Введение Современное состояние исследований по проблеме вращения линии апсид.
Среди всего многообразия двойных звезд особое место занимают затменные системы, обладающие значительным эксцентриситетом. Оставив в стороне вопрос о происхождении двойных систем (детальной общепринятой теории пока нет), остановимся на тех возможностях, которые предоставляют сравнительно простые фотометрические наблюдения данных объектов. Известно, что двойные звезды не являются идеальными шарами. Даже хорошо разделенные пары чувствительны к взаимному притяжению и оказываются слегка вытянутыми по направлению друг к другу. Модель трехосного эллипсоида вращения является весьма хорошим приближением. Кроме того, звезды вращаются, а значит, на них действуют центробежные силы, сплющивая их у полюсов вращения. Поэтому результирующие силы, действующие на центр масс каждой из звезд, немного отличаются от предсказываемых законом обратных квадратов. В случае эксцентричных орбит это приводит к тому, что эллипсы, описываемые компонентами двойной вокруг общего центра масс, оказываются незамкнутыми. Можно представить дело так, что большая ось эллипса (линия апсид) поворачивается в пространстве, причем по направлению орбитального вращения. Скорость этого вращения пропорциональна степени отклонения формы звезды от идеальной сферы. Первым теоретические исследования этого эффекта провел Рассел (1928). В последовавших за этим работах Чандрасекара (1933), Коулинга (1938) и Стерна (1939) авторы определили, что задача определения теоретически ожидаемой угловой скорости вращения линии апсид сводится к определению неких параметров к/, характеризующих степень концентрации вещества звезды к ее центру. Эти параметры имеют эволюционный статус, уменьшаясь при сжатии звезды и увеличиваясь при ее расширении. Параметры задаются следующими соотношениями (см., например, Халиуллин, 1997):
k 1 20 +Л
где функции ///г) принимают нулевые значения в центре звезды (г = 0) и задаются следующими дифференциальными уравнениями первого порядка:
г^- + 6^(7, +1) + 7, (7; " 1) = JU +1). j - 2,3,4. (2)
Индексу определяет порядок параметра, г - расстояние от центра звезды до данного слоя, р(г) — плотность на расстоянии г от центра звезды, /5(г) — средняя плотность внутри сферы с радиусом г, R - радиус звезды. Уравнение (2), называемое уравнением Радо, решается одним из численных методов решения дифференциальных уравнений при заданном модельном распределении плотности р(г) по радиусу звезды. Величины kj называются параметрами внутренней структуры звезды. Для нашей работы практическую ценность имеют только параметры второго порядка, к2. Параметры более высоких порядков дают пренебрежимо малый вклад в апсидальное движение. С использованием параметров кг теория вращения линии апсид за счет приливной и вращательной деформации компонент приводит к следующему соотношению:
jj , 2,2 • (3)
Здесь Р — аномалистический орбитальный период, Ucuas — период вращения линии апсид за счет приливной и вращательной деформации компонент. Очевидно, что скорость вращения линии апсид выражается формулой:
*W 77* W
ис1аи
Индексы у констант Q и вторые индексы у параметра кц обозначают принадлежность к главной (/=1) или вторичной (/ — 2) компонентам. Константы С/ следующим образом зависят от геометрических и физических характеристик компонент:
(5)
С, J^ \a
где
Здесь Rt, mh и o>r>< - соответственно радиусы, массы и угловые скорости осевого вращения компонент, а - большая полуось относительной орбиты, е - эксцентриситет, еоц — средняя угловая скорость орбитального вращения. Обычно принимается / = 1 и обозначение "главная" для более массивной компоненты. Но возможны и отклонения: в затменных звездах главной считается звезда, затмеваемая в более глубоком минимуме (не всегда при наличии значительного эксцентриситета орбиты системы эта звезда имеет большую поверхностную яркость и массу). Предполагается, что векторы осевого и орбитального
моментов компланарны. Формулы, учитывающие эффекты непараллельности осевых и орбитального моментов приводятся далее, при рассмотрении конкретных систем. Измерив все величины, входящие в (3) и (5), можно найти наблюдаемое значение к%". Из модельных расчетов определяют распределение плотности по радиусу звезды р(г), после чего из решения уравнения Радо можно получить значение к^есг. Но, к сожалению, из одного уравнения получить два неизвестных параметра невозможно. Облегчает положение то, что большинство исследуемых затменных систем со значительным эксцентриситетом состоят из близких по параметрам звезд. Поэтому можно либо просто принять равенство констант кц, либо проводить вычисления ожидаемой скорости апсидального движения сос1т, используя средневзвешенное значение:
f-л r,theor , /-I utheor rtheor _ H*2.l "*" ^2*2,2
2---Т
где веса С< определяются из соотношения (5).
Надо отметить еще один немаловажный момент. Данные об осевом вращении компонент обычно скудны и ненадежны. Теоретические оценки показывают, что приливное трение должно приводить к быстрой синхронизации орбитального и осевого вращения в тесной двойной системе (ТДС). При наличии эксцентриситета не совсем ясно, какую именно скорость принять для выполнения условия синхронизации. Свинге (1936) на основе статистических исследований предложил считать таковой угловую орбитальную скорость в периастре. Современные исследования (например, Кларет и Гименее, 1993), это подтверждают. Поэтому при отсутствии наблюдательных данных о скорости осевого вращения компонент, принимают:
„V Г«,.аУ 1 + е
<ок) \а>к) (1-е)
Уравнение (5) было получено в предположении, что орбитальный период двойной системы значительно превышает периоды собственных свободных колебаний звезд-компонент (Коулинг, 1938; Стерн, 1939). При достаточно коротких орбитальных периодах возникает необходимость в учете динамической поправки к формуле (5), проистекающей I в результате эффектов, зависящих от способности звезды сжиматься и вследствие
i резонансов между динамическими приливами и модами свободных колебаний звезд.
Эффект может проявиться как в сторону увеличения, так и в сторону уменьшения классического апсидального вращения, в зависимости от степени синхронизации осевого
и орбитального вращения звезд в периастре (Кларет и Виллемс, 2002). Этот эффект для рассматриваемых в данном исследовании звезд оказался незначительным.
Кроме того, существует еще релятивистский вклад во вращение линии апсид, связанный с искажением пространства-времени вблизи массивных тел (Леви-Чивита, 1937). Релятивистский эффект действует в том же направлении, что и классический, зависит от массы звезд, эксцентриситета орбиты и расстояния между компонентами двойной. Для массивных звезд ранних спектральных классов, а таких благодаря 4) наблюдательной селекции немало среди затменных переменных, релятивистский вклад
может превышать классический в несколько раз. Учитывать релятивистский вклад во вращение линии апсид удобно по формуле (Халиуллин, 1997):
«5/3 (л 2 ч
где орбитальный период следует выражать в сутках, массы компонент в солнечных
массах, численный коэффициент при этом подобран так, что период релятивистского
обращения линии апсид Urei выразится в годах. Подобный эффект, но в значительно
меньшем масштабе, наблюдается в Солнечной системе у Меркурия. До недавнего
4> времени, являясь одним из самых значительных по величине наблюдаемых
релятивистских эффектов, он служил неким тестом теории гравитации Эйнштейна и
сослужил хорошую службу, т.к. вновь привлек внимание к такой рутинной области
практической астрофизики, как фотометрия затменных звезд (Рудкьобинг, 1959;
Мартынов и Халиуллин, 1980; Кох, 1977). Но относительно недавно были обнаружены
двойные пульсары на эллиптических орбитах, где релятивистские эффекты в сотни раз
больше (Халз и Тейлор, 1975), и наблюдения затменных потеряли свое значение в
' качестве теста теории относительности. На первое место опять выдвинулась задача
! » определения констант внутреннего строения звезды для проверки существующих
эволюционных расчетов. Надо отметить, что именно первые определения данных
1 параметров из наблюдений нескольких таких систем в середине прошлого века привели к
': пониманию того, что вещество звезд гораздо более сконцентрировано к их центру, чем это
I считалось в начале становления теории внутреннего строения звезд (Шварцшильд, 1958;
I Матис, 1967; Семенюк и Пачиньский, 1968).
! Совокупное действие классического и релятивистского эффектов равно простой
I сумме: (ЬЛеог = п1. После надлежащего учета релятивистского эффекта мы можем
i
ii определить константы кг и сравнить теорию с наблюдениями. Очевидно, что при таком
сравнении мы должны получить согласие масс, радиусов и температур каждой из компонент с принятой теоретической моделью звезд при одном химическом составе и возрасте. К сожалению, химический состав из одних лишь фотометрических наблюдений определяется плохо, что вносит дополнительные трудности при выборе адекватной модели. Полного согласия между теорией и наблюдениями в каждом конкретном случае до последнего времени не было. Но наблюдающееся уменьшение расхождений (за счет уточнения теории и накопления наблюдательных данных) говорит о том, что мы находимся на верном пути. Количество параметров, которые необходимо учитывать при решении задачи, довольно велико, и не все поддаются точному учету. Например, появившиеся в начале 90-х годов новые данные о коэффициентах непрозрачности (Роджерс и Иглесиас, 1992) и, соответственно, измененные параметры кг (Кларет и Гименее, 1992) привели для некоторых систем либо к совпадению теоретических расчетов с наблюдениями, либо значительно уменьшили расхождение. Самым сложным для наблюдений параметром является на данный момент осевое вращение звезд. Имеются данные о том, что не всегда компоненты в двойной системе вращаются вокруг оси синхронно с движением по орбите; также могут быть не компланарны осевые и орбитальный моменты вращения. Все это может приводить как к замедлению, так и к ускорению апсидального вращения. Отсюда видно, что каждая отдельно взятая система должна подвергаться всестороннему исследованию и всегда надо помнить о том, что реальная картина может отличаться от модели, которой мы на данный момент пользуемся. Подводя итог Введению, резюмируем, что в последнее время исследования релятивистских эффектов отошли на второй план и тот ажиотаж вокруг нескольких систем — DI Her, AS Cam, который привел даже к возникновению отличных от Эйнштейновской теорий гравитации (Моффат, 1984, 1989), прошел. Каждый конкретный случай либо нашел свое объяснение в рамках классической теории (Козырева и др., 1999), либо оставляет такую возможность для более искусных наблюдателей, вооруженных лучшей техникой, в будущем (Халиуллин и др., 1991; Гайнэн и Райзенбергер, 1989). Мы уже говорили, что согласие теории с наблюдениями существует статистически, и каждая вновь исследованная система несет в себе новую информацию. Общее количество исследованных звезд не превышает 100, а исследованных с точностью пригодной для расчетов и того меньше — порядка 40. Поэтому для наблюдателей, обладающих скромными аппаратурными возможностями, данная область представляется одной из наиболее перспективных для выполнения действительно качественного исследования, ценность которого со временем только возрастет.
8
На защиту выносятся следующие основные положения диссертации:
1. Высокоточные фотоэлектрические измерения затменных двойных систем а Северной Короны, GG Ориона, DI Геркулеса, V541 Лебедя, V577 Змееносца (более 9000 измерений). Для систем GG Ориона и V577 Змееносца фотоэлектрические наблюдения выполнены впервые в нашей работе.
2. Фотометрические и абсолютные элементы затменных двойных систем GG Ориона, V577 Змееносца, найденные из анализа их многоцветных кривых блеска итерационным методом дифференциальных поправок.
3. Первое обнаружение и измерение апсидального вращения в системах а Северной Короны и GG Ориона. Уточнение скорости вращения линии апсид в системах V541 Лебедя и DI Геркулеса.
4. Обнаружение физической микропеременности V577 Змееносца, а Северной Короны и GG Ориона. Определение периода физической переменности блеска у V577 Змееносца. Установление стабильности этого периода на протяжении 3 лет наблюдений.
5. Обнаружение аномально большого межзвездного поглощения (Av = 4.1КПК*1) в направлении затменной двойной системы GG Ориона с компонентами, еще не достигшими, по-видимому, начальной главной последовательности.
Перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов, полученных в диссертации. Исследования автора по этой теме начаты в 1986 г. и продолжаются по настоящее время. Основные результаты работы докладывались на семинарах отдела звездной астрофизики ГАИШ МГУ под руководством члена-корр. РАН A.M. Черепащука, на международной конференции по переменным звездам во Франции в 2002г.
Всего по теме диссертации было опубликовано 6 статей, три из них совместные. Общая постановка задач определялась моим научным руководителем, докт.физ.-мат.наук Х.Ф. Халиуллиным. В совместных работах с Х.Ф. Халиуллиным по исследованию систем GG Ori и V541 Cyg, автору принадлежит участие в постановке задачи, непосредственные наблюдения систем, первичная обработка результатов, определение фотометрических и абсолютных элементов GGOri, измерение параметров апсидального движения GGOri, уточнение параметров апсидального движения V541 Cyg, участие в обсуждении результатов. В совместной работе с С.А. Ходыкиным по DIHer, автору принадлежит большая часть наблюдений, а также участие в обработке и интерпретации результатов. В
остальных работах, по системам а СгВ и V577 Oph, исследования проведены самостоятельно.
Основная работа по разработке и изготовлению аппаратуры для наблюдений была проделана также самостоятельно. На этапе исследования кривых реакции, наблюдений стандартных звезд для определения температурных зависимостей и редукции в систему Каталога ГАИТИ, неоценимую помощь оказала Н.С. Волкова. При определении фотометрических параметров систем были использованы различные варианты программы, разработанной А.И. Халиуллиной и Х.Ф. Халиуллиным и реализующей модифицированный метод дифференциальных поправок. Множество вспомогательных программ для обработки электрофотометрических наблюдений, для поисков периодов были написаны автором самостоятельно. Часть наблюдений была выполнена с использованием электронных систем ввода в память ЭВМ и специальных программ для этих блоков, разработанных и отлаженных В.Г. Корниловым.
10
Глава I. Методика гетерохромных фотоэлектрических наблюдений затменных двойных систем.
§1.1. Обнаружение затменных систем из фотографических наблюдений, определение X орбит, периодов и оценка точности.
Основным методом открытия новых затменных систем до сих пор остается фотографический. Метод сводится к получению, как минимум, двух снимков данной области неба на одном инструменте в разные ночи наблюдений и последующее их сравнение. Как правило, для сравнения используют блинк-компараторы, позволяющие быстро переключать в поле зрения одну и ту же область неба на двух разных фотографических пластинках. Переменная звезда начинает «мигать». Метод хорош тем, что позволяет оперативно просматривать обширные области неба, обладает большой 44 проницающей силой даже на небольших по размерам инструментах. Трудность состоит в
том, чтобы получить снимки, пригодные для «блинкования». Они должны быть одинаковой плотности, изображения должны быть круглыми и одинаковыми на обеих пластинках. Для проверки необходимо иметь, по крайней мере, еще один, третий снимок. Доля вновь открываемых затменных разделенных систем невелика. Это связано с небольшими относительными размерами компонент: ri+гг < 0.1а (где а— большая полуось орбиты), что приводит к малой относительной продолжительности затмений, меньше 0.1Р (Р— орбитальный период системы). Вероятность «попасть в минимум» незначительна. Кроме того, для уверенного обнаружения переменности необходимо, чтобы блеск системы изменился хотя бы на 0.25ш, что приводит для рассматриваемых систем к еще меньшему интервалу «видимости»: <0.05Л Требование к амплитуде также накладывает ограничение на длительность экспозиции — если глубина минимума при частном затмении близка к 0.25™, то длинной экспозицией он будет полностью «замыт». Ввиду огромного количества информации, содержащейся на фотопластинке, тщательный просмотр одной только пары снимков может занять у опытного наблюдателя несколько рабочих дней. Более перспективным представляется сканирование фотографий с последующей компьютерной обработкой. При таком подходе, вместо простого просматривания пластинки у нас сохраняется информация о блеске и координатах всех
11
звезд на фотографии. Так как нас интересуют только затаенные, хорошо разделенные системы, обладающие к тому же значительным эксцентриситетом, то простого открытия звезды как переменной совершенно не достаточно. Звезда должна быть предварительно исследована тем же фотографическим методом. Для этого, как правило, необходимо не менее сотни снимков данной области неба, пригодных для измерений. При значительном эксцентриситете имеющегося материала бывает не достаточно, чтобы уверенно определить период звезды. Могут потребоваться многочисленные дополнительные измерения. Но уже из фотографической кривой блеска, если ее удается построить, можно предварительно оценить многие параметры системы. Можно получить относительные радиусы и светимости звезд, наклон орбиты, долготу периастра и эксцентриситет. Точность получаемых элементов невысока, порядка 15-20%. Но такие исследования позволяют выбрать из всего многообразия те системы, наблюдения которых значительно более точными, но и трудоемкими методами наиболее многообещающи. Например, для исследования движения линии апсид мало перспективны системы с периодами более 10 суток и долготой периастра, близкой к 0° или 180°. При такой ориентации орбиты и таком периоде положение минимумов на кривой блеска остается практически неизменным в течение весьма длительного времени — до сотен лет.
§1.2. Широкополосные и узкополосные многоцветные наблюдения с фотоумножителями. Практика использования одноканальных и многоканальных фотометров.
Методика фотоэлектрических наблюдений достаточно хорошо отработана, и мы здесь остановимся на практике конкретных наблюдений, проведенных в рамках данной работы. В данной работе, в основном, использовался одноканальный WBVR фотометр с фотоумножителем EMI9863, обладающим мультищелочным фотокатодом S20. В качестве питающей оптики служил 48см рефлектор АЗТ-14А, расположенный в Тянь-Шаньской высокогорной экспедиции ГАИШ вблизи Алма-Аты (высота 3000м), далее ТШВЭ. Некоторые наблюдения проводились на той же обсерватории с четырехканальным WBVR фотометром с фотоумножителями ФЭУ-79 (также имеет мультищелочной фотокатод S20, но обладает меньшей чувствительностью, чем EMI9863), конструкция и принцип действия которого описаны Корниловым и Крыловым (1990). Помимо этого, использовался одноканальный UBV фотометр собственной конструкции автора с
12
фотоумножителем EMI 9789 (биалкальный фотокатод), применявшимся как в ТШВЭ, так и на Крымской станции ГАИШ на телескопах ЗТЭ (125см) и Цейсс-600, а также в Москве, на телескопах АЗТ-2 (70см) и Цейсс-300 (рефрактор). Широкополосная система WBVR была выбрана ввиду ее лучшей определенности, особенно это касается редукции наблюдений в ультрафиолетовом диапазоне, с фильтром W. Подробное описание системы дано в работах Страйжиса (1977) и Халиуллина и др. (1985). За основу была принята система четырехканального WBVR фотометра, с которым в Государственном Астрономическом институте им. П.К.Штернберга был создан Каталог 13600 звезд Северного неба (Корнилов, Волков, Захаров и др., 1991), далее Каталог ГАИШ. Полосы В и V Каталога ГАИШ почти не отличаются от системы Моргана-Джонсона, а полоса W допускает однозначную редукцию в любую из систем U почти для всех звезд. Полоса R уникальна, но пересчитывается в любую из R еще проще, чем W. Не акцентируя особого внимания на техническом обеспечении, нужно отметить, что многие блоки регистрирующей аппаратуры, включая UBV фотометр, были разработаны и изготовлены автором самостоятельно. Например, механические узлы и кварцевое часовое ведение для двух телескопов АЗТ-14А, расположенных в ТШВЭ, два высоковольтных стабилизированных блока для UBV и WBVR одноканальных фотометров, широкополосные усилители для счета фотонов для этих же фотометров, низковольтный блок питания для широкополосных усилителей. Все приборы показали высокую степень надежности в полевых условиях, годами работая без обслуживания. Основными причинами отказов были перебои напряжения в сети и грубые ошибки наблюдателей. Например, напряжения в 2 кВ на входе не выдержит ни один усилитель, так и случилось однажды. Все это очень важно для практики наблюдений, так как, имея капризную или чувствительную к механическим воздействиям аппаратуру, невозможно получить хоть сколько-нибудь достоверные результаты. Находясь под куполом, ночью на морозе нужно использовать любую возможность для наблюдений, а не тратить драгоценное время на ремонт. Приборы должны выдерживать удары о телегу, наблюдателя и колонну, броски напряжения, перепады сезонных температур до 50° С, неумелое обращение неопытных наблюдателей - студентов, например. Практика показывает, что большинство внезапных отказов приходится именно на хорошие ночи.
Все фотометры были снабжены стандартными наборами стеклянных фильтров, описанными Страйжисом (1977); несколько могли отличаться толщины стекол. В фильтре W для устранения пропускания стекол марки УФС в красной области при работе с мультищелочным фотокатодом необходимо использовать кристалл медного купороса. Это
13
создает технические трудности при повторении системы, связанные со сложностью получения оптически однородного кристалла больших размеров (порядка 15 мм в диаметре) и его нестойкостью к влиянию внешней среды. Каждая из комбинаций светофильтров неоднократно проверялась на спектральное пропускание с помощью монохроматоров МДР-23 и «Specord». Фильтры и фотоумножители не термостатировались. Тому есть несколько причин. Любое усложнение конструкции прибора приводит к уменьшению его надежности, см. вьппе. Если систему охлаждать, то сразу возникнет проблема запотевания входного окна термостата, что может сократить доступное для наблюдений время наполовину - не только облака, но и повышенная влажность воздуха станет непреодолимой преградой. Если при термостатировании использовать подогрев, то мы увеличим темновой ток, ведь подогревать придется до максимальных годовых температур- для ТШВЭ это +15°С. С другой стороны, опыт показывает, что редко когда ночные температуры меняются больше чем на 2° - 4°С за 10—14 часов. Большие изменения говорят о приходе атмосферного фронта, который и остановит наблюдения естественным путем. Во-вторых, температурные зависимости фотоумножителей и фильтров можно исследовать и учесть при обработке. В-третьих, звезды сравнения стараются выбрать как можно более близкими по цвету к переменной, так что небольшие изменения инструментальной фотометрической системы почти не скажутся на результатах дифференциальной фотометрии. Необходимые исследования были проведены и подтвердили незначительность сезонного температурного эффекта, см. рис. 1.1. На этом рисунке приводятся наблюдения околополярной области из 45 ярких звезд, проведенные при разных температурах. Звезды в области находилась приблизительно на одних воздушных массах. Наблюдения при Т= -18°С были выполнены 25/26 ноября 1987г., а наблюдения при Т = +10°С— 31 августа/1 сентября 1988г. Стандартом являлась звезда HD5015 (F= 4.80m, Sp = F8 V), величины ее взяты из Каталога ГАИШ. Эта звезда одновременно является наиболее часто наблюдавшимся стандартом при наблюдениях Каталога ГАИШ. Видно, что при повышении температуры полосы BVR примерно одинаково смещаются в длинноволновую область. Полоса W практически не показывает температурного эффекта. Более сильный разброс наблюдений в ультрафиолете в области красных звезд объясняется малым сигналом. Дополнительным подтверждением точности проведенных наблюдений служит подтверждение переменности нескольких объектов каталога NSV и нескольких малоамплитудных переменных, случайно попавших в список. Звезды этого же списка (всего около 100шт.) были использованы и при редукции наших наблюдений в систему Каталога ГАИШ.
14
-0.05
-0.1
0.3
0.7
1.1
1.5
0.03 "
0.01 -0.01 -0.03 I"
-0.05
1 i • -
• •• ф ф ф -
••• : ф ф ф
•ф • # •* ф*ф* *
- ф ф ф ф ф ф ф
¦ -
-0.1
0.3
0.7
1.1
1.5
-0.03
-0.05
0.3
0.7
1.1
1.5
Рис. 1.1 Температурный эффект в кривых реакции одноканального WBVR электрофотометра
Важным параметром является стабильность фотоумножителя. Известно, что статистика фотонов и, следовательно, фотоэлектронов должна следовать закону распределения Пуассона. Отклонение статистики от Пуассоновской говорит о том, что в фотоумножителе, например, некачественный вакуум, и некоторые импульсы тока внутри колбы вызывают вторичные разряды. Может возникнуть, так называемая, положительная оптическая обратная связь, когда вспышка света от сильного электронного импульса вблизи анода инициирует новые фотоэлектроны с фотокатода. Отбор ФЭУ по этому параметру проводится записью статистики отсчетов в течение достаточно длительного времени при засветке фотокатода более сильным, чем при наблюдениях, стабильным источником света. Наша практика показала, что все используемые фотоумножители являлись практически идеальными приемниками, не внося в измерения дополнительного шума. Даже темновой ток, как правило, был в несколько раз слабее отсчетов на фон неба. В безлунную ночь в ТШВЭ, при условии отсутствия подсветки от Алма-Аты (город в облаках, на горе ясно, очень редкая ситуация), отсчет в 29" диафрагме на фон неба в фильтре V был 90сек'!, а темновой ток при Т= -5°С был около беек'1. Пример записи микропеременности для характеристики точности наблюдений приведен на рис. 1.2. Верхние графики представляют разности величин между переменной звездой (или контрольной звездой) и звездой сравнения, нижние — разности величин между переменной звездой (или звездой сравнения) и контрольной звездой. Отдельная точка соответствует ЗОсек экспозиции звезды величиной V~Sm на 48см рефлекторе. Видно, что разности «программная звезда — звезда сравнения» для переменной и контрольной звезды коррелируют. Амплитуда переменной V534 Таи во вторую ночь заметно снижается при учете разности ее блеска с контрольной звездой, а не с основной звездой сравнения. Последняя, видимо, обладает микропеременностью на уровне 0.005т. Средняя ошибка отдельной разности величин равна 0.0031Ш в первую ночь и 0.0057ш во вторую. Это соизмеримо с ошибкой, которую мы вправе ожидать из одной только статистики фотонов: 0.0016™. Влияние атмосферы — «мерцаний» звезды, на точность измерений, даже в идеальную по всем параметрам, фотометрическую ночь, в 4 раза сильнее, чем влияние фотонного шума. Не углубляясь далее в проблему точности фотометрических наблюдений, отметим лишь, что получаемая в ТШВЭ точность оказывается недостижимой для большинства других обсерваторий. При выносе за атмосферу данных наблюдений, представленных на рис. 1.2, использовалась безаэрозольная модель
16
AV
0.21 0.22 0.23 0.24 0.25 0.26 0.27
0.09 0.10 0.11 0.12 0.13 0.14 0.15 0.16
Контрольная звезда
V534Tau
0.41 0.43 0.45 0.47 0.49 0.51
Стандартная звезда
VS34Tau
AV
0.21 0.22 0.23 0.24 0.25 0.26 0.27
0.09 0.10 0.11 0.12 0.13 0.14 0.15 0.16
Контрольная звезда
0.30 0.32 0.34 0.36 0.38 0.40 0.42 0.44
Стандартная звезда
V53TTau
0.41 0.43 0.45 0.47 JD 2447468.0 +
0.49 0.51
0.30 0.32
0.42 0.44
0.34 0.36 0.38 0.40 JD 2447482.0 +
Рис.1.2. Наблюдения микропеременности V534 Таи, фильтр V. Верхние графики - разности контрольной
и переменной звезд со стандартной; нижние - разности стандартной и переменной звезд с контрольной звездой. Стандартная звезда показывает переменность с полной амплитудой 0.005™.
атмосферы. Воздушная масса увеличивалась от М=1 в начале записи до М=1.6 в конце. Сами заатмосферные отсчеты на звезду держались внутри 1% диапазона, практически так же, как и разности величин на рис. 1.2. Лишь в конце ночи JD 2447482 начались колебания прозрачности, превышающие 1%. Через 30 минут после окончания записи в эту ночь небо затянуло облаками. Точность наблюдений в эту ночь тоже ниже. Т.е. при наличии предварительной обработки в реальном времени оказывается возможным прогнозировать изменение наблюдательной погоды и соответственно корректировать программу наблюдений. Хотя обе записи разделены интервалом в 14 дней, температура в обе ночи отличалась на 9°С, наблюдения разделены промежутками непогоды, систематических расхождений в средних уровнях разностей нет.
Методом, предложенным Халиуллиным (1975), регулярно проверялась линейность всего приемного тракта: фотоумножитель - усилитель — счетчики импульсов. Используя понятие «мертвого времени» для статистики Пуассона, мы регулярно проверяли данный параметр, наблюдая в стабильную ночь несколько звезд (обычно 3) при разных (как правило, 5—6) апертурах питающей оптики. Диаметр входного отверстия телескопа регулировался ирисовой диафрагмой. Методом итераций находилась искомая величина. Для всех мультищелочных ФЭУ т ~ 20 — 25нс, а для биалкального т ~ 40 — 45нс. Различие связано с конструкцией динодов конкретных ФЭУ. Вся процедура занимала 15—20 минут. «Узким» звеном в цепочке регистрации является ФЭУ. Усилители конструкции Корнилова (Корнилов и Крылов, 1990) обладали «мертвым временем» порядка 5нс, счетчики — таким же. EMI9863 обладает несколько меньшим мертвым временем, чем ФЭУ-79, примерно 15 не против 20 не, и значительно лучшим одноэлектронным пиком. Это позволяет увереннее выставлять уровень дискриминации усилителя и говорит о лучшем отношении сигнала к шуму фотоумножителя фирмы EMI. За счет наличия токопроводящей оболочки, находящейся под потенциалом катода -1.9кВ, данный фотоумножитель менее подвержен влиянию электростатических полей, а значит и сезонным изменениям влажности. Иногда весной, при интенсивном таянии снега и высоком уровне влажности, работать с ФЭУ-79 было практически невозможно из-за повышенного и, главное, нестабильного темнового тока. В некоторых случаях помогало «проветривание» фотометра, а иногда и нет. Точных причин установить не удалось. Но у EMI9863 такого эффекта за все время работы не наблюдалось.
Один из наших объектов, аСгВ, чрезвычайно яркий: V= 2.2 lm. Яркие звезды фотометрировать значительно сложнее, чем даже предельно слабые. При отсчетах
18
порядка 10бс"1, даже хорошо известное т, точностью порядка 3 - 4%, вносит значительную погрешность в наблюдения. Кроме того, формула нелинейности:
где N— число пришедших, N^ — число зарегистрированных импульсов, т— «мертвое время», перестает работать, т.к. возникает постоянная составляющая в сигнале из-за накопления заряда в паразитных емкостях проводов и входных цепей, что приводит как бы к изменению уровня дискриминации, т меняется, причем закон изменения зависит от этих емкостей, а они каждую ночь разные, находятся в сложной зависимости от температуры, влажности и т.д. Предпочтительнее становится не счет фотонов, а аналоговый режим регистрации. Но это требует совсем другой аппаратуры. Выход в ослаблении сигнала. Но просто уменьшить сигнал нейтральным фильтром является нерациональным способом, и мы вместо этого использовали интерференционные фильтры. Имея высокое пропускание в максимуме, за счет малой ширины они ослабили сигнал до приемлемых уровней. Кроме того, применение интерференционных фильтров существенно облегчает учет атмосферной экстинкции. Измерения звезд разных спектральных классов становится возможным выносить за атмосферу с одинаковыми Бугеровскими коэффициентами. Правильный выбор полос помогает избавиться и от вредного влияния водяного пара в красной области, повысить контраст наблюдаемого явления, выбрать наиболее интересный участок спектра объекта наблюдения. Таким образом, положительное влияние узкой полосы пропускания несколько компенсирует сложности наблюдения ярких объектов. К тому же при наблюдениях ярких звезд подходящие по блеску и цвету звезды сравнения оказываются в нескольких угловых градусах от переменной, на других воздушных массах, и частое наведение на стандарт для контроля атмосферы уже не работает так хорошо, как при наблюдениях в непосредственной близости к переменной.
§1.3. Использование ПЗС- матриц в фотометрии: преимущества и недостатки в сравнении с фотоумножителями.
Некоторые наши наблюдения выполнены с использованием ПЗС-матриц. В отличие от фотоумножителей, матрицы используют внутренний фотоэффект. Электроны, высвободившиеся в материале светоприемника под влиянием потока фотонов, уже не
19
тратят энергию на преодоление потенциального барьера на границе вещество—вакуум, а остаются внутри чувствительного элемента, накапливаясь в потенциальных ловушках, созданных системой специальных электродов. Размер отдельной ячейки порядка 10— 20 мкм и распределены они в виде двумерной матрицы на поверхности светочувствительного элемента, в качестве которого обычно используется кремний. По окончании экспозиции заряд из ячеек последовательно сливается, усиливается и оцифровывается. Все вышесказанное и определяет основные характеристики матриц. Они
d, непрозрачны и поэтому имеют квантовый выход до 90% в максимуме чувствительности (у
ФЭУ с полупрозрачным фотокатодом не более 25%). За счет меньшей энергии выхода фотоэлектронов они чувствительны к инфракрасному излучению — до А,= 1.1 мкм. Это панорамные приемники, и они несут информацию о положении упавшего фотона. Для их питания не требуется источников высокого напряжения. Если звезда сравнения при измерении помещается на одном снимке с исследуемым объектом, то получаем возможность контролировать атмосферу и фон одновременно с измерением объекта. Наши наблюдения показали возможность фотометрирования с незначительной потерей точности при поглощении в облаках до lm. Помимо перечисленных достоинств, матрицы
^i обладают недостатками. За счет меньшей работы выхода у ПЗС-матриц больше тепловой
шум, чем у ФЭУ. Матрицы приходится охлаждать, что усложняет наблюдения и удорожает оборудование. Чувствительность даже близких элементов может сильно отличаться, необходимо контролировать это снимками равномерно освещенного поля. ПЗС-матрицы обладают значительным шумом считывания. Дополнительный шум привносится при усилении сигнала. ФЭУ от этих шумов практически свободны. Применявшиеся нами матрицы фирмы SBIG ST6 и ST7 показали точность фотометрирования ~ 0.019™ против 0.006т у ФЭУ при сравнимых апертурах питающей оптики, экспозициях и тех же объектах наблюдений. Звезда сравнения должна находиться на одном снимке с переменной. Также много наблюдательного времени теряется при считывании кадра. Особенно это сказывается при коротких экспозициях. Но стоит только начать наблюдать в легкие облака, при дымке, при сильной Луне, как картина меняется. Точность наблюдений с ФЭУ падает до 4% - 6% для одного измерения, а у матрицы остается почти прежней, до разумных пределов поглощения, конечно, см. выше. Наличие яркой Луны также уравнивает точность измерений с ФЭУ и матрицей. При сильном фоне неба, собственный тепловой шум матрицы уже не столь заметен в совокупном шуме от фона неба и темноты. При московских наблюдениях за счет использования матриц наблюдательное время, пригодное для фотометрии, почти удваивалось. Неоценимы
20

Получить работу