РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

УДК 524.45

Чупина Наталия Викторовна

СТРУКТУРА И КИНЕМАТИКА БЛИЖАЙШИХ К СОЛНЦУ

ЗВЕЗДНЫХ ГРУППИРОВОК

Специальность 01.03.02 астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург 2009

Работа выполнена в Институте астрономии Российской Академии наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук Пискунов Анатолий Эдуардович (ИНАСАН)

Научный консультант: кандидат физико-математических наук Верещагин Сергей Викторович (ИНАСАН)

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук Орлов Виктор Владимирович (СПбГУ) кандидат физико-математических наук Локтин Александр Васильевич (УрГУ)

Ведущая организация: Южный федеральный университет

Защита состоится 23 октября 2009 г. в 11 часов 00 минут на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, г. СанктПетербург, Пулковское шоссе, дом 65, кор.1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН (Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, кор.1).

Автореферат разослан 21 сентября 2009 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д 002.120. Милецкий Е.В.

кандидат физико-математических наук

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы Высокоточные астрометрические параметры, полученные с помощью ИСЗ Hipparcos, открыли новые возможности в изучении движений звезд в пространстве. В частности, актуально изучение самых близких к Солнцу звездных группировок, для которых получены наиболее точные и надежные данные.

Согласно современным представлениям, подавляющее большинство звезд образуется в звездных группировках различного масштаба и поступает в Галактический диск в результате их распада. Группировки могут быть недавно образованные и только начинающие терять звезды, почти распавшиеся и, в конечном итоге, звезды фона. Таким образом, эволюция звездных систем (малых групп и скоплений) представляет собой процесс их динамического распада.

До недавнего времени считалось, что поставщиками звезд диска служат быстро распадающиеся ассоциации, а рассеянные скопления, живущие в среднем в течении нескольких оборотов вокруг Галактического центра, дают не более 10% звездного состава диска.

В последние годы появились свидетельства того, что рассеянные скопления играют большую роль в процессе кругооборота галактического вещества и дают порядка 50% всех звезд диска Галактики. Это делает весьма актуальным изучение всех стадий эволюции рассеянных скоплений и способов интеграции их звездного состава в окружающее Галактическое поле.

В окрестностях Солнца обнаруживаются кинематические группы звезд, движущиxся в пространстве приблизительно в одном направлении. Поскольку эти объекты издавна привлекали внимание исследователей, то для них накоплен значительный наблюдательный материал, который, как правило, дополнен и усилен измерениями астрометрических параметров, полученных с помощью ИСЗ Hipparcos. Таким образом, открылись новые возможности в изучении деталей движений звезд внутри звездных систем.

В частности, представляется актуальным изучение строения самых близких к Солнцу звездных группировок (потоки Большой Медведицы, Гиад и ряда более мелких), для которых в нашем распоряжении оказались наиболее точные и надежные данные из каталога проекта Hipparcos [16].

Цели работы • На основании изучения скоплений и звездных потоков различных возрастов получить новые данные о строении галактического диска.

• По надежным и точным данным изучить внутреннюю структуру потоков Большой Медведицы, Гиады, потоков Эггена ( Геркулеса, Индейца, 61 Лебедя), Арктура, а также короны скопления М67 и области Меча Ориона.

Научная новизна • Предложен новый метод AD-диаграмм для выявления кинематических неоднородностей в движущихся звездных скоплениях. Наряду с классическим методом диаграмм собственных движений ван Альтены, этот метод позволяет наглядно выявлять детали кинематики внутри различных звездных группировок.

• Выполнена модификация метода ван Альтены, расширяющая возможности его применения.

• Впервые найдены пространственнные неоднородности в скоплении М 67.

• Обнаружены кинематические неоднородности как в ядре, так и в короне потока Большой Медведицы.

Научная и практическая ценность работы • Модификация классического метода диаграмм собственных движений ван Альтены позволяет применить его к звездным группировкам, широко разбросанным по небесной сфере, таким, как поток Большой Медведицы.

• Разработанный метод AD-диаграмм активно использован для рассмотрения вопросов кинематической однородности различных звездных группировок.

• Обнаруженная неоднородность кинематических потоков ставит вопросы, связанные с происхождением и эволюцией звездных группировок:

является ли такая неоднородность естественным свойством всех потоков, или она возникает лишь на определенных этапах эволюции; если это свойство лишь избранных группировок, то какие их ключевые особенности отвечают за ее появление. Также важно знать, является ли обнаруженная кинематическая неоднородность устойчивой, в течение какого периода существует и какую дополнительную информацию она может дать о потоке.

• Составлен список звезд членов потоков с множеством характеристик, который может быть использован для планирования будущих наблюдений (как астрометрических, так и спектральных).

• Разработана процедура редукции инфракрасной фотометрической системы 2MASS в оптический диапазон. Она использована для трансформации всего каталога 2MASS в фотометрическую систему, близкую к системам современных ПЗС-приемников. Это позволило использвать 2MASS для создания всенебесного каталога PPMX, а также Мастер Каталога космического проекта ВКО-УФ, предназначенного для решения операционных задач этой миссии.

Положения, выносимые на защиту • Метод AD-диаграмм и возможности его применения к изученным в работе потокам. Полностью разработан нами, может применяться как для определения апекса движущейся группы, так и анализа ее кинематической структуры.

• Модифицированный метод собственных движений ван Альтены. Представляет собой метод векторных диаграмм собственных движений, позволяющий проанализировать кинематику звезд, расположенных по всей поверхности небесной сферы (в отличие от классического метода ван Альтены, работающего лишь в одной ее четверти).

• Методика перевода звездных величин каталога 2MASS из ближнего инфракрасного диапазона длин волн в оптические величины RJ относительно величин RU из каталога UCAC2.

• Пространственная неоднородность короны старого скопления M 67.

• Сходство кинематики молодых звездных группировок в Мече Ориона.

• Кинематическая неоднородность ядра и короны звездного потока Большой Медведицы.

• Независимое подтверждение особенностей кинематики группы Арктура.

Апробация результатов Результаты работы докладывались на научных семинарах Института Астрономии РАН, а также были представлены на следующих международных конференциях:

• The 33rd ESLAB Symposium on "Star Formation from the Small to the Large Scale", ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, November 2-5, 1999.

• Annual Scientic Meeting of the Astronomische Gesellschaft at Bremen, September 18-23, 2000.

• Joint European and Natoinal Astronomy Meeting "JENAM-2000", Москва, 29 мая - 3 июня, 2000.

• Конференция "Ультрафиолетовая Вселенная II", Москва, 19-20 мая, • Конференция "Космическая съемка на пике высоких технологий", Москва, 15-17 апреля, 2009.

Личный вклад автора Автор принимала участие в постановке задач и интерпретации всех полученных результатов. Автором разработана большая часть необходимого программного обеспечения и выполнена большая часть расчетов.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка цитируемой литературы (105 наименований). Полный объем диссертации страниц машинописного текста, включая 47 рисунков, 30 таблиц.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обосновывается актуальность темы диссертации, формулируются цели работы, ее новизна, научная и практическая значимость.

Приводятся основные положения, выносимые на защиту.

В Первой главе дан краткий обзор работ по теме диссертации. Важным стимулирующим фактором в исследовании потоков всегда было повышение точности данных наблюдений, результатом которых является определение астрометрических параметров звезд. Данная работа основана на наблюдениях полученных с помощью ИСЗ Hipparcos. Дан краткий обзор будущих космических проектов, в которых планируются астрометрические наблюдения. На фоне общего описания различных объектов околосолнечных окрестностей показаны место и роль звездных потоков в системе звездных населений ближайшей к Солнцу части галактического диска. Рассказано об истории их открытия, их связи с рассеянными скоплениями и населением поля, сделан обзор современных взглядов на их природу и эволюцию.

Даны основные характеристики исследованных в диссертации потоков Большой Медведицы, Гиад, Эггена ( Геркулеса, Индейца, 61 Лебедя), Арктура.

Рассматриваемые в диссертации объекты не являются изолированными в пространстве. По этой причине немаловажен вопрос связи скоплений и потоков с окружающими звездным полем диска. В первой главе в качестве популяционной характеристики рассмотрен спектр масс звезд, который отражает звездный состав населения околосолнечных окрестностей, позволяя оценить влияние скоплений и потоков. Сходства или различия в деталях спектров масс звезд рассматриваемых объектов может говорить об их генетическом сходстве или различиях. Рассмотрены особенности спектра масс околосолнечных окрестностей, включая его немонотонность: дефицит звезд на интервале 1.52.5 M/M (спектральные классы A5F5).

Во Второй главе рассмотрены методы, примененные в диссертации.

Это известный из кластерного анализа метод "расстояния до ближайшего соседа" а также наши разработки: модифицированный метод ван Альтены и метод AD-диаграмм.

Классический метод ван Альтены, разработанный для выделения членов Гиад, не работает в областях, превышающих по площади одну четверть небесной сферы (случай Большой Медведицы). Выведены формулы для обобщения этого метода и расширения его приложения на всю небесную сферу. На специальной модели показаны виды диаграмм для ансамблей звезд с различными по направлениям распределениями векторов собственных движений.

В методе ван Альтены используются только компоненты собственных движений. Для привлечения лучевой скорости нами был разработан метод звездных апексов (AD-метод). Теряя в численности звезд, AD-метод позволяет не только перейти от собственных движений к пространственным скоростям, но и увидеть детальную структуру их направленностей и, тем самым, выявить кинематические звездные субструктуры внутри скопления.

AD-метод использует понятие "индивидуальный апекс звезды". Этот термин был введен по аналогии с апексом Солнца или апексом скопления.

Индивидуальный апекс определяется путем перемещения начала вектора пространственной скорости звезды в точку наблюдений и продлением его до пересечения с поверхностью небесной сферы. Точка пересечения и будет искомым апексом. AD-диаграмма представляет собой графическое расположение идивидуальных апексов в экваториальных координатах. Близость расположения точек на AD-диаграмме говорит о параллельности соответствующих пространственных векторов скорости. По сгущениям точек на диаграмме можно выделять группы звезд, имеющих общее направление движения в пространстве. Этот метод удобен своей простотой и наглядностью. В отличие от диаграмм UVW, где нужно рассматривать эллипсоид скоростей, метод звездных апексов выделяет сонаправленные вектора на плоскости, при этом ограничения на модуль вектора скорости не накладываются.

Подробно изложен метод "расстояния до ближайшего соседа", который применен для изучения пространственной морфологии короны скопления M 67 и области Меча Ориона.

Кинематические и пространственные субструктуры внутри потоков могут оказаться флуктуациями плотности, а не реальными образованиями или в альтернативном варианте: разные группы со схожим движением могут мимикрировать под одну, а значит, к каждому скоплению или потоку нужен индивидуальный подход с применением статистических методов оценки надежности результатов. Для получения надежных результатов в достаточном объеме было изучено и учтено влияние ошибок собственных движений, параллаксов и лучевых скоростей на результаты. Отдельно изучено влияние этих же ошибок на вид AD-диаграмм для скопления Гиады.

Показано, что ошибки могут приводить к изменению формы диаграммы.

Третья глава включает результаты диссертации по морфологии скопления M 67 и группы молодых скоплений в области Меча Ориона (NGC 1981;

NGC 1977; OMC-2; NGC 1976; NGC 1980; группа D из работы [4]; группа 189, выделенная в данной работе).

Обнаружено несколько звездных сгущений внутри протяженной разреженной короны скопления M 67. Обнаруженные группы содержат звезд и имеют средние размеры от 0.5 до 1.2 пк. Статистический анализ этих групп дал следующие результаты:

1. На уровне доверия 95% показано, что группы 44 и 49 не являются случайными флуктуациями плотности в картинной плоскости.

2. Среднеквадратичная остаточная скорость группы 44 на уровне доверия 95% отличается от таковой для звезд короны.

3. Группы 44 и 60 на уровне значимости 10% имеют среднеквадратичные остаточные скорости сопоставимые с ошибками измерений.

4. Группы 32, 44 и 60 имеют значительно меньшее процентное содержание гигантов и субгигантов, чем корона и другие группы.

Можно сделать вывод, что, по крайней мере, одна группа (No.44) является реальной звездной субструктурой.

Выделенные группы вошли в "Каталог оптически видимых рассеянных скоплений и кандидатов", Диас и др., [5]. В работе [2] было высказано предположение, что эти группы могут быть "осколками", после прохождения скопления через диск, как это описано в [1].

Повышенное внимание исследователей к объектам, расположенным в созвездии Ориона, на протяжении более чем полувека привело к накоплению массива различных данных для звезд в этой области. Наше внимание привлекла структурированность области Меча Ориона, представленная несколькими скоплениями. Это позволило применить кластерный анализ к данным этой области с целью обнаружения новых субструктур и изучения их движения.

Для изучения области Меча Ориона был составлен сводный каталог звезд, наблюдаемых в оптическом диапазоне спектра, занимающих область размером приблизительно 1 2.5. Каталог содержит положения из работ Паренаго [10], Шильбах и др. [17] и собственные движения из работ Тян и др. [15], и Макнамара и др. [8]. Средняя точность собственных движений равна 0.54 мсд/год. Предельная звездная величина составленного каталога B0 = 17.0m.

В области Меча Ориона наблюдается несколько рассеянных звездных скоплений и звездных групп, которые по численности звезд занимают промежуточную позицию между скоплением и кратными системами. Методом "расстояния до ближайшего соседа" изучено распределение звезд в этой области. Обнаружена одна ранее неизвестная группа (группа 189).

По собственным движениям определена точка радианта, в которую направлены векторы собственных движений скоплений NGC 1977, Трапеции, NGC 1980, группы 189 и группы D из работы Гомез и Лада [4]. Положение радианта было определено по однородным и высокоточным данным работы Тян и др. [15]. Факт сходимости точек радианта перечисленных скоплений свидетельствует о параллельности их пространственных движений.

Четвертая глава включает основные результаты по кинематике следующих потоков: Большой Медведицы, Гиады, открытые Эггеном Геркулеса, Индейца и 61 Лебедя и поток Арктура.

Фактор близости потока Большой Медведицы к Солнцу привел к накоплению наиболее точных данных для звезд, входящих в его состав. Особо привлекательными являются данные, полученные с помощью ИСЗ Hipparcos. Использованные в данной работе астрометрические измерения имеют точность в основном не ниже 1 мсд. Это послужило обоснованием для получения достоверных данных о структуре движений звезд внутри этого потока.

Для потока Большой Медведицы была рассмотрена кинематическая структура ядра и короны в отдельности. Был составлен список звезд по работам Эггена [18], [21], Кинг и др. [6], Монтес и др. [9], Роман [13], Содерблом и др. [14], который был дополнен необходимыми данными из других каталогов. Брались только одиночные звезды, поскольку собственные движения двойных звезд и кратных систем могут быть искажены орбитальным движением.

Для звезд ядра была построена AD-диаграмма, которая показана на Рис. 1 с эллипсами ошибок. В диссертации показано и подтверждено с помощью статистического анализа, что ядро кинематически неоднородно.

Этот результат иллюстрирует Рис. 1, где часть звезд расположена вдоль диагонали, проходящей из верхнего левого угла в нижний правый, а другая часть звезд заметно отклоняется от нее. Хорошо известная звездная пара Мицар и Алькор оказалась принадлежащей разным подсистемам БМ.

Метод AD-диаграмм был использован также и для изучения короны потока БМ. Он показал, что корона представляет собой неоднородную структуру, и в ней выделяются три звездные субструктуры численностями от до 13 звезд. Путем статистического анализа показано, что звезды внутри них имеют сходную кинематику, отличную от остальных звезд короны:

они отличаются по величинам собственных движений, лучевых скоростей, а также положениями апексов. Проверено, что они не входят в состав других известных потоков.

Рис. 1. Диаграмма апексов для звезд ядра БМ с эллипсами ошибок. Звезды, с большой вероятностью являющиеся членами ядра, обозначены точками Метод AD-диаграмм был применен к известному и хорошо изученному скоплению Гиады. Использовались данные Перриман и др. [11]. Это позволило, с одной стороны, рассмотреть кинематическую структуру этого скопления, а с другой стороны, проверить устойчивость метода AD-диаграмм при варьировании различных параметров и провести исследование влияния ошибок на результаты. Наши результаты подтверждают кинематическую однородность потока Гиад и содержат свидетельства о наличии слабого вращения скопления. Надежность последнего результата пока не высока и работа по этому вопросу продолжается.

Отработанный на близких потоках метод AD-диаграмм был применен к менее изученным потокам Геркулеса, Индейца и 61 Лебедя, открытым Эггеном [19], и потоку Арктура [20], природа которого дискутируется.

Потоки Эггена Геркулеса, Индейца и 61 Лебедя, располагаясь на AD-диаграмме (см. Рис. 2) вблизи друг друга, не образуют компактной группы. Их диаграмма по фрагментированности структуры сходна с диаграммой Большой Медведицы. Это свидетельствует о том, что они составляют единый кинематически неоднородный поток.

Апексы звезд потока Арктура (см. Рис. 2), в отличие от других потоРис. 2. AD-диаграмма для звездных потоков Эггена и Арктура. Эллипсами показаны погрешности в определении индивидуальных апексов звезд, обозначенных точками внутри эллипсов. Пунктирная кривая проекция галактического экватора ков, выделяются особым положением на AD-диаграмме. Поток Арктура не тяготеет ни к одному из известных потоков в галактическом диске. ADдиаграмма для него имеет неоднородную структуру, тем самым имея много общего с потоком Большой Медведицы. Таким образом, поток Арктура, будучи кинематически неоднородным, состоит из двух или более кинематических групп. Особенность его положения на AD-диаграмме может свидетельствовать о его внегалактическом происхождении.

В Пятой главе представлен механизм перевода инфракрасных звездных величин к оптическому диапазону, который позволит использовать в будущих исследованиях массовые данные каталога 2MASS [7]. В нашем исследовании использовались опубликованные каталоги звезд различных потоков. Как правило, это классические списки, включающие яркие и известные звезды. Вопрос присутствия слабых звезд в составе потоков пока мало затронут в различных исследованиях. Для пополнения знаний в этой области мы предполагаем использовать массовые каталоги, одним из которых является 2MASS.

В отличии от всех остальных глубоких обзоров неба, 2MASS полон со стороны ярких звезд, максимально очищен от артефактов, имеет однородный и достаточно глубокий предел полноты. Эти качества позволяют успешно применять его не только для астрофизических исследований, но и для решения задач всенебесной астрометрии (как источник второй эпохи наблюдений), а также для целей операционного обеспечения автоматизированных телескопов. Но полному раскрытию потенциала каталога препятствует отсутствие в нем оптической фотометрии. Для преодоления этого недостатка мы разработали механизм перевода инфракрасных звездных величин к оптическому диапазону.

Для целей трансформации в качестве опорной системы использовались фотометрические величины RU каталога UCAC. В результате применения данного метода все объекты каталога 2MASS получили оптические величины с эффективной длиной волн, находящейся между полосами V и R системы Джонсона. Точность трансформации RJ получилась вполне приемлемой для целей отождествления. Для 64% всех объектов и почти для всех звезд (96%) ярче предела полноты 2MASS (RJ 17m ) ошибка полученных величин RJ < 0.5m.

Эта методика уже показала свою эффективность при отождествлении звезд для создания высокоточного всенебесного каталога PPMX (Рёзер и др., [12]). Каталог PPMX содержит астрометрическую и фотометрическую информацию для 18 млн. звезд, полон до RU = 12.8m, точность собственных движений для 66% звезд составляет в среднем 2 мсд/год. Такие массовые и точные данные могут быть использованы для кинематических исследований.

Эта же схема перевода звездных величин была применена и для операционных целей проекта космической обсерватории ВКО-УФ [3]. В рамках этого проекта для планирования и обеспечения наблюдений был составлен Мастер каталог, содержащий оптические величины, полученные описанным методом. Мастер Каталог будет использоваться при проведении наблюдений (обеспечение ориентации космического аппарата, стабилизация телескопа) а также при планировании наблюдений для отождествления исследуемых объектов.

В Заключении перечислены основные результаты работы и приведены выводы, а также обсуждаются дальнейшие перспективы.

Основные результаты опубликованы в следующих работах:

1. Верещагин С.В., Чупина Н.В. Спектр масс звезд околосолнечных окрестностей и звездное скопление UMa // Астрон. Журн. 1994. Т.71.

С.7277.

2. Верещагин С.В., Чупина Н.В. Особенности распределения звезд окрестностей Солнца по спектральным классам // Астрон. Журн. 1995.

Т.72. С.905910.

3. Chupina N.V. and Vereshchagin S.V. Stellar clumps within the corona in the open cluster M 67 // Astron. & Astrophys. 1998. V.334.

P.552557.

4. Chupina N.V. and Vereshchagin S.V. Star clusters in the sword region in Orion // ESA SP-445, F. Favata, A.A. Kaas & A. Wilson eds. 2000.

P.347349.

5. Chupina N.V., Reva V.G., Vereshchagin S.V. The geometry of stellar motions in the nucleus region of the Ursa Major kinematic group // Astron.

& Astrophys. 2001. V.371. P.115122.

6. Верещагин С.В., Рева В.Г., Чупина Н.В. Структура диаграмм собственных движений близких звезд // Астрон. Журн. 2003. Т.80.

С.741748.

7. Chupina N.V., Reva V.G., Vereshchagin S.V. Kinematic structure of the corona of the Ursa Major ow found using proper motions and radial velocities of single stars // Astron. & Astrophys. 2006. V.451.

P.909916.

8. Верещагин С.В., Рева В.Г., Чупина Н.В. Структура AD-диаграммы для скопления Гиады // Астрон. Журн. 2008. Т.85. С.115120.

9. Верещагин С.В., Рева В.Г., Чупина Н.В. Структура AD-диаграммы для скопления Большой Медведицы // Астрон. Журн. 2008. Т.85.

С.349355.

10. Пискунов А.Э., Харченко Н.В., Чупина Н.В. Оптическое расширение инфракрасного каталога 2MASS // Письма в Астрон. Журн. 2008.

Т.34. С.285295.

11. Чупина Н.В., Пискунов А.Э., Харченко Н.В. Мастер Каталог проекта ВКО-УФ // Ультрафиолетовая Вселенная II, под ред. Б.М.Шустова, М.Е.Сачкова и Е.Ю.Кильпио. М.: Янус-К, 2008. С.6064.

12. Верещагин С.В., Рева В.Г., Чупина Н.В. Диаграммы апексов для звездного населения околосолнечных окрестностей // Астрон. Журн.

2009. Т.86. С.273282.

Литература [1] Бергонд и др. (Bergond G., Leon S., and Guilbert J.) Gravitational tidal eects on galactic open clusters // Astron. & Astrophys. 2001. V.377.

[2] Бонато и Бика (Bonatto Ch. and Bica E.) Mass segregation in M 67 with 2MASS // Astron. & Astrophys. 2003. V.405. P.525.

[3] Всемирная Космическая Обсерватория (ВКО-УФ), http://wso.inasan.ru/ [4] Гомез, Лада (Gomez M., Lada C.J.) From Head to Sword: The Clustering Properties of Stars in Orion // Astron. Journ. 1998. V.115. P.1524.

[5] Диас и др. (Dias W.S., Alessi B.S., Moitinho A., Lepine J.R.D.) Optically visible open clusters and Candidates. Strasbourg:Cent. Don. Stell., 2002Кинг и др. (King J.R., Villarreal A.R., Soderblom D.R., Gulliver A.F., and Adelman S.J.) Stellar Kinematic Groups. II. A Reexamination of the Membership, Activity, and Age of the Ursa Major Group // Astron. Journ.

2003. V.125. P.1980.

[7] Кутри и др. (Cutri R.M., Skrutskie M.F., van Dyk S., et al.) The 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources. University of Massachusetts, 2003.

[8] Макнамара и др. (McNamara B.J., Hack W.J., Olson R.W., Mathien R.D.) A proper-motion membership analysis of stars in the vicinity of the Orion Nebula // Astron. Journ. 1989. V.97. P.1427.

[9] Монтес и др. (Montes D., Lopez-Santiago J., Galvez M.C., FernandezFiqueroa M.J., De Castro E., and Cornide M.) Late-type members of young stellar kinematic groups I. Single stars // Monthly Not. of Royal Astron.

Soc. 2001. V.328. P.45.

[10] Паренаго П.П. Исследование звезд в области Туманности Ориона // Труды Государств. Астрон. института им. Штренберга. 1954. Т.25.

[11] Перриман и др. (Perryman M.A.C., Brown A.G.A., Lebreton Y., et al.) The Hyades: distance, structure, dynamics, and age // Astron. & Astrophys.

1998. V.331. P.81.

[12] Рёзер и др. (Rser S., Schilbach E., Kharchenko N.N., et al.) PPM-Extended (PPMX) a catalogue of positions and proper motions // Astron. & Astrophys. 2008. V.488. P.401.

[13] Роман (Roman N.G.) The Ursa Major Group // Astrophys. Journ.

1949. V.110. P.205.

[14] Содерблюм и Майор (Soderblom D.R., & Mayor M.) Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group // Astron. Journ. 1993. V.105.

[15] Тян и др. (Tian K.P., van Leenwen F., Zhao J.L.) Proper motions of stars in the region of the Orion Nebula cluster (C 0532-054) // Astron. & Astrophys. Suppl. Ser. 1996. V.118. P.503.

[16] The Hipparcos and Tycho catalogues. ESA SP-1200, 1997.

[17] Шильбах Е., Верещагин С.В., Чупина Н.В., Мессингер Х., Харченко Н.В. Каталог собственных движений звезд в области Меч Ориона.

Частное сообщение, 1999.

[18] Эгген (Eggen O.J.) Stellar groups. I. The Hyades and Sirius groups // Monthly Not. of Royal Astron. Soc. 1958. V.118. P.65.

[19] Эгген (Eggen O.J.) Stellar groups. II. The Herculis, Indi and 61 Cygni groups of high-velocity stars // Monthly Not. of Royal Astron. Soc.

1958. V.118. P.154.

[20] Эгген (Eggen O.J.) The Arcturus Group // Publ. of the Astron. Soc. of the Pacic. 1971. V.83. P.271.

[21] Эгген (Eggen O.J.) The Sirius Supercluster and Missing Mass near the Sun // Astron. Journ. 1998. V.116. P.782.