О геометрическом методе определения расстояния до звезд

О ГЕОМЕТРИЧЕСКОМ МЕТОДЕ ОПРЕДЕЛЕНИЯ РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД,
ИСПОЛЬЗУЮЩИМ В КАЧЕСТВЕ БАЗЫ ГАЛАКТОЦЕНТРИЧЕСКУЮ
ПРОТЯЖЕННОСТЬ СОЛНЕЧНОГО ДВИЖЕНИЯ
Захожай В. А.
Харьковский национальный университет имени В.Н. Каразина,
Харьков, Украина
Годичный путь галактоцентрического движения Солнца при его скорости
220250 км/с составляет 46.452.7 а.е., что в 1112.5 раз превышает базу, используемую
для вычисления вековых параллаксов звезд. При двухгодичном мониторинге, расстояние
преодолеваемое Солнцем в своем движении вокруг центра Галактики на два порядка
больше астрономической единицы.
Точность определения положений современных космических астрометрических
средств (HIPPARCOS) достигла порядка 100 микросекунд дуги и ожидается в ближайшем
будущем существенно меньше этого значения (GAIA). При использовании баз 50100 а.е.
и вышеуказанной точности позиционных измерений, эффективность геометрического
метода вычисления расстояния до звезд и других галактических объектов, можно ожидать
существенно большей, чем при использовании базы в одну астрономическую единицу.
В работе анализируется возможность использования в качестве базы для измерения
расстояния до космических объектов расстояния, которое проходит Солнце, двигаясь
вокруг центра Галактики. Выведена формула для определения расстояния до точечного
объекта (звезды или субзвезды), учитывающая его галактоцентрическое движение:
r
d
 p  ctg  cos   sin 
где d – расстояние, которое Солнце проходит в своем движении вокруг
центра Галактики за интервал времени t = t – to;
p – параллактическое смещение за время t;
 l

sin   1  sin 2 l cos 2 b 1  lqctgl  , cos   cos l 1  q tgl  ;
2


l и b – галактические координаты космического объекта в момент времени t;
lq = lq – lqo – разность долгот, наблюдаемых квазаров в эпохи t и to.
Обсуждается практическое использование предлагаемого метода и независимые
пути определения угловой и линейной галактоцентрической скоростей Солнца, а также
его расстояния до центра Галактики с более высокими точностями, чем достигнуты к
настоящему времени. Эти характеристики крайне важны для определения
параллактического смещения Солнца, в процессе его галактоцентрического вращения.