РАСПРЕДЕЛЕНИЕ БЛИЖАЙШИХ ЗВЕЗД

       Р.Б. ШАЦОВА,  Г.Б. АНИСИМОВА

Распределение близких звезд (r < 25 пк и < 5 пк) волнообразно с длиной волны 4-5 пк. Гребни - слои, параллельные плоскости эклиптики. Дискретные и кратные модули полных скоростей звезд строго соотносятся с элементами структуры. Солнечная система подчинена тому же порядку, установленному близкими гигантскими молекулярными облаками.

Большой интерес к Солнцу связан с множеством причин. Среди них и та, что Солн­це - ближайшая звезда. Подобно этому особенно интересны звездные окрестности Солнца как следующая ступенька в познании мира звезд. Одновременно с этой пози­ции можно по-новому взглянуть на некоторые проблемы Солнечной системы, в частности на ее динамическую изолированность. Действительно ли случайно расположение в пространстве основной плоскости нашей системы (плоскости Лапласа)? Нет ли более эффективного внешнего воздействия на Солнечную систему, чем оказываемое Галактикой в целом?

Постановке этих и других вопросов мешало представление о хаотичности распределения звезд вблизи Солнца и о хаотичности их движений. Истинное распределение может быть установлено из репрезентативной или хотя бы из большой выборки. Впервые такую возможность представляет предварительная версия третьего каталога Глизе и Джерайса [1], содержащего 3803 звезды в радиусе 25-30 пк. Данные по собственным движениям (μ, θ) и параллаксам я имеются для всех этих звезд. Но лишь для 51 % из них измерены лучевые скорости υr вычислены компоненты пространственной скорости. По сравнению с первым каталогом Глизе [2] численность звезд в [1] увеличилась примерно на 2000. Несомненно, что каталог будет пополняться в том числе и для южных звезд, количество которых в [1] на много сотен меньше количества северных. По-видимому, выборка каталога еще далека от репрезентативной, но приближается к ней. Построенная по каталогу карта совершенно не обнаруживает концентрации ни к плоскости Галактики, ни к Поясу Гудда, свойственные более далеким звездам, ярким и слабым. Зато на фоне кажущейся хаотичности отчетливо видны концентрации звезд у эклиптики и у нескольких параллельных ей кругов неба. Степень концентрации варьирует вдоль кругов.

С целью наиболее удобного анализа этого эффекта координаты звезд переведены из экваториальной системы в эклиптикальную (λ, β) и вычислены ζ = sin β / π - рас­стояния от плоскости эклиптики. Проведены два вида подсчета звезд: по широте β в последовательных 3-градусных интервалах и по ζ - в интервалах в 1 пк (рис. 1). Они различаются только в деталях как из-за ошибок параллаксов, так и за счет звезд с одинаковыми ζ, но разными β. Есть звезды с малым ζ и большим β, например у α-Центавра ζ = -0,90 пк, β = -44°, в то время как у Проциона ζ = -0,96 пк, β = -16°. В основном же распределения n(β) и n(ζ) сходны между собой, имеют четко выра­женный волнообразный характер относительно средней косинусоиды n(β = 0)соs β. Довольно строго чередуются гребни nmах  и впадины nmin.

 

Вперед