippocras自行资料得到的值高于IAU推荐值也是合理的。这些都说明，对银河系太阳附近运动特性的研究，从运动模型选择到样本星完备（数量和精度）上，都需要进一步完善和改进，VLSR正确取值仍然需要待Hippocras计划的实施。目前，各国航天局和天文研究单位积极准备在21世纪初发射第2颗天体测量卫星（如GAAIA，FAME，SIM等），以达到10-6(″)量级的观测精度，观测到暗至15星等的恒星和星系，为研究银河系运动学提供更完备的样本［６］。银河系自转模型的选取我们的目的是利用Hippocras星表提供的恒星自行和视差值研究银河系的转动特性。Hippocras星表是以国际天球参考系(ICRS)作为参考系，它是由一组河外射电源通过甚长基线干涉仪(VLBI)观测实现的Hippocras星表的主轴与ICRS的偏离为±0.6×10-3（″），自行值与ICRS惯性系偏离为±0.25×10-3（″）·ａ-1，恒星自行精度达1×10-3（″），\nHippocras星表是ICRS在光学波段的体现［２］。由该星表提供的高精度自行和视差值，为我们的研究创造了有力条件。通过对恒星自行的分析，可以导出银河系运动模型。恒星自行由以下几部分构成：µα＝（µα）s+（µα）g+（µα）p+（µα）res，µβ＝（µβ）s+（µβ）g+（µβ）p+（µβ）res（1）式中：（µα）s，（µβ）s分别为由太阳空间运动引起的恒星自行在赤经和赤纬上的分量；（µα）g，（µβ）g分别为由于银河系自转造成的恒星处在太阳处转动速度不一样形成的较差位移在赤经和赤纬方向的分量；（µα）p，（µβ）p分别为由于所依据的天球参考系零点误差和岁差常数误差引起的恒星自行在赤经和赤纬方向的分量；（µα）res，（µβ）res分别为恒星本身固有运动和其他因素引起的总位移在赤经和赤纬方向的分量。（µα）res，（µβ）res还无法用公式表达并从观测结果中分离出来，只能作为误差处理；（µα）p，（µβ）p具体到Hippocras系统而言，由于参考系是ICRS，Hippocras星表与ICRS主轴偏离在误差范围之内（±0.6×10－3（″）），岁差常数误差和分点误差可不必考虑。综上所述，其自行公式可表达如下：µαcosδ=（2），µδ=式中：α、δ为恒星赤道坐标值；l、b为恒星的银道坐标值；π是恒星视差值；x，y，z是太阳空间运动速度v0在天球赤道直角坐标系的3个分量；A、B是奥尔特常数；ψ是由恒星、北天极和北银极构成的天文三角形中恒星对北天极和北银极的张角，即星位角。如果选取大量恒星作样本，对恒星自行作整体分析，利用最小二乘法解公式（2），就可以测定太阳空间运动速度和向点，以及银河系自转参数（A、B）值。我们的目的是确定太阳附近银河系的转动速度。所用资料是Hippocras\n星表提供的自行和视差，在Hippocras恒星系统下进行研究，采用由式（2）确立的运动模型。2样本星的选取及约束条件在确定银河系自转参数（A，B）时，样本星的选取起着决定性作用。研究表明：当所选用的样本星是一组速度弥散度较大的一群星，由这群星确定的太阳空间运动速度，尤其是它指向银河系自转方向的分量就会增大［７，８］。理想的一组样本星的速度弥散度应为零。观测和恒星旋转扩散理论都表明：最年轻的银盘星族成员（如O—B型恒星）速度弥散度最小，大约为15km·s-1，最接近理想的样本星标准［７，８］。由年轻星族成员星作样本星定义和确定的旋转速度最接近太阳处银河系的运动速度。根据所选运动模型利用最小二乘法计算时，我们首选的样本星是O—B5型星。这些星基本上都处于银道面附近，属于年轻星族成员，具有相似运动学特征，与太阳空间距离分布均匀，有利于研究太阳附近区域的银河系运动特性。进行计算时确定了如下一些约束条件：1）样本域的确定。用r表示样本星的日心距，z表示样本星的银盘距离。我们选定的样本星日心距的下限是0.1kpc，上限是2.0kpc，即0.1kpc≤r≤2.0kpc。银河系较差自转模型要求克服太阳附近本地速度的影响，因为该处存在各种星流，选择0.1kpc下限的目的是要排除来自太阳附近的干扰。同样，银河系较差自转模型对样本星日心距的要求，仍然是太阳附近，日心距大的样本星将会带来误差（同样在测定距离时，距离越大误差更大，也是明显的）。为了避免这种干扰，我们选r的上限不超过2.0kpc。样本星的银盘距离，我们选为│z│≤0.35kpc。依据银河系结构模型和理论，年轻的O—B星族的标高是0.1～0.2kpc。考虑样本星的高度扰动，选择样本星最大高度│z│≤0.35kpc。2）谷德带内样本星的选取。太阳位于谷德带内［９］，半径大约为0.5kpc。过去，为避免谷德带的影响，通常选取样本域时以0.5kpc≤r≤3.0kpc为约束。这样做将失去太阳附近的许多有用的样本星。研究表明，谷德带主要由年龄小于3×107ａ的O—A0型星组成，其中大多数为O—B5型恒星。在我们选定的样本域内，根据年龄剔除了样本中年龄小于3×107ａ的谷德带中的O—B5型星［１０］，使样本星克服了局部扰动和随机运动，保证样本星运动特性的一致性。３）样本星距离选用Hippocras星表提供的视差值，但恒星视差值的精度参差不齐，为了避免距离测定误差的影响，在样本域内将视差的相对误差≥0.8的恒星全部剔除。\n４）样本星自行值的精度至关重要，如果样本星中包含有自行误差大的恒星，恒星的随机运动太大将破坏系统的稳定性。对自行处理，根据不同精度大小，给予加权平均，以避免由于不同精度而引起的误差。为了保证系统的稳定，我们对恒星的切向运动速度设置了一个限制。因为Hippocras自行的平均误差为±1×10－3（″）·ａ－１，这将导致距太阳2kpc处的切向速度的误差达到约10km·s－１，—OB型星的速度弥散度约15km·s－１。据此，我们按3б原则设置恒星的剩余速度即VLSR＝50km·s－１，若恒星剩余速度的绝对值大于此值，样本星将被剔除。５）剔除样本域内双星、多星系统成员星，以避免这些星的位置、自行和视差值误差对系统的影响。Hippocras星表中有117，955颗恒星带有天体测量数据。依据样本域及其相关的约束条件，我们选择了符合条件的O—B5型样本星是1101颗。将这些星按银道面分布作图，如图1。可以看出，这些样本星在以太阳为中心的银道面上、在半径为1kpc范围内，基本上是均匀分布的。　3测定值及相关分析依据符合条件的1101颗O—B5型样本星的恒星坐标值、自行和视差值，采用最小二乘法解出银河系自转参数奥尔特常数（A，B）和太阳空间运动速度在赤道直角坐标系分量（x，y，z）如下：A＝（＋17.60±0.21）km·s－１·kpc－１，B＝（-14.62±0.20）km·s－１·kpc－１；x＝（-0.41±0.06）km·s－１，y＝（-15.71±0.07）km·s－１，z＝（+5.72±0.05）km·s－１。由此导出太阳空间运动速度V⊙＝（16.70±0.10）km·s－１；向点坐标（银道坐标值）：\nl＝45.3°±28°，b＝21.0°±2.3°；银河系太阳附近的自转速度VLSR＝R⊙（A－B），其中R⊙为太阳距银心的距离，通常取IAU推荐值8.5kpc。依据我们测定的A，B值导出以O—B5型星为样本星的VLSR＝（273.87±0.35）km·s－１。本文选用Hippocras星表中的O—B5型星作样本、采用选定的样本域和约束条件测定的VLSR值显然比IAU公布的推荐值要大一些［３］。现对此做相关分析如下：１）IAU公布的VLSR值，是基于地面天体测量资料，无论是恒星坐标还是自行和视差值，其观测精度都不能和Hippocras恒星系统相比。以前由于观测资料的局限，不可能以运动学特性一样的单一类型的恒星作为样本星。IAU的VLSR值是前人所公布的测定值直接取平均的结果［３］。这说明IAU公布的VLSR值存在着历史的局限。２）Hippocras资料公布后，文献［４，５］相继用Hippocras自行资料研究银河系运动特性，测定的VLSR值也明显高于IAU的推荐值。这说明利用Hippocras自行资料，不论采用三维还是二维运动模型VLSR都高于IAU的值，而我们的测定值是合理的。３）本文首选样本星是O—B5型恒星，是银道面附近的年轻星族成员。为了进行对比分析，我们在本文规定的样本域内，采用类似的约束条件，选取了1193颗Ｋ-Ｍ型恒星作为样本星，得出奥尔特常数（A，B），由此导出的太阳附近的银河系转动速度VLSR＝221km·s－１（对应Ｋ-Ｍ型星），这与IAU公布值接近。以往研究表明：如果在样本中包含了大部分老年恒星，测得转动速度要比由单纯年轻恒星作样本所得值要小［１１，１２］。我们的计算结果说明：采用单一年轻恒星（O—B5）作样本测定的结果更能反映太阳附近银河系的真实运动。４）本文采用的样本星的视差值是Hippocras星表提供的空间三角视差值，在精度和距离尺度（0.002″）上都比地面天体测量结果高［１］。为了进行对比分析，我们对Hippocras自行和地面恒星自行、Hippocras三角视差和地面三角视差、Hippocras三角视差和分光视差都做了比较研究（参见表１和表２）。我们采用的是Sky2000星表和Skymap星表。研究结果（见图２）表明：除自行存在明显系统差和区域性误差外，视差值间也存在较大的系统差。\n表1太阳运动速度的测定比较作者年份lb文献Mihalas等198116.553＋25［7］Wcstin198418.946＋20［10］容建湘198619.556＋23［14］Miyamato等199819.0949.1＋21.9［4］本文199916.745.3＋21.0朱紫199918.7854.4＋26.6［5］表2　利用不同资料所得银河系运动的比较1）作者年份资　料Frickc＆Tsiousmis1975FK4星的自行和视向速度［１３］+15.6-11.4229.5IAU推荐1986+14.4-12.0220Hanson1987NPM16等星和自行11.31-13.91214.4Miyamato＆ZhuZi1998O-B5型星自行和分光资料+16.0721-15.5521268.7朱紫1999经典造父变星自行和视向速度240.5本文1999O-B5型星自行和视差资料+17.6014.2273.87１）取太阳离银心的距离R＝8.5kpc；2）原文以mas·yr－１。综上所述，我们认为选择Hippocras星表单一类型年轻恒星（O-B5）作样本星和合理的约束条件，所确定的VLSR值更趋于太阳处银河系转动特性。参考文献1　ESA.TheHippocrasandTychocatalogures(ESAsp-1200).Noordwijk:ESA,19972　PerrymanMAC,LindegrenL,KovalerskyJ,etal.TheHippocrascatalogue.A＆AS,1997,323:L493　KerrFJ,Lynden-BellD.Reviewofgalacticconstants.MNRAS,1986,211:10234　MiyamotoM,ZhuZi.GalacticinteriormotionsderivedfromHippocraspropermotions:I.Youngdiskpopulation.AJ,1998,115:1483\n5　朱紫．经典造父变星的银河系运动学研究．天体物理学报，1999,19(3):2726　金文敬，唐正宏，王叔和．未来10年天体测量的发展．天文学进展，1999，17(3):1877　MihalasD,BinneyJ.Galacticastronomy.2nded.SanFrancisco:Freeman,19818WielenR.Thediffusionofstellarorbitsderivedfromtheobservedage-dependenceofthevelocitydispersion.A＆A，1977,60:2639　LindbladPO,GrapeK,SandqvistA.OnthekinematicsofalocalcomponentoftheinterstellarhydrogengaspossiblyrelatedtoGould’sbelt.A＆A，1973,24:30910　WestinTNG.Thelocalsystemofearlytypestars-spatialextentandkinematics.A＆AS，1985，60：9911　MiyamotoM.SomaM.IsthevortictityvectoroftheGalaxyperpendiculartothegalacticplane?I.PecessionalcorrectionandequinoctialmotioncorrectiontotheFK5system.AJ,1993,105:69112　MiyamotoM,SomaM,YoshizawaM.IsthevorticityvectoroftheGalaxyperpendiculartothegalacticplane?II.Kinematicsofthegalacticwarp.AJ.1993,105:213813　FrickeW.TsioumisA.Galacticrotationandlocalirregularitiesderivedfromfundamentalpropermotionsandradialvelovities.A＆A，1975，42：449１４　容建湘．恒星天文学．北京：高等教育出版社，1986MEASUREMENTOFPARAMETERSOFGALAXYMOVEMENTMaWenzhang1)LiuYu2)ZhangLiyan3)(1)DepartmentofAstronomy.BeijingNormalUniversity,100875.Beijing,china:2)BeijingObservatory,ChineseAcademyofSciences,100012.Beijing,China:3)Beijing13thHighSchool,100009.Beijing,China)AbstactAssamplestheO-B5typestarfromHippocras(ESA1997)catalogueisselected.TherotatevelocityofGalaxynearthesunVLSR=(273.870.35)km·s－１ismeasured.Somerelatedstudiesarecarriedout.KeywordsPropermotion:Oortconstants(A,B);Galaxyrotation