银河系恒星自行中的光行差

太阳系质心 (SSB) 和银河系中恒星的加速度会对恒星自行产生系统的观测效应，该效应最早在 1990 年代初被研究，并由 J. Kovalevsky 进一步发展（自行中的光行差，2003, A&A, 404, 743）。本文旨在扩展该工作，目标是估算恒星自行中光行差的大小和显著性，特别是在银河系中心附近的区域。我们采用两个银河系旋转曲线模型来评估银河平面上的光行差效应。基于理论推导，我们表明自行中的光行差效应取决于恒星的银心距；在银河系中心区域，该效应主要由恒星的加速度主导。在距银河系中心 200 pc 范围内，若应用平坦旋转曲线，系统自行的振幅可超过 1000 uas/yr。若采用更真实的旋转曲线（即在银河系核心区域线性上升），光行差自行被限制在约 150 uas/yr 以内。随后，我们研究了关于光行差自行的理论表达式的适用性，特别是对于那些轨道周期较短的恒星。如果恒星的轨道周期仅为光从恒星传播到 SSB 所需时间的一小部分，则 Kovalevsky 提出的表达式并不适用。通过更合适的公式，我们发现光行差对天球上恒星轨道的测定没有影响。所考虑的光行差效应虽然微小，但在未来高精度天体测量中不可忽略，特别是在构建由银河系恒星实现的 Gaia 天球参考系时。