Наземная поддержка спутника ИНТЕГРАЛ комплексом научного оборудования 1.5-м телескопа РТТ150. Создание комплекса, наблюдения и интерпретация оптических свойств источников жесткого рентгеновского излучения тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

Бикмаев Ильфан Фяритович

Наземная поддержка спутника ИНТЕГРАЛ комплексом научного оборудования 1.5-м телескопа РТТ150. Создание комплекса, наблюдения и интерпретация оптических свойств источников жесткого рентгеновского излучения

00316Э1£)А

Специальность 01 03 02 - Астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Казань - 2008

1 5 МАЙ 2008

003169154

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы. Современная астрофизика стала всеволновой, активно освоив в последние десятилетия практически все диапазоны электромагнитного излучения Гамма, рентгеновские, ультрафиолетовые, инфракрасные фотоны, регистрируемые с помощью космических телескопов на орбитальных обсерваториях, воспринимаются уже как "обычные" носители информации об объектах Вселенной какими раньше были фотоны в оптике и радиодиапазоне Однако космические орбитальные обсерватории представляют собой дорогостоящие комплексы научного оборудования, как правило, создаваемые объединенными усилиями организаций из нескольких стран мира Поэтому количество таких обсерваторий в космосе ограничено, как и время их активной эксплуатации на орбите Количество регистрируемых фотонов высокой энергии также очень ограничено, но они являются носителями исключительно важной информации об окружающей нас Вселенной Очевидно, что надо использовать все имеющиеся ресурсы для извлечения этой информации Международная орбитальная обсерватория ИНТЕГРАЛ (Винклер и др , 2003), запущенная на высо-коапогейную орбиту российской ракетой-носителем "Протон" в октябре 2002 года, за 5 лет своей непрерывной работы на орбите благодаря широкому полю зрения обнаружила сотни новых источников с жестким рентгеновским излучением (20-100 кэВ) в различных участках неба Эти источники не могли быть зарегистрированы ранее предыдущими миссиями (например, И-ОБАТ) из-за поглощения фотонов мягкого рентгеновского диапазона в газо-пылевых оболочках, окружающих определенные классы рентгеновских источников (так называемые "поглощенные источники") Большая площадь обзора спутника ИНТЕГРАЛ (практически все небо) позволяет фактически впервые изучать пространственное распределение источников, излучающих в диапазоне энергий 20-100 кэВ Угловое разрешение телескопов обсерватории ИНТЕГРАЛ составляет десятки угловых минут и точность локализации источников на небе составляет, в среднем, 2-4 угловые минуты В связи с этим обстоятельством, оптическая идентификация рентгеновских источников спутника ИНТЕГРАЛ яв-

3

ляется самостоятельной актуальной наблюдательной задачей для современных наземных телескопов Особенную сложность для отождествления представляют участки неба вблизи плоскости Млечного Пути - основной зоны исследований в научной программе ИНТЕГРАЛа Эта зона на небе не случайно называется "зоной избегания", так как многочисленные наземные спектральные обзоры "обходили" эту зону из-за большой плотности оптических источников в этой области и сложностей спектральной классификации в обзорных задачах из-за эффектов пространственного наложения спектров источников Более того, в плоскости Млечного Пути сосредоточена основная масса газа и пыли Галактики, которые эффективно поглощают излучение объектов, лежащих на луче зрения в этой плоскости (± 10 градусов) Таким образом, до решения задачи о пространственном распределении источников ИНТЕГРАЛа, необходимо решить задачу об оптической идентификации каждого индивидуального источника, его классификации (физической природе) и определения расстояния до него Из-за ограниченной рентгеновской чувствительности телескопов ИНТЕГРАЛа (10*" эрг/сек*см2), связанной с естественной технической трудностью фокусировки фотонов жесткого рентгеновского диапазона, большая часть обнаруживаемых источников ИНТЕГРАЛа должна находится внутри нашей Галактики или в ближней Вселенной (с красными смещениями г < 0 2) Поэтому, для части рентгеновских источников ИНТЕГРАЛа проблема оптической идентификации была решена путем совмещения рентгеновских изображений с имеющимися электронными изображениями и каталогами источников из оптических и инфракрасных обзоров неба Однако для части источников такой "простой" путь оказался недостаточным для решения задачи отожествления и классификации источников Потребовалось привлечение наземных телескопов, оснащенных современным научным оборудованием

Для решения этой актуальной задачи и был использован 1 5-метровый телескоп РТТ150 с его современным научным оборудованием Важнейшим фактором его использования для этой задачи было то обстоятельство, что КГУ и ИКИ РАН, которым принадлежит соответственно 45 и 15 процентов наблюда-

тельного времени телескопа, были заинтересованы в проведении этих наблюдений и выделили для этого значительные ресурсы телескопа

Большая часть видимого вещества Вселенной сосредоточена в звездах, входящих в состав галактик Процессы эволюции вещества являются наиболее интересными с точки зрения их исследования на всех пространственных и временных масштабах, начиная от взрывного рождения Вселенной и до спокойного течения событий внутри Солнечной системы, изредка нарушаемого вбрасыванием в нее кометного вещества из граничащих с Солнечной системой областей Галактики

Несмотря на то, что вклад звезд и галактик в среднюю плотность вещества во Вселенной не превышает I -2 процентов, именно эти структурные образования являются пробными телами, фотоны от которых мы и способны регистрировать для исследования структуры и физики Вселенной, а также для детального изучения происходящих в ней процессов

Звездные атмосферы являются основными носителями информации об эволюции химического вещества в нашей Галактике, дополнительные сведения об этом содержатся в межзвездной газо-пылевой среде Информация о химическом составе звезд может быть получена только на основе согласования высокоточных наблюдательных данных с результатами наиболее передовых методов численных расчетов звездных атмосфер

Поэтому, актуальными являются как задача получения спектров высокого разрешения, так и их адекватного теоретического анализа с целью определения физических параметров и химического состава звездных атмосфер

По-видимому, большая часть звезд Галактики содержится в двойных и кратных системах Некоторая часть звезд Галактики образует так называемые тесные двойные системы, в которых происходит обмен масс между компонентами посредством перетекания вещества с одной звезды на соседнюю Как правило, соседняя звезда является компактным объектом (в виде черной дыры, нейтронной звезды или белого карлика), обладающим сильным гравитацион-

ным потенциалом, что и обуславливает аккрецию на нее вещества нормальной звезды-соседки Физические процессы аккреции и переработки потенциальной энергии вещества, падающего на компактный объект, являются еще недостаточно изученными В связи с этим, оказывается актуальной задача регистрации излучения от систем с аккрецией вещества с высоким временным разрешением и в различных диапазонах энергии

Несмотря на то, что современная астрономия является многоволновой наукой с регистрацией излучения в широком диапазоне электромагнитного излучения - от гамма-лучей до радиоволн, имеется значительный дефицит наблюдательных средств и экспериментальных установок для обеспечения непрерывности регистрации излучения от одного источника, либо для обеспечения регистрации многих источников в каком-либо диапазоне длин волн Особенно эта проблема актуальна для российской астрономии в связи с отсутствием производства астрономических телескопов на российских предприятиях Еще большей проблемой является оснащение даже имеющихся телескопов современным научным оборудованием, работоспособность которого полностью определяется использованием современных крупноформатных охлаждаемых ПЗС-матриц, производство которых в России фактически также не освоено, за исключением единственной специализированной лаборатории в CAO РАН

Учитывая это обстоятельство, актуальной является задача оснащения телескопа РТТ150 современным научным оборудованием для решения вышеуказанных астрофизических проблем Цели и задачи работы.

В связи с отмеченным выше, целями работы являются следующие

1 Создание и внедрение комплекса современного научного оборудования в практику регулярных наблюдений на I 5-метровом телескопе РТТ150

2 Оптическая идентификация и классификация неотождествленных рентгеновских источников жесткого диапазона (20-100 кэВ), обнаруженных космической орбитальной обсерваторией ИНТЕГРАЛ

3 Оптические наблюдения микроквазара SS433 во время сеансов наблюдений этой системы спутником ИНТЕГРАЛ и с целью исследования флуктуаций яркости на временной шкале 10 - 10000 секунд

4 Поиск новых тесных двойных систем с эффектами отражения -предкатаклизмических переменных звезд

5 Фотометрия оптических послесвечений гамма-всплесков

6 Фотометрический мониторинг гравитационной линзы SBS1520 с целью определения времени задержки светового сигнала

7 Исследование физических параметров и химического состава атмосфер избранных групп звезд

Научная новизна работы заключается в следующем.

1) Современное новое научное оборудование внедрено в практику регулярных астрономических наблюдений на 1 5-метровом телескопе РТТ150, включая крупногабаритный стационарный Кудэ-эшелле спектрометр высокого разрешения

2) Выполнено оптическое отождествление 6 близких (z < 0 1) новых активных ядер галактик, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и RXTE- IGR J18559+1535, IGR J19473+4452, IGR J21277+5656, XSS J05054-2348, XSS J16151-0943, XSS J21354-2720

3) Выполнено оптическое отождествление 2-х новых катаклиз-мических двойных систем, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и RXTE IGR 300234+6141 и XSS J00564+4548

4) Впервые выполнены долговременные фотометрические наблюдения SS433 с временным разрешением 6 сек и точностью в 1 процент, позволившие построить высокоточный спектр мощности переменного оптического излучения системы в диапазоне частот 0 00001 -0 01 Гц и выполнить сравнение со спектром мощности в рентгеновском диапазоне в широком временном интервале

5) Впервые обнаружены малоамплитудные (0 04 mag) периодические (Р=0 319 суток) изменения блеска у объекта PG2200+085, связан-

ные с действием эффектов отражения и несферичности компонент в тесной двойной системе с рентгеновским источником

6) Впервые обнаружена протяженная пространственная структура рентгеновского источника ИЗБ 1032, указавшая на его внегалактическое происхождение, и, возможно, являющегося кандидатом в черную дыру промежуточной массы

7) Выполнены уникальные фотометрические наблюдения кратковременных (часы, сутки) слабых оптических послесвечений гамма-всплесков

8) Выполнен долговременный фотометрический мониторинг гравитационно-линзированного квазара БВБ1520+530, позволивший независимо определить время задержки светового сигнала (128 суток) и подтвердить наличие эффектов микролинзирования

9) Определены наиболее точные физические параметры и химический состава избранных групп звезд спектральных классов АДй Научную и практическую значимость имеют

- функционирующий комплекс современного научного оборудования I 5-м телескопа РТТ150,

- результаты новых оптических отождествлений активных ядер галактик, их красные смещения, позволяющие определять светимость и изучать пространственное распределение,

- результаты новых оптических отождествлений тесных двойных звездных систем с рентгеновскими объектами

- кривые блеска высокого временного разрешения тесных двойных систем

- архив высокоточных спектров высокого разрешения А-Р-О-звезд в окрестностях Солнца,

- методики получения и обработки спектров высокого разрешения и высокоточных рядов фотометрических данных

Результаты, выносимые на защиту:

1 Современное научного оборудование, внедренное в практику регулярных астрономических наблюдений на 1 5-м телескопе РТТ150, включая крупногабаритный стационарный Кудэ-зшелле спектрометр высокого разрешения

2 Результаты оптического отождествления 6 близких (z < 0.1) новых активных ядер галактик, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и RXTE IGR J18559+1535, 1GR J19473+4452, IGR J21277+5656, XSS J05054-2348, XSS J16151-0943, XSS J21354-2720

3 Результаты оптического отождествления 2-х новых катак-лизмических двойных систем, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и RXTE IGR J00234+6141 и XSS J00564+4548

4. Результаты долговременных фотометрических наблюдений SS433 с временным разрешением 6 сек и точностью в 1 процент, позволившие построить высокоточный спектр мощности переменного оптического излучения системы в диапазоне частот 0 00001 - 0 01 Гц и выполнить сравнение со спектром мощности в рентгеновском диапазоне в широком временном интервале

5 Обнаружение малоамплитудных (0 04 mag) периодических (Р =0 319 d) изменений блеска у объекта PG2200+085, связанных с действием эффектов отражения и несферичности компонент в тесной двойной системе с рентгеновским источником

6 Обнаружение протяженной пространственной структуры рентгеновского источника RBS1032, указавшее на его внегалактическое происхождение, и, возможно, являющимся кандидатом в черную дыру промежуточной массы

7 Результаты фотометрических наблюдений слабых оптических послесвечений гамма-всплесков

8 Результаты фотометрического мониторинга гравитационно-линзированного квазара SBS1520+530, подтвердившие время задержки светового сигнала (-130 суток) и наличие эффекта микролинзирования.

9 Результаты определений физических параметров и химического состава избранных групп звезд спектральных классов A,F,G Апробация работы.

Результаты работы докладывались автором на 20 международных и всероссийских конференциях в период 1992-2007 гг, а также на научных семинарах ряда российских и зарубежных организаций

на Симпозиумах MAC N 164 "Звездные населения" и N169 "Нерешенные проблемы Млечного Пути" в период 22-й Генеральной Ассамблеи MAC в Гааге, Голландия (1994), на Симпозиуме MAC N 177 "Феномен углеродных звезд", Анталья, Турция (1996), Совещании "Лабораторная и астрономическая спектроскопия высокого разрешения", Брюссель, Бельгия (1994), Симпозиуме MAC N 210 "Моделирование звездных атмосфер", "Уписала, Швеция (2002), Международной конференции "Скрытая Вселенная, ИНТЕГРАЛ-2006", Москва (2006), Совещаниях Европейского Астрономического Общества - JENAM-2000 (Москва, С-Петербург), JENAM-2001 (Мюнхен), Международном совещании "Маяки Вселенной", Мюнхен, Германия (2001 г), XV-м Национальном Астрономическом Конгрессе, Стамбул, Турция (2006), Всероссийских астрономических конференциях ВАК-1997, ВАК-2004 (Москва), ВАК-2007 (Казань), Всероссийских конференциях, посвященных 100-летию Астрономической Обсерватории им Энгельгардта, Казань (2001), 100-летию Д Я Мартынова и 100-летию П П Паренаго, Москва (2006), Всероссийских конференциях "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра", Москва (2005,2006, 2007), Совещаниях Рабочей Группы "Звездные атмосферы", CAO РАН (1992), Киев (1994), Одесса (1996), Совещании "Методы спектроскопии в современной астрофизике", Москва (2006), ежегодных Итоговых научных конференциях КГУ (19962007), Семинарах CAO РАН, ИНАСАН, кафедры астрономии Казанского госуниверситета

Достоверность научных результатов

1) Созданное и внедренное современное научное оборудование телескопа РТТ150 тестировалось путем сравнения с результатами опубликованных однотипных наблюдений, выполненных на современных телескопах мира Результаты сравнения показали, что качество данных РТТ150 не только не уступает современному уровню, но в ряде случаев может выступать в качестве эталонных для калибровки других подобных инструментов в России и за рубежом

2) Методика обработки фотометрических и спектральных данных, полученных на РТТ150, тестировалась путем сравнения с результатами, полученными другими пакетами программ Во всех случаях результаты тестирования показали полное количественное соответствие данных

3) Результаты оптического отождествления и определенные физические параметры ядер активных галактик и поляров сравнивались с позднее опубликованными данными других авторов для некоторых общих объектов и было обнаружено количественное соответствие с независимо полученными данными

Структура и объем диссертации

Диссертационная работа состоит из введения, 8 глав, заключения и списка литературы Общий объем диссертации составляет 270 страниц, включая 130 рисунков и 17 таблиц Список литературы содержит 112 наименований

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Во введении дается общая характеристика работы и обосновывается актуальность и необходимость создания комплекса научного оборудования 1 5-метрового телескопа РТТ150 для решения задачи оптического отождествления рентгеновских источников орбитальной обсерватории ИНТЕГРАЛ и исследования их физических параметров

В первой главе описаны технические этапы, связанные с работой по сборке, установке и юстировке 1 5-м телескопа АЗТ-22 (изготовленного в 1995 году на АО ЛОМО, С-Петербург, по заказу Казанского госуниверситета) в Национальной Обсерватории ТЮБИТАК (Турция) По совместному соглашению участников международного проекта (КГУ, ИКИ РАН, Национальная Обсерватория ТЮБИТАК) данный 1 5-м телескоп АЗТ-22 именуется как РТТ150 (Российско-Турецкий телескоп с диаметром зеркала 150 см) и совместно эксплуатируется участниками проекта По своей оптико-механической конструкции телескоп РТТ150 является аналогом 1 5-м телескопа АЗТ-22, установленного на Обсерватории Майданак в Узбекистане Транспортировка из С-Петербурга в Ан-талью (Турция) в разобранном виде была осуществлена в 1995 году В 1996 году был заложен фундамент здания для РТТ150 Здание было спроектировано с учетом установки внутри него крупногабаритного куде-эшелле спектрометра в термостатированном и позиционно стабильном, изолированном помещении Кроме того, было предусмотрено, что высота установки телескопа составит 1215 метров над уровнем земной поверхности, что изолирует телескоп от наиболее сильных турбулентных помех, возникающих в приземном слое воздуха В летние сезоны 1997-98 гг совместно со специалистами АО ЛОМО были выполнены работы по сборке и монтажу оптико-механических и электронных узлов телескопа В сезоны 1999-2000 гг были выполнены этапы высокоточной астрономической юстировки оптических систем телескопа в фокусах F/8, F/16 (Кассегрен), F/48 (Куде) Юстировка системы F/8 была выполнена с использованием диафрагмы Гартмана диаметром 150 см, оптика систем F/16 и F/48 юс-

тировалась отдельно с привязкой к оптической оси системы F/8 По результатам юстировки системы F/8 был сделан вывод, что 50 процентов полной энергии пучка концентрируется в кружке диаметром 0 4 угловой секунды, а 80 процентов энергии - внутри кружка диаметром 0 55 угл секунды, что примерно в 2 раза меньше характерного размера кружка атмосферной турбуленции в условиях Национальной обсерватории ТЮБИТАК (Аслан и др, 1989) Таким образом, качество оптики РТТ150 и ее юстировки не вносят дополнительных искажений в размеры и форму изображений, которые, в основном, определяются атмосферными условиями

В этой главе описаны также этапы работы по повышению точности наведения телескопа РТТ150 по заданным координатам объектов Автоматическая система управления телескопа РТТ150 была создана российскими участниками проекта (КГУ, ИКИ РАН) Повышение точности наведения до 10-20 угловых секунд было достигнуто за счет учета наклонов главного зеркала в его оправе и введения эмпирических поправок в программу наведения в зависимости от положения трубы телескопа по отношению к горизонту и сторонам света Функционирующая система управления телескопа позволяет осуществлять дистанционное управление телескопом и научным оборудованием с 1-го этажа здания, где размещена вспомогательная комната для наблюдателей В дальнейшем планируется вынос рабочего места наблюдателей из здания РТТ150

Во второй главе диссертации описаны этапы создания и юстировки ку-де-эшелле спектрометра и даны основные технические параметры научных приборов РТТ150 - ПЗС-фотометра на основе термоэлектрически охлаждаемой ПЗС-матрицы фирмы ANDOR, камеры прямых изображений и спектров низкого разрешения TFOSC, стационарного куде-эшелле спектрометра Все приборы используются в регулярных наблюдениях на РТТ150 по научным программам участников проекта

При изготовлении элементов кудэ-эшелле спектрометра для PTTI50 был использован успешный опыт создания таких приборов для 1-м телескопа "Цейсс-1000" CAO РАН и 2-м телескопа "Цейсс-2000" на пике Терскол (Мусаев, 1996,

Мусаев и др , 1999) Однако в отличие от 1-м и 2-м телескопов, для РТТ150 пришлось выполнить изготовление всех оптико-механических элементов крупногабаритного куде-спектрометра, так как данный прибор не входил в состав телескопа АЗТ-22 при его проектировании и изготовлении на АО ЛОМЮ

В настоящее время в состав научного оборудования входят следующие приборы

1 ПЗС-фотометр с термоэлектически охлаждаемой до - 60 С ПЗС-матрицей производства северо-ирландской фирмы ANDOR (www andor com) При формате 2048 х 2048 элементов (13 5 микрон каждый), поле зрения составляет 8x8 угловых минут при масштабе 0 24 угловых секунд на пиксель для системы F/8 Фотометр снабжен двумя турелями квадратных фильтров (50 х 50 х 5 мм) со стандартными системами BESSEL (UBVRcIc) и SDSS (u1, g', г', Г, z1) Опыт наблюдений показал возможность регистрации объектов 23-24 звездной величины в полосе Rc за 1 -2 часа суммарной экспозиции при качестве изображений 1-15 угловых секунд (с фотометрической точностью 20 процентов) или быстрой (1-10 сек) фотометрии объектов 12-15 звездной величины с фотометрической точностью 1-10 процентов

2 Прибор TFOSC (TUBITAK FOSC) - это модифицированный вариант приборов серии FOSC (Faint Objects Spectrometer and Camera) Прибор изготовлен в астрономической обсерватории Копенгагенского университета (Дания"! Он состоит из фокального редуктора, трансформирующего пучок F/8 в пучок F/5 5 После многолинзового коллиматора в параллельном пучке установлены турели для фильтров систем BESSEL (UBVRclc) и SDSS (u1, g', r', i', z') и прозрачных дифракционных решеток и призм (гризм) В качестве приемника используется азотно-охлаждаемая ПЗС-матрица формата 2048 х 2080 элементов (15 микрон каждый) В зависимости от наблюдательной задачи прибор позволяет получать прямые изображения с полем зрения 13 х 13 угловых минут с масштабом 0 39 угловых секунд на пиксель, спектры низкого (5-15 Ангстрем) или среднего (2-3 Ангстрема) разрешения (в эшелле моде)

Также как и вышеуказанный ГТЗС-фотометр, прибор TFOSC снабжен отдельным офсетным автогидом, который установлен в нерабочей зоне поля зрения системы F/8 и снабжен отдельной, термоэлектрически охлаждаемой ПЗС-матрицей Она используется для контроля положения опорной (гидировочной) звезды и передачи команд в систему управления телескопа для тонкой коррекции положения телескопа в ходе рабочих экспозиций

Использование офсетного гида позволяет сохранять атмосферное качество изображений - 1 5 угловых секунд в течение характерных экспозиций 10-30 минут и удерживать объекты на входной щели при использовании спектральной моды прибора FFOSC Опыт наблюдений с TFOSC показал возможность регистрации спектров объектов 14-19-ой величины с разрешением 10-15 Ангстрем для задач спектральной классификации, и объектов 10-13 величины в эшелле-моде с разрешением 3 Ангстрема и высоким отношением сигнал / шум для задач количественного спектрального анализа или измерений лучевых скоростей для исследования кинематики звезд Галактики или орбитальных движений звезд в двойных системах

3 Куде-эшеллс спектрометр полностью изготовлен в России Прибор размещен в отдельном тепло и поjhuhohho-изолированном помещении на 2-ом этаже здания РТТ150 В 2003 году были завершены работы по установке и юстировке оптико-механических элементов спектрометра внутри этого помещения и в 2004 году начались регулярные наблюдения Спектрометр оснашен двумя оптическими камерами со спектральным разрешением R=40000 и R= 100000 Тестовые наблюдения показали высокое качество оптики камер по всему полю эшелле-кадра В настоящее время используется только короткофокусная камера (F=380 мм) с разрешением R=40000, в фокусе которой установлена азотно-охлаждаемая ПЗС-матрица, изготовленная в CAO РАН, с форматом 1160 х 1040 элементов (16 мкм каждый) При работе с этой матрицей регистрируется около 70 эшелле-порядков в диапазоне 3900-8700 Ангстрем. При этом в желтой и красной частях спектра порядки не перекрываются из-за ограниченного геометрического размера ПЗС (18 х 16 мм)

Опыт тестовых наблюдений на этой камере с использованием ПЗС матрицы фирмы АЫООЯ показал, что при формате 2048 х 2048 элементов регистрируется одновременно практически весь диапазон 3500 - 10000 А с полным перекрытием всех порядков При работе с камерой 11=100000 необходима ПЗС-матрица формата 4096 х 2048 для одновременной регистрации указанного спектрального интервала с перекрытием всех эшелле-порядков Такие ПЗС-магрицы в мире реально уже используются и вопрос оснащения ими данного прибора — это вопрос ближайшего будущего

Исследования фотометрических и позиционных характеристик показали следующее-

При разрешении Я = 40000 куде-эшелле спектрометр позволяет регистрировать спектры звезд до 8-й величины с отношением сигнал/шум 100 на элемент разрешения в максимуме чувствительности ПЗС-матирцы и измерять эквивалентные ширины спектральных линий с систематической погрешностью в 1 процент и лучевые скорости звезд с точностью до 100 метров в секунду Тестовые наблюдения с использованием йодной ячейки показали возможность увеличения точности регистрации лучевых скоростей до 10-15 метров в секунду, то есть на порядок выше по сравнению с классическими подходами

При использовании прибора ТРОБС в эшелле-моде со спектральным разрешением 3 Ангстрема, точность измерения лучевых скоростей составляет 1-10 км/сек в зависимости от спектрального класса и скорости вращения исследуемых звезд 10-13 величины, что достаточно для решения задач о кинематике звезд Галактики или определения орбитальных параметров звезд в тесных двойных системах

В трегьей главе приводятся результаты первых применений телескопа РТТ150 в задаче оптического отождествления рентгеновских источников спутника ИНТЕГРАЛ и исследования оптических свойств источников жесткого излучения,

В настоящее время наблюдения орбитальной обсерватории ИНТЕГРАЛ (Винклер и др, 2003) покрыли значительную часть неба и позволили обнару-

жить десятки новых источников жесткого рентгеновского излучения (Кривонос и др. 2007) Идентификация большой части источников затруднена ввиду невысокой точности их локализации при помощи телескопов ИНТЕГРАЛа (2-3 угловые минуты) Особенно сложна идентификация источников, лежащих в направлении на плоскость Млечного Пути - основной зоны на небе в научной программе обсерватории ИНТЕГРАЛ Приборы ИНТЕГРАЛа имеют примерно в 100 раз большую чувствительность в жестком рентгеновском диапазоне (20100 кэВ) по сравнению с предыдущими миссиями Это позволяет обнаруживать новые источники, особенно окруженные пылевыми оболочками, которая на несколько порядков поглощает излучение в мягком рентгеновском диапазоне С другой стороны, практически полное покрытие площади неба позволяет решать задачу пространственного распределения обнаруживаемых источников В частности, но данным нового каталога источников ИНТЕГРАЛа (Кривонос и др, 2007) был обнаружен эффект пространственной анизотропии в распределении активных ядер галактик в ближней Вселенной (D < 70 Мпк) Число известных АЯГ в ограниченном диапазоне красных смещений (z < 0 1) остается небольшим (100-150 объектов на всем небе) и необходимо увеличивать статистику путем продолжения оптического отождествления новых источников Кроме активных ядер галактик среди отождествленных источников обнаруживаются и ожидаются различные варианты тесных двойных систем с компактными объектами и аккрецией вещества на них

В результате выполнения спектральных и фотометрических наблюдений на РТТ150 группы новых источников, обнаруженных ИНТЕГРАЛом, в данной работе были оптически отождествлены 6 активных ядер галактик и 2 новые тесные двойные системы, классифицированные как промежуточные поляры Для первой серии наблюдений на РТТ150 были выбраны объекты, имеющие относительно точную локализацию либо по результатам предыдущих наблюдений обсерваторий ROSAT, ErNSTEIN, RXTE, либо по недавним наблюдениям обсериаюрий SWIFT или CHANDRA - на основе уже известных локализаций спутника ИНТЕГРАЛ На рис 1 показаны изображения 6-ти полей (ПЗС-

фотометр ANDOR) с перекрестной локализацией источников по данным обсерваторий ИНТЕГРАЛ, RXTE, EINSTEIN, ROSAT, CHANDRA Спектры этих источников, полученные с помощью прибора TFOSC, показаны на рис 2 На основании отношений интенсивностей линий [NII],6584/Ha и [0]II],S007/Hß и измеренных полуширин этих линий (FWHM) указанные источники классифицированы как сейфертовские галактики 1 или 2 типов Все объекты попадают в

диапазон красных смещений г - 0 014-0 085, их характерные рентгеновские и

43 44

оптические светимости составляют 10 -10 эрг/сек Таким образом, указанные источники являются активными ядрами галактик в близкой Вселенной (50300 Мпк) со светимостями, сравнимыми или превышающими интегральную светимость всех звезд родительской галактики Глубокие снимки (Rc ~ 23 5 mag) полученные с помощью ПЗС-фотометра ANDOR для всех 6-ти случаев показали наличие протяженной структуры с размерами в 10-20 угловых секунд, что соответствует характерным линейным размерам родительских галактик 1020 Кпк Корреляция между светимостью в линии [01Н],5007 А и рентгеновской светимостью служит дополнительным аргументом в пользу классификации их как АЯГ

XSS К15054-2346 2MASX JOSOS4575-235 U9 (SWIFT/XRT papillon)

RXTE/PCA position

S'iifiÔO

INTEGRAL («min

ROSAT position

ДЛВ A ttSJj

<|>1tllyîASX,,J %.". * "

"i

ij>- - — - / ,: - Й 10R J 1^473+4452 (CHANDRA positionj

■да— " '

XSS J16151-0943

Рис. 1. Изображения областей неба по снимкам РТТ150 в полосе фильтра Г1с вокруг 6-ти ранее неидентифицированных источников обсерваторий ИНТЕГРАЛ и ЯХТЕ.

о о х о

О

X

ф

IX

К (в X

л

с,

ф

I—

О О X

и

о

N

ЧЫ

ХЭЗ .№5054-2348 Эу2 г = 0.035

7000

7000

4000

5000

1-

Х5Э Л6151-0943 Эу1 г = 0.065

О

4000 5000 6009 7000

4т

О

3-

ЮР! Л9473+4452 Йу2 г = 0.053

4000 5000 6000 7000

4т |

! о

3-

щ X

6000 7000

Длина

о

ХББ .121354-2720 5у1.5 г = 0.067

4000 5000 6000 7000

волны, А

Рис. 2. Спектры 6-ти обнаруженных АЯГ. отмеченных стрелками (без номеров) на рис. I. Спектры показаны в относительных интенсивностях.

Два новых источника с жестким рентгеновским излучением ЮЯ .100234+6141 и .100564+4548, спектры которых показали нулевое красное смещение с характерными эмиссионными линиями излучения от аккреционных дисков, были классифицированы как промежуточные поляры. На рис. 3. показана область неба вокруг источника ЮЯ 100234+6141. Спектры были получены для 7 объектов, показанных цифрами внутри круга ошибок обсерватории {ЮБАТ. На рис. 4 показан спекгр объекта под номером 7, который и был идентифицирован как оптический компонент рентгеновского источника. На Рис. 5 приведена кривая блеска источника ЮЯ .100234+6141, показывающая вариации оптического потока с периодом вращения аккрецирующего белого карлика (570 сек). На Рис. 6 показана кривая лучевых скоростей для объекта ЮЯ 100234+6141, построенная по эмиссионным линиям На и Н(3 на основе спектров ТРОЗС. Периодические изменения лучевых скоростей с характерным периодом в 4 часа отражают орбитальное движение в тесной двойной системе.

Рис. 3. Оптическое изображение неба вокруг источника ГСИ .100234+6141. Спектры были получены для 7 объектов показанных цифрами внутри круга ошибок обсерватории РЮЗАТ.

4ШШ 45(!<( »(XI 550« «*>

Длина полны,А

Рис 4 Оптический спектр объекта 1С К 100234+6141 (объект 7 на Рис 3)

Рис 5 Кривая блеска источника ЮЯ100234+6141

Время, минуты

Рис 6 Кривая лучевых скоростей источника ЮИ Ю0234+6141

Кроме отмеченных выше 8 объектов в третьей главе также приводятся примеры оптических отождествлений источников дополнительной выборки в направлении на плоскость Галактики и анализируются характеристики их оптического излучения

В четвертой главе приводятся результаты фотометрических наблюдений на РТТ150 объекта SS433 во время сеансов параллельных наблюдений с обсерваторией ИНТЕГРАЛ и исследования спектров мощности его оптического излучения Источник SS433 является уникальным объектом не только нашей Галактики, но и ближайших галактик - до сих пор не обнаружены аналогичные ему источники, столь активно излучающие одновременно от гамма до оптики и радио диапазонов энергии SS433 - это массивная затменная двойная рентгеновская система на продвинутой эволюционной стадии До сих пор не решена окончательно проблема масс для компонент системы Компактным объектом является, по-видимому, черная дыра с массой около 10 масс Солнца, а оптический компонент - это звезда А-сверхгигаит с массой порядка 30 масс Солнца (Черепащук и др , 2005) В тоже время, наибольший вклад в излучение системы дают аккреционный диск и джеты (газовые струи) SS433 - это микроквазар со сверхкритической аккрецией и релятивистскими джетами (0 26с) С целью более детального исследования физических характеристик этой сложной и комплексной астрофизической системы были организованы наблюдения SS433 с помощью телескопов обсерватории ИНТЕГРАЛ (A M Черепащук, Р А Сюняев), а также наземные оптические и радионаблюдения, координацию которых организовали К Постнов (ГАИШ МГУ) и С Фабрика (CAO РАН) В рамках наземной поддержки наблюдений спутником ИНТЕГРАЛ в апреле-мае 2003 года, на телескопе РТТ150 были выполнены высокоточные фотометрические наблюдения с временным разрешением 10-30 секунд с использованием ПЗС-фотометра ANDOR В результате были получены кривые блеска SS433 с фотометрической точностью в 0 5-1 процент на протяжении всего орбитального периода с 28 апреля по 12 мая 2003 года Наблюдения на РТТ150, включенные в общую базу данных наземных оптических наблюдений (Черепащук и др, 2005), позволили

зафиксировать момент минимума блеска с точностью 0 169 суток при сравнении с расчетными эфемеридами В Горанского и др (1998) Этот параметр был необходим для временной привязки моментов рентгеновских затмений SS433 при наблюдениях спутником ИНТЕГРАЛ и сравнения ширин кривых затмения в оптическом и жестком рентгеновском диапазонах Кроме того, оптические наблюдения подтвердили "спокойное" состояние системы в ходе наблюдений на ИНТЕГРАЛе, что было важным для достоверного анализа и интерпретации кривой затмения SS433 в жестких рентгеновском диапазоне

В ходе фотометрических наблюдений SS433 на РТТ150 в 2003 году были зафиксированы апериодические флуктуации блеска с амплитудами в 3-5 процентов на временных масштабах в 100 секунд (Черепащук и др , 2005), рис 7

13 90

13 95

14 00

О) го

Е 14 05

I >

14 10 14 15 14 20

05/06.05 2003 RTT150

Check stars (Vmag + С) N3, V = 12 93 i >!

jVhtff-ftywy/ln^

N4-, V = 12 70

—i-1-1-,-1-,-1-,-1-,-1-,-,

-0 5 00 05 10 15 20 25

UT, hours

Рис 7 Пример кривой блеска SS433 Инструментальная точность измерений показана в виде кривых блеска контрольных звезд (N 3 и N 4)

Для более подробного количественного анализа спектра мощности этих флук-туаций были выполнены специальные долговременные (со 2 по 11 сентября 2004 г.) высокоточные фотометрические наблюдения 55433 с временным разрешением в 6 секунд Они позволили построить спектр мощности переменно-

сти потока 88433 в оптическом диапазоне на временных масштабах в 0 00001 -0 01 Гц и выполнить сравнение со спектром мощности потока источника в рентгеновском и радиодиапазонах в широком интервале временных частот. Было обнаружено удивительное подобие наклона спектров мощности в оптическом рентгеновском и радио диапазонах, рис 8 Из наблюдаемого факта одинаковости наклона был сделан важный вывод о формировании разномасштабной переменности потока 8Б433 в различных спектральных диапазонах в результате самоподобных флуктуаций вязкости аккреционного диска и связанных с этим темпом аккреции вещества на компактный объект

-9 -а -7 -6 -5 -4 -3 -2 -1

Ьо-д Ргащспсу, Нг

Рис 8 Широкополосный спектр мощности переменности потока 8Б433 в радио, оптическом и рентгеновском спектральных диапазонах, построенный по всем доступным данным Вклад оптических данных РТТ150 в диапазоне частот 0 00001 - 0 01 Гц показан стрелками

В пятой главе диссертации приводятся результаты фотометрических наблюдений на РТТ150 с целью обнаружения новых тесных двойных систем, в частности, предкатаклизмических переменных звезд, показывающих эффекты облучения атмосферы холодной компоненты жестким излучением компактного

компаньона Исследование таких тесных двойных систем является приоритетным направлением работ на кафедре астрономии КГУ в связи с активно развиваемыми численными методами расчетов облучаемых моделей атмосфер звезд Число известных близких систем невелико и поэтому необходимо выполнять поиск новых систем С этой целью была выполнена фотометрическая наблюдательная программа на РТТ150 (спектроскопическая часть выполнялась на 6-м телескопе БТА), в которую было включено 10-12 кандидатов в указанные системы В результате наблюдений на РТП50 у объекта PG2200+085 были обнаружены малоамплитудные (0 04 mag) периодические (0 319 суток) изменения блеска, связанные с действиями эффектов отражения и/или эллипоидальности холодного компонента системы Остальные исследованные кандидаты оказались двойными системами, в которых оба компонента являются проэволюционировавшими звездами (дважды вырожденные объекты - горячие В-субкарлики в паре с белыми карликами) В ходе выполнения указанной программы наблюдений была проведена фотометрия яркого рентгеновского источника RBS1032 из обзора Фишера и др, 1998 В работе Зикграфа и др (2003) было сделано предположение о том, что источником является звезда Галактики Высокое качество оптики телескопа РТТ150 позволило обнаружить протяженную структуру источника размером 2 6 угловых секунд при сравнении с опорными звездами в поле ПЗС фотометра ANDOR В связи с этим наблюдательным фактом была предположена внегалактическая природа источника, что было подтверждено спектром, полученным на БТА Спектр показал линии поглощения на z = 0 026 Анализ всех имеющихся данных привел к предварительному заключению, что источником оптического излучения может быть шаровое скопление в центре карликовой галактики на указанном красном смещении А в качестве источника мощного (1043 эрг/сек) сверхмягкого (0 3 кэВ) излучения может выступать черная дыра промежуточной массы (1000 - 100000 масс Солнца)

В шестой главе приводятся результаты наблюдений на РТТ150 оптических послесвечений гамма-всплесков К настоящему времени природа гамма-вспышек полностью не выяснена Предполагается, что короткие вспышки, про-

должительностью менее секунды, связаны со слиянием нейтронных звезд в ходе их эволюции в тесной двойной звездной системе Такие вспышки, по-видимому, не сопровождаются оптическим послесвечением и они обнаруживаются в направлениях на скопления далеких галактик без признаков активного звездообразования Вспышки продолжительностью в десятки - сотни секунд считаются следствием событий, связанных с коллапсом массивных звезд и явлением сверхновых звезд, так как было несколько случаев отождествления оптических послесвечений с последующими проявлениями признаков излучения от сверхновых (гиперновых) звезд В этих случаях, как правило, наблюдаются послесвечения в широком спектре электромагнитного излучения - от рентгена до оптики и радио диапазонов, что связывают с прохождением и взаимодействием гамма-излучения и ударных волн с окружающей межзвездной средой

Согласно договоренности с партнерами по совместному проекту, РТТ150 принимает участие в программе оптического отождествления и фотометрического мониторинга оптических послесвечений гамма-вспышек и дает в настоящее время наибольшее количество фотометрической информации для транзи-ентов слабее 17 величины среди всех телескопов России и СНГ

Орбитальная обсерватория SWIFT обеспечила в последние несколько лет большую статистику в наблюдениях гамма-всплесков и наблюдений рентгеновских и оптических послесвечений, благодаря наличию на борту не только гамма-телескопа, но и рентгеновского и оптических телескопов, которые позволяют в течение десятков секунд и минут определить местоположение всплеска с точностью до десятка угловых секунд (а иногда и лучше) Это обеспечивает возможность быстрого подключения наземных телескопов к фотометрическому мониторингу обнаруженных оптических послесвечений и исключает потерю важного периода (сразу после гамма-вспышки), который раньше неизбежно тратился на поиск оптическою послесвечения, если координаты источника гамма-всплеска были известны с недостаточной точностью

В данной главе приводятся результаты фотометрических наблюдений оптических послесвечений, в которых автор принимал непосредственное участие

в наблюдениях, обработке и анализе полученных наблюдений с использованием ПЗС-фотометра АЫОСЖ или прибора ТРОБС При этом для двух оптических транзиентов (СЯВ050408 и ОЯВ060526) получены продолжительные фотометрические временные ряды (часы, дни), что в совокупности с данными других обсерваторий мира позволило зафиксировать эффекты поярчаний на оптических кривых блеска на фоне его степенного падения

Возможными причинами апериодических поярчаний блеска могут быть вторичные детонации, вызванные прохождением ударных волн через неоднородную межзвездную среду, окружающую источник гамма-всплеска

В седьмой главе приводятся результаты фотометрического мониторинга компонент А и В гравитационно-линзированного квазара БВБ1520+530 Явление гравитационной линзы является одним из важных инструментов исследования Вселенной на космологических расстояниях. Система БВБ1520+530 является типичным примером из числа известных на сегодня гравшационно-линзированных квазаров (ГЛК) Этот объект был обнаружен на 6-м телескопе БТА (Чавушян и др, 1997) как двойной квазар с разделением компонент в 1 6 угловых секунд, со спектрально-идентичными компонентами на красном смещении Ъ= 1 855 После обнаружения эффекта гравлинзы несколько групп исследователей в мире выполняла фотометрический мониторинг этой системы в оптике Качество оптики 1.5-м телескопа, астрономической юстировки методом Гартмана и астроклиматические условия в месте установки позволили выполнить фотометрический мониторинг этой гравитационной линзы На основе многолетнего (2001-2005 гг.) мониторинга наРТТ150 независимо от других авторов определено время задержки светового сигнала в 128 суток Фотометрия на РТТ150 позволила свести в одну систему опубликованные данные и подтвердить наличие эффектов микролинзирования для этой системы, которые проявляются в виде некоррелированных изменений разности блеска между компонентами А и В квазара, рис 9

IW 2000 2001 2(102 2003 2004 2005 2W(i

0 6

0 7

€ о к <t

t <>•>

1 o

1 I

-1000 -5(K) 0 500 1000 1500 2000 JD-2452000 0

Рис 9 Разность блеска R(B) - R(A) Кривая блеска компонента В была смещена на время задержки 128 дней Показан линейный спад 0 064т в годе 1999 г до

начала 2003 г

Примечательной деталью на разностной кривой блеска является "уярча-ние" и последующий ' спад" в разности блеска между 2003 - 2005 гг., что может свидетельствовать о наличии 2-х событий микролинзирования (кратковременном, 2003-2005) и продолжающемся (1999-2005)

Если изменение разности блеска "R(B) - R(A)" интерпретировать событием микролинзирования в гравитационной линзе, то наиболее вероятной представляется модель, связанная с пересечением источником каустической сети (Вамбсгансс, 1990), формируемой микролинзами, находящимися в гравитационной макролинзе

В восьмой главе диссертации приводятся результаты определения физических параметров и химического состава избранных групп звезд спектральных классов A,F,G с использованием спектров высокого разрешения (R = 40000 -100000) в широком диапазоне длин волн (4000 - 8000 А), полученных с помощью куде-эшелле спектрометров 1-м телескопа CAO РАН, 2-м телескопа на пикеТерскол и РТТ150

В разделе 8 I анализируются наблюденные профили линий в спектре Беги - первичного спектрофотометрического стандарта Показано, что в ее линейчатом спектре одновременно наблюдаются совершенно разные по форме профили слабых спектральных линий (с центральной глубиной в 1 - 5 процентов) 1) с "плоским" дном , 2) с "выпуклым вверх" дном, 3) с треугольным профилем, 4) с "наклонным" дном При этом, сильные линии с центральной глубиной более 20 процентов показывают классические профили, уширенные вращением с уз1П1 = 20 км/сек Гулливер и др (1994), ранее обнаружившие несколько линий с "плоским" дном в спектре Беги, объяснили искажение формы профилей слабых линий проявлением эффекта быстровращающейся звезды (Уэкв = 200-250 км/сек), обращенной полюсом на луч зрения Спектры высокого разрешения с отношением сигнал/шум = 500-600, полученные в данном исследовании, стали основой для развития методов численного моделирования спектральных линий на кафедре астрономии КГУ Быстрое вращение горячей массивной звезды приводит к изменению ее формы по сравнению с шаром - звезда "вытягивается" в сторону экватора и сжимается к полюсам Это приводит к эффекту "гравитационного потемнения" - распределение температуры и ускорения силы тяжести по поверхности перестает быть однородным, в частности, температура у полюсов возрастает, а к экватору падает В результате, возрастают требования к уровню теоретического описания спектральных линий для таких "нестандартных" случаев (по сравнению с использованием однородных моделей атмосфер звезд) Учитывая наличие большого количества горячих звезд с быстрым вращением в Галактике (с различной ориентацией осей вращения на луч зрения), следует ожидать в будущем многочисленных проявлений подобных эффектов при наблюдениях более слабых А,В звезд с помощью спектрометров высокого разрешения крупных телескопов

В разделе 8 2 приводятся результаты оригинальных спектральных наблюдений автора на РТТ150 солнечной короны во время полного солнечного затмения 29 марта 2006 года, в полосу которого на 2 минуты попал телескоп РТТ150 Было получено 2 эшелле-спектра (с разрешением Я = 40000 и време-

нем экспозиции по 30 секунд каждый) участка солнечной короны на расстоянии 0 2 радиуса Солнца от восточного края диска Солнца По-видимому, впервые в мире удалось получить спектр участка солнечной короны одновременно в наиболее широком диапазоне длин волн и с высоким разрешением - благодаря использованию эшелле-спектрометра, и с высоким отношением сигнал / шум благодаря использованию большой апертуры 1 5-м зеркала и высокой чувствительности современного приемника - ПЗС-матрицы Следует отметить, что был специально подобран участок короны, по возможности, свободный от активных областей, чтобы зарегистрировать спектр "спокойной" короны и получить профили эмиссионных линий сформированные в ней На рис 10 показаны усредненные профили эмиссионных линий многозарядных ионов, нормированные на центральную интенсивность Были выделены 3 группы линий с центральными интенсивностями (в единицах континуума) Я > 0 5 ("сильные" линии), Я ~ 0 02-0 07 ("слабые" линии) и промежуточные между ними, 11-0 1-0 5

Профили линий имеют полуширину ~ 40 км/сек (при разрешении 7 км/сек), симметричную форму и описываются гауссианой, что указывает на тепловые скорости движения тяжелых многозарядных ионов (РеХ, реХ1, и др) при кинет ических температурах в диапазоне 0 5-07 Млн градусов

08-

с

"g 04-

00

-0 2-

■75

-50

-25

О

25

50

75

Line profile, km I sec

Рис 10 Усредненные нормированные профили сильных (РеХ 6374), слабых и линий промежуточной интенсивности в спектре солнечной короны Видно, что все типы линий высокоионизованных металлов показывают одинаковые (симметричные) профили и одинаковую полуширину линий

Отсутствие асимметрии в профилях, по-видимому, указывает на то, что на луче зрения в наблюденном участке короны (3x15 угловых секунд) нет эффектов крупномасштабных нетепловых движений со скоростями, превышающими спектральное разрешение (7 км/сек)

Благодаря высокой позиционной и фотометрической точности куде-спектрометра длины волн запрещенных эмиссионных линий высокозарядных ионов определены с точностью 001 Ангстрем, что позволит уточнить энергии переходов в этих ионах и позволит сделать более точные расчеты энергий других переходов с использованием диаграмм Гротриана

В разделе 8 3 приводятся результаты исследования физических параметров и химического состава атмосфер 15-ти фотометрических аналогов Солн-

ца Показано, что аналоги, отобранные по одинаковым фотометрическим индексам (Ц-В, В-У, Ь-у), по содержаниям химических элементов делятся на три группы - 6 звезд имеют солнечный химсостав, 4 звезды показывают избыток а 5 звезд - дефицит элементов по отношению к солнечному содержанию Кроме того, среди звезд этой выборки оказались два субгиганта с пониженным содержанием металлов, то есть, и светимость звезд не может быть зафиксирована уверенно с использованием только фотометрических наблюдений Результаты данного исследования подтверждают ранее опубликованные выводы, что звезда 18 Скорпиона является наиболее вероятным кандидатом в двойники Солнца - практически все параметры этой звезды в пределах ошибок совпадают с солнечными

Существует точка зрения, реализуемая на практике (Нордстрем и др, 2004), что массовые фотометрические наблюдения десятков тысяч звезд дают (за счет большой статистики) достаточную информацию для исследования истории химической и динамической эволюции диска Галактики

Однако, использование только фотометрических индексов для оценок ме-талличности и светимости звезд, по-видимому, является недостаточным условием для исследования связи металличности и возраста звезд, металличности и кинематики Для решения этих задач в исследовании эволюции диска Галактики необходимы прямые спектроскопические наблюдения с высоким разрешением, которые дают возможность точного определения не только содержания железа, но и десятков других химических элементов Такая задача поставлена и реализуется в настоящее время на РТТ150 с использованием спектрометра высокого разрешения

В Заключении приведены основные результаты выполненного исследования и варианты их возможного развития в будущем

Публикации и личный вклад автора

Вклад автора

Во всех публикациях диссертанту принадлежат выполнение фотометрических и спектроскопических наблюдений, обработка данных, участие в анализе полученных результатов, их астрофизической интерпретации и написании текста В тех публикациях, где диссертант является первым автором, его вклад является определяющим

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях*

1. Хамитов И М, Буренин Р А, Бикмаев И Ф , Сахибуллин Н А , Павлин-ский М Н , Сюняев Р А , Аслан 3 Наблюдения оптического послесвечения гамма-всплеска 060526 на телескопе РТТ-150 Н Письма в Астрон Ж , 2007, т 33, н 12, с 891-898

2 Бикмаев И Ф , Сюняев Р А , Ревнивцев М Г, Буренин Р А Новые близкие активные ядра галактик среди рентгеновских источников обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE // Письма в Астрон Ж, 2006, т 32, н 4, с 250-256

3. Бикмаев И Ф, Ревнивцев М Г, Буренин Р А, Сюняев Р А XSS J00564+4548 и IGR J00234+6141 - новые катаклизмические переменные из обзоров всего неба обсерваторий RXTE и ИНТЕГРАЛ // Письма в Астрон Ж, 2006, т 32, н 9, с 655-661

4 Shimansky V , Sakhibullin N А , Bikmaev I, Ritter H , Suleimanov V , Bo-nsov N , Galeev A The new pre-cataclysmic binary PG 2200+085 // Astronomy and Astrophysics, 2006, v 456, pp 1069-1075

5 Revnivtsev M, Fabrika S , Abolmasov P, Postnov К, Bikmaev I, Burenin R, Pavlmsky M, Sunyaev R, Khamitov I, Sakhibullin N Broad band variability ofSS433 accretion disk at work? II Astronomy and Astrophysics, 2006, v 447, pp 545-551

6 Хамитов И M , Бикмаев И Ф, Аслан 3 , Сахибуллин Н А., Власюк В В , Железняк А П , Захаров А Ф Результаты анализа оптических кривых б ческа

компонентов гравитационно-линзированного квазара SBS1520+530 по наблюдениям на 1 5-м телескопе RTT150 в 2001-2005 гг И Письма в Астрон Ж, 2006, т 32, н. 8, с. 570-576

7 Ghosh К, Suleymanov V, Bikmaev I., Shimansky S, SakhibullmN RBS !032 a dwarf-nucleated spheroidal galaxy with an mtermediate-mass black hole hosted m a globular cluster II Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2006, v 371, pp. 1587-1593

8 Галеев А И , Бикмаев И.Ф., Мусаев Ф A , Г А Галазутдинов/ Химический состав 15 звезд - фотометрических аналогов Солнца II Астрон Ж, 2004, т 81, н 6, с 541 -560

9 Галеев А И , Бикмаев И Ф, Машонкина Л.И,, Мусаев Ф.А , Галазутдинов Г. А Содержание лития в атмосферах звезд - аналогов Солнца II Астрон Ж, 2004, т 81, н 6, с 561 -573

10 Сулейманов В Ф, Бикмаев И.Ф , Беляков К В , Сахибуллин Н А, Жуков Г.В, Аслан 3, Кизилоглу У, Хамитов И М Прецессия диска и квазипериодические осцилляции блеска V603 Aql в 200/-2002 гг И Письма в Астрон Ж, 2004, тЗО, н 9, с 676-691

11 Bruntt Н, Bikmaev I F, Catala С , Solano Е, Gillon М., Magam Р, Van't Veer-Menneret С., Stutz С, Weiss W W., Ballereau D., Bouret J С Charpmet S., Hua T, Katz D, Lignires F, Lueftmger T. Abundance analysis of targets for the COROT/MONS asteroseismology missions II Abundance analysis of the COROT main targets II Astronomy and Astrophysics, 2004, v 425, p 683-695

12 Шиманский В В , Бикмаев И Ф , Галеев А И, Шиманская Н Н., Иванова Д В , Сахибуллин Н А , Мусаев Ф А , Галазутдинов Г А Наблюдательные ограничения на синтез калия при формировании звезд галактического диска II Астрон. Ж , 2003, т 80, н 9, с 750-762

13 Bikmaev I.F, Ryabchikova Т А, Bruntt Н, Musaev F А, Mashonkina LI Belyakova Е V , Shimansky V V , Barklem Р S , Galazutdmov G

Abundance analysis of two late A-type stars HD 32115 and HD 37594II Astronomy and Astrophysics, 2002, v 389, p 537-546

14 Аслан 3 , Бикмаев И Ф , Витриченко Э А , Гумеров Р И Дембо J1А , Камус С Ф, Кескин В, Кизилоглу У, Павлинский М Н, Пантелеев JIН, Са-хибуллин Н А, Селам С , Сюняев Р А, Хамитов И М, Яскович A J1

Предварительные результаты юстировки и исследования методом Гартмана телескопа АЗТ-22 И Письма в Астрон Ж,2001,т27, н 6, с 1-6

15 Бикмаев И Ф , Мусаев Ф А , Галазутдинов Г А , Саванов И С , Савельева Ю Ю Исследование атмосферы металлической звезды 15 Vul II Астрон Ж, 1998,т75,н 3,с362-369

16 Бикмаев И Ф , Бобрицкий С С , Сахибуллин Н А Сверхионизация нейтрального железа в атмосферах субкарликов солнечного типа И Письма в Ас-трон Ж, 1990,т 16, н 3,с 213-222

17 Бикмаев И Ф Спектроскопическое исследование F и G-карликов с дефицитом металлов Часть / Анализ спектра железа П Астрофизический Бюллетень (Известия САО), 1986, т 25, с 3-9

18 1 Bikmaev, М Revmvtsev, R Burenin, R'Sunyaev, N Sakhibullin

Optical identifications of INTEGRAL / RXTE sources with 1 5-meter optical telescope RTT150II Proceedings of the 6-th Integral Workshop "The Obscured Universe", 2-8 July 2006, Moscow, ESA SP-622, September 2007, p 197-198

19 I Khamitov, I Bikmaev, N Sakhibullin, Z Asian, M Revmvtsev, R Sunyaev Photometry and spectroscopy of IGR J2I247+5058 radiogalaxy with RTT150II Proceedings of the 6-th Integral Workshop "The Obscured Universe", 2-8 July 2006, Moscow, ESA SP-622, September 2007, p 195-196

20 1 Bikmaev, Z Asian TFOSC and Coude spectroscopy of faint and bright targets at RTTI50 II XV-th National Astronomical Congress, held in Istanbul, Turkey, August 28 - September 1, 2006, Eds H Gulsecen, F Limboz, A Teker, Istanbul, 2007, p 129-140

21 И Ф Бикмаев, НА Сахибуллин Исследования сложных астрофизических объектов на телескопе PTTI50 II Сборник трудов международной конференции "Методы спектроскопии в современной астрофизике", 13-15 сентября 2006, Москва, под ред JIИ Машонкиной и М Е Сачкова, 2007, Янус-К, стр 26-45

22 Шиманский В В , Позднякова С А , Борисов Н В , Бикмаев И Ф, Са-хибуллин Н А , Галеев А И , О Спиридонова Анализ физического состояния и характеристик молодых предкатаклизмических переменных // Сборник трудов международной конференции "Методы спектроскопии в современной астрофизике", 13-15 сентября 2006, Москва, под ред JI И Машонкиной и М Е Сачкова, 2007, Янус-К, с 190-197

23 Н Н Шиманская, И Ф Бикмаев, В В Шиманский, Н А Сахибуллин, Р Я Жучков, Р Р Шигапов Анализ спектров ТДС как метод изучения химического состава планетарных туманностей II Сборник трудов международной конференции "Методы спектроскопии в современной астрофизике", 13-15 сентября 2006, Москва, под ред Л И Машонкиной и М Е Сачкова, 2007, Янус-К, с 350-356

24 Д В Стеценко, И Ф Бикмаев, Э А.Витриченко Лучевые скорости звезд Трапеции Ориона по наблюдениям на РТТ150 // Сборник трудов международной конференции "Методы спектроскопии в современной астрофизике", 13-15 сентября 2006, Москва, под Ред. Л И Машонкиной и ME Сачкова, 2007, Янус-К, с 271-276

25 Lutovinov А , Tsygankov S , Revmvtsev М , Chernyakova М., Bikmaev I, Molkov S, Burenm R, Pavhnsky M , Sakhibullm N Variability ofX-Ray Pulsars in a Hard Energy Band Observed with INTEGRAL // Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe (ESA SP-552) 16-20 February 2004, Munich, Germany Scientific Editors V Schonfelder, G Lichti & С Winkler, p 253-258

26 Adelman S J, Bikmaev I, Gulliver A F , Smalley В Round Table Summary Instrumentation and Data Processing // "Modelling of Stellar Atmospheres", Proceedings of the 210th Symposium of the International Astronomical Union held at Uppsala University, Uppsala, Sweden, 17-21 June, 2002 Edited by N. Piskunov, W W. Weiss, and D F Gray. Published on behalf of the IAU by the Astronomical Society of the Pacific, 2003 , p 337-349

27 Бикмаев И Ф , Мусаев Ф А, Галазутдинов Г А , Шиманский В В , Су-лейманов В В Нестандартный линейчатый спектр стандартной звезды Бега и распределение энергии в модели звезды, видимой с почюса // JENAM-2000, Сборник трудов Присоединенного Симпозиума "Спектрофотометрические и фотометрические каталоги Звезды - стандарты и аналоги Солнца", С-Петербург, 2 ООО, с 112-122

28 Musaev F, Bikmaev I, High-Resolution Coude-Echelle Spectrometer for the 1 5-m Kazan University Telescope at the Turkish National Observatory // "The Carbon Star Phenomenon", Proceedings of the 177th Symposium of the International Astronomical Union, held in Antalya, Turkey, May 27-31, 1996 Edited by Robert F Wing, Astronomy Department, The Ohio State University, Columbus, USA International Astronomical Union Symposia, Volume 177, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, 2000, p 569

29 Musaev F A , Bikmaev I F Photometrical and Positional Accuracy of the Coude-Echelle Grating Spectrometer of the SAO 1-m Telescope II Workshop on "Laboratory and astronomical high resolution spectra" Proceedings of ASP Conference no 81 held m Brussels, Belgium 29 August - 2 September 1994, San Francisco Astronomical Society of the Pacific (ASP), 1995, edited by A J Sauval, R Blomme, andN Grevesse, p 146-148

30 Bikmaev I F Solar Oscillator Stiengths of Neutral Iron the Influence of Line Formation Conditions in the Solar Atmosphere И Workshop on "Laboratory and astronomical high resolution spectra" Proceedings of ASP Conference no 81 held in Brussels, Belgium 29 August - 2 September 1994, San Francisco Astronomical Society of the Pacific (ASP), 1995, edited by A J Sauval, R Blomme, andN Grevesse, p 109-110

31 Bikmaev I F Metallicity Distribution and Kinematics of the Disk and Halo F-G Stars H "Stellar populations", Proceedings of the 164th symposium of the International Astronomical Union, held in the Hague, the Netherlands, August 15 -19, 1994 Editors Pieter С van der Kruit, Gerry Gilmore International Astronomical Union Symposium no 164, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, p 387

32 Bikmaev I F , Mashonkiria L I, Sakhibullm N A , Shimanskij V V , Shi-manskaya N Chemical and Dynamical History of (he Milky Way // "Unsolved problems of the Milky Way ", Pioceedmgs of the 169th Symposium of the International Astronomical Union, held m The Hague, The Netherlands, August 23-29, 1994, Dordrecht Kluwer, 1996, edited by Leo Blitz and Peter Teuben, p 389

33 I F Bikmaev, N A Sakhibullm, A I Galeev, I M Khamitov, Z Asian, R A Sunyaev RTT150 high resolution spectral observations of Solar Corona during the solar eclipse on March 29, 2006II Astronomers Telegram, N782, March 30,2006

34 I Bikmaev, I Khamitov, Z Asian, N Sakhibullm, R Buremn, M Pavhnsky, M Revnivtsev, R Sunyaev V4641 Sgr new optical flaring II Astronomers Telegram, N309, July 18, 2004

35 I Bikmaev, V Suleimanov, A Galeev, N Sakhibullm, A Alpar, Z Asian, I Khamitov, R Buremn, M Pavhnsky, R Sunyaev Optical monitoring of IGR J00291+5934 И Astronomers Telegram, N395, January 24,2005

Список цитированной литературы Аслан и др , 1989, Asian Z, Aydm С , Tunca Z, Demircan О , Derman E , Golbasi О , Marsoglu A // Astron Astrophys , 1989, V 208, p 385

Вамбсгансс (Wambsganss J), Gravitational Microlensing Dissertation der Fakult&t for Physik der Ludwig-Maximihans-Umversitat // Preprint MPA-550, 1990

Винклер и др, 2003, Winkler С , Courvoisier, T J -L , Di Cocco et al, // Astron Astrophys, 2003, V 411, LI

Горанский В П, Есипов В Ф , Черепащук AM// Астрон Журн, 1998, т 75, с 240

Гулливер и др, 1994, Gulliver A F, Hill G, Adelman S J // Astrophys J Letters, V 429, L81

Зикграф и др , 2003, Zickgraf F -J., Engels D , Hagen H -J., Reimers D, Vo-gesW //Astron Astrophys, 2003, v 406,p.535

Кривонос и др, 2007, R Krivonos , M Revnivtsev , A Lutovinov , S Sazo-nov , E Churazov, R Sunyaev // Astron Astrophys , 2007, v 475, p 775

Нордстрем и др, 2004, В Nordstroem, М Mayor, J Andersen, J Holmberg, F Pont, В R Jorgensen, E H Olsen, S Udry, N Mowlavi, // Astron Astrophys, 2004, v 418, p 989

Мусаев ФА// Письма в Астрон Ж ,1996, т 22, с 795 Мусаев Ф А , Галазутдинов Г А , Сергеев А В , Карпов Н В , Подъя-чев Ю В // Кинематика и физика небесных тел, 1999, т 15, N3, с 282

Фишер и др , 1998, Fischer J U , Hasinger G , Schwope A D , Brunner H , BollerT, Trumper J ,Voges W , Neizvestny S //Astron Nachr, 1998, V 319, p 347

Чавушян и др 1997, Chavushyan V H , Vlasyuk V V , Stepanian J А , Er-astova L К // Astron Astrophys, 1997, v 318, L67

Черепащук и др , 2005, Cherepashchuk А M , Sunyaev R А , Fabrika S N, Postnov К А , Molkov S V , Barsukova E А, Antokhina E А, Irsmambetova T R, Panchenko I E , Seifina E V , Shakura N I, Timokhin А N , Bikmaev I F, Sakhi-bullin N А, Aslan Z, Khamitov I, Pramsky A G , Sholukhova О, Gnedin Yu N, Arkharov А А, Larionov V M // Astron Astrophys , 2005, V 437, p 561

Отпечатано с готового оригинал-макета в типографии Издательства Казанского государственного университета Тираж 100 экз Заказ 47/4

420008, ул Профессора Нужина, 1/37 тел 231-53-59,292-65-60

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. 1.5-метровый оптический телескоп РТТ

1.1. Введение.

1.2. Оптические схемы телескопа РТТ150.

1.3. Юстировка основной системы F/8 методом Гартмана.

1.4. Повышение точности наведения телескопа.

ГЛАВА 2. Современное научное оборудование телескопа РТТ

2.1. Введение.

2.2. Крупногабаритный эшелле спектрометр высокого разрешения в фокусе Кудэ.

2.2.1. Оптическая схема спектрометра.

2.2.2. Позиционная точность спектрометра высокого разрешения.

2.2.3. Тестирование предельных позиционных точностей с использованием йодной ячейки.

2.2.4. Фотометрические характеристики спектрометра высокого разрешения.

2.2.5. О возможности применения термоэлектрически охлаждаемой ПЗС-матрицы фирмы ANDOR в спектроскопии высокого разрешения.

2.3. Фотометр на основе ПЗС-матрицы фирмы ANDOR.

2.3.1. Основные технические характеристики ПЗС-матрицы ANDOR.

2.3.2. Фотометрическая система.

2.3. Камера прямых изображений и спектрометр низкого и среднего разрешения TFOSC

2.4.1. Механическая и оптическая схемы TFOSC.

2.4.2. Предельные точности определения лучевых скоростей с прибором TFOSC.

ГЛАВА 3. Оптическое отождествление новых рентгеновских источников, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и RXTE

3.1. Введение.

3.2. Оптические отождествления 6-ти близких активных ядер галактик из обзоров неба обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE

3.2.1 Результаты наблюдений на РТТ150.

3.2.2. Результаты отождествления.

3.3. Оптические отождествления активных ядер галактик, обнаруженных обсерваторией ИНТЕГРАЛ в направлении на плоскость Млечного Пути.

3.3.1. Результаты фотометрии источников в направлении на плоскость Млечного Пути.

3.3.2. Результаты оптического отождествления и спектральной классификации.

3.4. Оптические отождествления 2-х промежуточных поляров.

ГЛАВА 4. Оптическое сопровождение рентгеновских наблюдений спутником ИНТЕГРАЛ микроквазара SS433 и фотометрические наблюдения с высоким временным разрешением

4.1. Введение.

4.2. Участие РТТ150 в наземной наблюдательной кампании.

4.3. Фотометрические наблюдения SS433 наРТТ150 с высоким временным разрешением.

4.4. Фотометрические наблюдения тесных рентгеновских двойных систем с аккреционными дисками.

ГЛАВА 5. Поиск новых и фотометрические исследования физических параметров тесных двойных звездных систем на РТТ

5.1. Введение.

5.2. Поиск фотометрической переменности у кандидатов в тесные двойные системы.

5.3. Обнаружение протяженной структуры объекта 111381032.

5.3. Высокоточная фотометрия известных тесных двойных систем.

ГЛАВА 6. Фотометрия оптических послесвечений гамма-всплесков

6.1. Введение.

6.2. Результаты фотометрических наблюдений на РТТ150.

ГЛАВА 7. Фотометрический мониторинг гравитационно-линзированного квазара 8В81520+

7.1. Введение.

7.2. Наблюдения на телескопе РТТ150.

7.3. Фотометрическая обработка.

7.4. Кривые блеска.

7.5. Время задержки.

7.6. Эффект микролинзирования.

ГЛАВА 8. Исследование физических параметров и химического состава атмосфер избранных групп звезд.

8.1. Нестандартный линейчатый спектр стандартной звезды Вега.

8.2. Результаты спектроскопических наблюдений солнечной короны во время полного солнечного затмения 29 марта 2006 года.

8.3. Химический состава звезд — фотометрических аналогов Солнца.

Общая характеристика работы

Актуальность темы. Современная астрофизика стала всеволновой, активно освоив в последние десятилетия практически все диапазоны электромагнитного излучения. Гамма, рентгеновские, ультрафиолетовые, инфракрасные фотоны, регистрируемые с помощью космических телескопов на орбитальных обсерваториях, воспринимаются уже как "обычные" носители информации об объектах Вселенной, какими раньше были фотоны в оптике и радиодиапазоне. Однако космические орбитальные обсерватории представляют собой дорогостоящие комплексы научного оборудования, как правило, создаваемые объединенными усилиями организаций из нескольких стран мира. Поэтому количество таких обсерваторий в космосе ограничено, как и время их активной эксплуатации на орбите. Количество регистрируемых фотонов высокой энергии также очень ограничено, но они являются носителями исключительно важной информации об окружающей нас Вселенной. Очевидно, что надо использовать все имеющиеся ресурсы для извлечения этой информации. Международная орбитальная обсерватория ИНТЕГРАЛ (Винклер и др., 2003), запущенная на высокоапогейную орбиту российской ракетой-носителем "Протон" в октябре 2002 года, за 5 лет своей непрерывной работы на орбите благодаря широкому полю зрения обнаружила сотни новых источников с жестким рентгеновским излучением (20-100 кэВ) в различных участках неба. Эти источники не могли быть зарегистрированы ранее предыдущими миссиями (например, 1Ю8АТ) из-за поглощения фотонов мягкого рентгеновского диапазона в газо-пылевых оболочках, окружающих определенные классы рентгеновских источников (так называемые "поглощенные источники"). Большая площадь обзора спутника ИНТЕГРАЛ (практически все небо) позволяет фактически впервые изучать пространственное распределение источников, излучающих в диапазоне энергий 20-100 кэВ. Угловое разрешение телескопов обсерватории ИНТЕГРАЛ составляет десятки угловых минут и точность локализации источников на небе составляет, в среднем, 2-4 угловые минуты.

В связи с этим обстоятельством, оптическая идентификация рентгеновских источников спутника ИНТЕГРАЛ является самостоятельной актуальной наблюдательной задачей для современных наземных телескопов. Особенную сложность для отождествления представляют участки неба вблизи плоскости

Млечного Пути — основной зоны исследований в научной программе

ИНТЕГРАЛа. Эта зона на небе не случайно называется "зоной избегания", так как многочисленные наземные спектральные обзоры "обходили" эту зону из-за большой плотности оптических источников в этой области и сложностей спектральной классификации в обзорных задачах из-за эффектов пространственного наложения спектров источников. Более того, в плоскости

Млечного Пути сосредоточена основная масса газа и пыли Галактики, которые эффективно поглощают излучение объектов, лежащих на луче зрения в этой плоскости (±10 градусов). Таким образом, до решения задачи о пространственном распределении источников ИНТЕГРАЛа, необходимо решить задачу об оптической идентификации каждого индивидуального источника, его классификации (физической природе) и определения расстояния до него. Из-за ограниченной рентгеновской чувствительности

-11 2 телескопов ИНТЕГРАЛа (10 эрг/сек*см ), связанной с естественной технической трудностью фокусировки фотонов жесткого рентгеновского диапазона, большая часть обнаруживаемых источников ИНТЕГРАЛа должна находится внутри нашей Галактики или в ближней Вселенной ( с красными смещениями г < 0.2). Поэтому, для части рентгеновских источников ИНТЕГРАЛа проблема оптической идентификации была решена путем совмещения рентгеновских изображений с имеющимися электронными изображениями и каталогами источников из оптических и инфракрасных обзоров неба. Однако для части источников такой "простой" путь оказался недостаточным для решения задачи отожествления и классификации источников. Потребовалось привлечение наземных телескопов, оснащенных современным научным оборудованием.

Для решения этой актуальной задачи и был использован 1.5-метровый телескоп РТТ150 с его современным научным оборудованием. Важнейшим фактором его использования для этой задачи было то обстоятельство, что КГУ и ИКИ РАН, которым принадлежит соответственно 45 и 15 процентов наблюдательного времени телескопа, были заинтересованы в проведении этих наблюдений и выделили для этого значительные ресурсы телескопа.

Большая часть видимого вещества Вселенной сосредоточена в звездах, входящих в состав галактик. Процессы эволюции вещества являются наиболее интересными с точки зрения их исследования на всех пространственных и временных масштабах, начиная от взрывного рождения Вселенной и до спокойного течения событий внутри Солнечной системы, изредка нарушаемого вбрасыванием в нее кометного вещества из граничащих с Солнечной системой областей Галактики.

Несмотря на то, что вклад звезд и галактик в среднюю плотность вещества во Вселенной не превышает 1-2 процентов, именно эти структурные образования являются пробными телами, фотоны от которых мы и способны регистрировать для исследования структуры и физики Вселенной, а также для детального изучения происходящих в ней процессов. Звездные атмосферы являются основными носителями информации об эволюции химического вещества в нашей Галактике, дополнительные сведения об этом содержатся в межзвездной газо-пылевой среде. Информация о химическом составе звезд может быть получена только на основе согласования высокоточных наблюдательных данных с результатами наиболее передовых методов численных расчетов звездных атмосфер. Поэтому, актуальными являются как задача получения спектров высокого разрешения, так и их адекватного теоретического анализа с целью определения физических параметров и химического состава звездных атмосфер.

По-видимому, большая часть звезд Галактики содержится в двойных и кратных системах. Некоторая часть звезд Галактики образует так называемые тесные двойные системы, в которых происходит обмен масс между компонентами посредством перетекания вещества с одной звезды на соседнюю. Как правило, соседняя звезда является компактным объектом (в виде черной дыры, нейтронной звезды или белого карлика), обладающим сильным гравитационным потенциалом, что и обуславливает аккрецию на нее вещества нормальной звезды-соседки. Физические процессы аккреции и переработки потенциальной энергии вещества, падающего на компактный объект, являются еще недостаточно изученными. В связи с этим, оказывается актуальной задача регистрации излучения от систем с аккрецией вещества с высоким временным разрешением и в различных диапазонах энергии. Несмотря на то, что современная астрономия является многоволновой наукой с регистрацией излучения в широком диапазоне электромагнитного излучения — от гамма-лучей до радиоволн, имеется значительный дефицит наблюдательных средств и экспериментальных установок для обеспечения непрерывности регистрации излучения от одного источника, либо для обеспечения регистрации многих источников в каком-либо диапазоне длин волн. Особенно эта проблема актуальна для российской астрономии в связи с отсутствием производства астрономических телескопов на российских предприятиях. Еще большей проблемой является оснащение даже имеющихся телескопов современным научным оборудованием, работоспособность которого полностью определяется использованием современных крупноформатных охлаждаемых ПЗС-матриц, производство которых в России фактически также не освоено, за исключением единственной специализированной лаборатории в CAO РАН. Учитывая это обстоятельство, актуальной является задача оснащения телескопа РТТ150 современным научным оборудованием для решения вышеуказанных астрофизических проблем.

Цели и задачи работы.

В связи с отмеченным выше, целями работы являются следующие:

1. Создание и внедрение комплекса современного научного оборудования в практику регулярных наблюдений на 1.5-метровом телескопе РТТ150.

2. Оптическая идентификация и классификация неотождествленных рентгеновских источников жесткого диапазона (20-100 кэВ), обнаруженных космической орбитальной обсерваторией ИНТЕГРАЛ.

3. Оптические наблюдения микроквазара 88433 во время сеансов наблюдений этой системы спутником ИНТЕГРАЛ и с целью исследования флуктуаций яркости на временной шкале 10 - 10000 секунд

4. Поиск новых тесных двойных систем с эффектами отражения -предкатаклизмических переменных звезд.

5. Фотометрия оптических послесвечений гамма-всплесков.

6. Фотометрический мониторинг гравитационной линзы 8В81520 с целью определения времени задержки светового сигнала.

7. Исследование физических параметров и химического состава атмосфер избранных групп звезд.

Научная новизна работы заключается в следующем:

1) Современное новое научное оборудование внедрено в практику регулярных астрономических наблюдений на 1.5-метровом телескопе РТТ150, включая крупногабаритный стационарный Кудэ-эшелле спектрометр высокого разрешения.

2) Выполнено оптическое отождествление 6 близких (г < 0.1) новых активных ядер галактик, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и

RXTE: IGR J18559+1535, IGR J19473+4452, IGR J21277+5656, XSS J05054-2348, XSS J16151-0943, XSS J21354-2720

3) Выполнено оптическое отождествление 2-х новых катаклизмических двойных систем, обнаружеiпгых спутниками ИНТЕГРАЛ и RXTE: IGR J00234+6141 и XSS J00564+4548.

4) Впервые вьшолнены долговременные фотометрические наблюдения SS433 с временным разрешением 6 сек и точностью в 1 процент, позволившие построить высокоточный спектр мощности переменного оптического излучения системы в диапазоне частот 0.00001- 0.01 Гц и выполнить сравнение со спектром мощности в рентгеновском диапазоне в широком временном интервале.

5) Впервые обнаружены малоамплитудные (0.04 mag) периодические (Р-0.319 суток) изменения блеска у объекта PG2200+085, связанные с действием эффектов отражения и несферичности компонент в тесной двойной системе с рентгеновским источником.

6) Впервые обнаружена протяженная пространственная структура рентгеновского источника RBS1032, указавшая на его внегалактическое происхождение, и, возможно, являющегося кандидатом в черную дыру промежуточной массы.

7) Выполнены уникальные фотометрические наблюдения кратковременных (часы, сутки) слабых оптических послесвечений гамма-всплесков.

8) Выполнен долговременный фотометрический мониторинг гравитационно-линзированного квазара SBS1520+530, позволивший независимо определить время задержки светового сигнала (128 суток) и подтвердить наличие эффектов микролинзирования.

9) Определены наиболее точные физические параметры и химический состава избранных групп звезд спектральных классов A,F,G.

Научную и практическую значимость имеют:

- функционирующий комплекс современного научного оборудования 1.5-м телескопа РТТ150,

- результаты новых оптических отождествлений активных ядер галактик, их красные смещения, позволяющие определять светимость и изучать пространственное распределение,

- результаты новых оптических отождествлений тесных двойных звездных систем с рентгеновскими объектами,

- кривые блеска высокого временного разрешения тесных двойных систем

- архив высокоточных спектров высокого разрешения А-Р-О-звезд в окрестностях Солнца,

- методики получения и обработки спектров высокого разрешения и высокоточных рядов фотометрических данных.

Результаты, выносимые на защиту :

1. Современное научного оборудование, внедренное в практику регулярных астрономических наблюдений на 1.5-м телескопе РТТ150, включая крупногабаритный стационарный Кудэ-эшелле спектрометр высокого разрешения.

2. Результаты оптического отождествления 6 близких (г < 0.1) новых активных ядер галактик, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и ЯХТЕ: ЮЯ Л 8559+1535, КЖ Л9473+4452, КЖ П1277+5656, ХББ 105054-2348, ХББ Л6151-0943, ХЭЭ П1354-2720

3. Результаты оптического отождествления 2-х новых катаклизмических двойных систем, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и ЫХТЕ: КЖ 100234+6141 и ХЭБ 100564+4548.

4. Результаты долговременных фотометрических наблюдений SS433 с временным разрешением 6 сек и точностью в 1 процент, позволившие построить высокоточный спектр мощности переменного оптического излучения системы в диапазоне частот 0.00001 - 0.01 Гц и выполнить сравнение со спектром мощности в рентгеновском диапазоне в широком временном интервале.

5. Обнаружение малоамплитудных (0.04 mag) периодических (Р =0.319 d) изменений блеска у объекта PG2200+085, связанных с действием эффектов отражения и несферичности компонент в тесной двойной системе с рентгеновским источником.

6. Обнаружение протяженной пространственной структуры рентгеновского источника RBS1032, указавшее на его внегалактическое происхождение, и, возможно, являющимся кандидатом в черную дыру промежуточной массы.

7. Результаты фотометрических наблюдений слабых оптических послесвечений гамма-всплесков.

8. Результаты фотометрического мониторинга гравитационно-линзированного квазара SBS1520+530, подтвердившие время задержки светового сигнала (-130 суток) и наличие эффекта микролинзирования.

9. Результаты определений физических параметров и химического состава избранных групп звезд спектральных классов A,F,G.

Апробация работы.

Результаты работы докладывались автором на 20 международных и всероссийских конференциях в период 1992-2007 гг., а также на научных семинарах ряда российских и зарубежных организаций: на Симпозиумах MAC N 164 "Звездные населения" и N169 "Нерешенные проблемы Млечного Пути" в период 22-й Генеральной Ассамблеи MAC в

Гааге, Голландия (1994), на Симпозиуме MAC N 177 "Феномен углеродных звезд", Анталья, Турция (1996), Совещании "Лабораторная и астрономическая спектроскопия высокого разрешения", Брюссель, Бельгия (1994), Симпозиуме MAC N 210 "Моделирование звездных атмосфер", Уппсала, Швеция (2002), Международной конференции "Скрытая Вселенная, ИНТЕГРАЛ-2006", Москва (2006), Совещаниях Европейского Астрономического Общества - JENAM-2000 (Москва, С-Петербург), JENAM-2001 (Мюнхен), Международном совещании "Маяки Вселенной", Мюнхен, Германия (2001 г)., XV-м Национальном Астрономическом Конгрессе, Стамбул, Турция (2006), Всероссийских астрономических конференциях ВАК-1997, ВАК-2004 (Москва), ВАК-2007 (Казань), Всероссийских конференциях, посвященных 100-летию Астрономической Обсерватории им. Энгельгардта, Казань (2001), 100-летию Д.Я.Мартынова и 100-летию П.П.Паренаго, Москва (2006), Всероссийских конференциях "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра", Москва (2005, 2006, 2007), Совещаниях Рабочей Группы "Звездные атмосферы", CAO РАН (1992), Киев (1994), Одесса (1996), Совещании "Методы спектроскопии в современной астрофизике", Москва (2006), ежегодных Итоговых научных конференциях КГУ (1996-2007), Семинарах CAO РАН, ИНАСАН, кафедры астрономии Казанского госуниверситета.

Достоверность научных результатов :

1) Созданное и внедренное современное научное оборудование телескопа РТТ150 тестировалось путем сравнения с результатами опубликованных однотипных наблюдений, выполненных на современных телескопах мира. Результаты сравнения показали, что качество данных РТТ150 не только не уступает современному уровню, но в ряде случаев может выступать в качестве эталонных для калибровки других подобных инструментов в России и за рубежом

2) Методика обработки фотометрических и спектральных данных, полученных на РТТ150, тестировалась путем сравнения с результатами, полученными другими пакетами программ. Во всех случаях результаты тестирования показали полное количественное соответствие данных.

3) Результаты оптического отождествления и определенные физические параметры ядер активных галактик и поляров сравнивались с позднее опубликованными данными других авторов для некоторых общих объектов и было обнаружено количественное соответствие с независимо полученными данными.

Структура и объем диссертации

Диссертационная работа состоит из введения, 8 глав, заключения и списка литературы. Общий объем диссертации составляет 270 страниц, включая 130 рисунков и 17 таблиц. Список литературы содержит 112 наименований.

Выводы. Возможности оптики телескопа РТТ150 и атмосферного качества изображений в месте установки телескопа позволили получить долговременный ряд наблюдений двойного квазара SBS1520+530, определить независимо от других наблюдателей время задержки в 128 дней и подтвердить наличие эффекта микролинзирования, которое продолжается на луче зрения к этой системе.

Глава 8. Исследование физических параметров и химического состава атмосфер избранных групп звезд.

8.1. Нестандартный линейчатый спектр стандартной звезды Вега

Вега является первичным спектр о фотометрическим стандартом и, казалось бы, что характеристики ее спектра изучены довольно подробно. Однако, современный уровень спектроскопии высокого разрешения дает возможность получать такие данные, при котором выявляются новые детали спектра, ранее не обнаруживаемые из-за ограниченного спектрального разрешения и отношения сигнал/шум. В частности, Гулливер и др. (1991, 1994) обнаружили существенное отличие формы профиля слабых (Я < 5 %) линий в спектре Беги по сравнению с классическим профилем, уширенным вращением. Слабые линии показали "плоское дно" в ядре линии. Это обстоятельство было интерпретировано ими как проявление эффекта быстровращающейся звезды, обращенной к нам полюсом. Фактически это стало спектроскопическим подтверждением ранее высказывавшихся предположений о том, что Вега - это быстрый ротатор, обращенный к нам полюсом (Мережин, 1990). Быстрое вращение горячей массивной звезды приводит к изменению ее формы по сравнению с шаром - звезда "вытягивается" в сторону экватора и сжимается к пошосам. Это приводит к эффекту "гравитационного потемнения" -распределения температуры и ускорения силы тяжести по поверхности перестают быть однородными. В частности, температура у полюсов возрастает, а к экватору падает. В случае звезды, обращенной к нам полюсом, мы должны наблюдать максимальный эффект такого неоднородного распределения температуры по поверхности звезды. Гулливер и др. (1994) выполнили численное моделирование такого эффекта и оценили значения температуры на полюсах и на экваторе, а также угол наклона оси вращения к лучу зрения, и на основе наблюдаемых значений проекции скорости вращения узил определили значение скорости вращения на экваторе. Необходимо отметить, что такое численное моделирование основано на сравнении наблюдаемых профилей линий с теоретическими, получаемыми при очередной итерации или выборе очередных значений свободных параметров расчета. Наблюдения Гулливера и др. (1994) были основаны на методе регистрации нескольких участков спектра с помощью длиннофокусных камер классических кудэ-спектрометров, оснащенных ретикоиными линейками или ПЗС-матрицами. Это определило незначительное количество линий, доступных для анализа численными методами. Такое обстоятельство могло сказаться на точности физических параметров атмосферы Веги, восстанавливаемых по ограниченному (несколько линий) набору деталей.

В связи с этим, было решено выполнить наблюдения Веги с помощью принципиально новых современных приборов - куде-эшелле спектрометров, которые наряду с высоким разрешением и отношением сигнал/шум позволяют регистрировать практически весь оптический диапазон спектра одновременно и, таким образом, дает принципиально новую возможность для анализа всех имеющихся спектральных деталей, а не одиночных линии как в случае классических приборов. Это может сыграть принципиальную роль при анализе линейчатого спектра Веги.

На основе полученных спектральных данных В.В.Шиманским и В.Ф.Сулеймановым была построена численная модель быстровращающейся поверхности звезды, обращенной к нам полюсом, рассчитано распределение энергии от такой звезды и сравнено как с наблюдаемым распределением, так и с классическим распределением, получаемым из одномерных моделей атмосфер (Бикмаев и др., 2000). Наблюдения и обработка.

Наблюдения спектров Веги были выполнены в разные периоды в течение 19952006 гг. с помощью куде-эшелле спектрометров 1-м телескопа CAO РАН, 2-м телескопа на пике Терскол и РТТ150. Спектр в диапазоне 3800-10000 А регистрировался в несколько приемов (для перекрытия диапазонов) со спектральным разрешением К=90000 и отношением сигнал/шум около 300. Обработка спектров выполнена на персональном компьютере с помощью модифицированных версий программных пакетов ОЕСН и ОесЬ20 (Галазутдинов, 1992) с использованием всех необходимых стандартных процедур. В результате, спектры были приведены к виду "относительная интенсивность - длина волны". После усреднения спектров, полученных в разных вариантах и в разные периоды, для многих профилей было достигнуто отношение сигнал/шум около 500-600, что позволило обнаружить много новых деталей в спектре Беги. Анализ линейчатого спектра Беги.

Анализ большого набора линий во всем оптическом диапазоне спектра (40008000 А) показал, что особенности профилей не ограничиваются лишь «плоским дном». На самом деле молено выделить еще и другие типы профилей:

- классические профили, уширенные вращением с увни около 20 км/сек. Такие профили показывают сильные (Я > 20 %) линии ионов и многие сильные субординатные линии элементов группы железа,

- некоторые слабые субординатные линии (Я < 5 %) и резонансные линии атомов показывают ядро в виде "плоского дна",

- большая часть слабых линий (Я < 5 %) показывает ядро, "вогнутое вверх" в центре,

- небольшая часть очень слабых (Я < 3%) линий показывает "треугольные" профили, многие линии с "плоским дном" показывают еще и "наклон дна", так что синяя часть более глубокая, чем красная. Есть и обратная асимметрия, но она встречается реже. Такая же асимметрия наблюдается у линий с "вогнутым вверх" ядром.

Некоторые примеры наблюдаемых и теоретических профилей линий в спектре Веги приведены на рис. 8.1-8.3.

Ре! 5383 дТ*. О ш О

X ф н X г к

О X У о Е О

0.975 1.00

0.98

0.96

0.94

5382.9 5383.2 5383.5 5383.8

---„,„. I ."■. ■»■ ' "" " ■ I —

4491.0 4491.2 4491.4 4491.6 4491.8

1.000

0.998

0.996

0.994

5396.25 5395.50 5395.75 5396.00

5396.25

Длина волны, А

Рис. 8.1. Наблюдаемые профили линий в спектре Веге, имеющие 3 характерных типа профилей.

1.000

0.996

0.992

0.988 Л

О О X со и

X ф кX

К (О X у о н го о

5895.3 5895.6 5895.9 5895.2

5232.8 5233.2

5233.6

Длина волны, А

Рис. 8.2 Наблюдаемые профили линий в спектре Веге, имеющие формы "дна"

1.00-

0.99

0.98

5055.6 5056.0 5056.4 5056.8

6147.2 6147.6 6148.0 6148.4 т---1-'-1---г

4480.8 4481.1 4481.4 4481.7 3932 3933 3934 3935

Длина волны, А

Рис. 8.3. Наблюдаемые профили сильных (глубоких) линий в спектре В ere, имеющие классическую форму.

Необходимо отметить, что такой разный набор профилей наблюдается в спектре одной и той же звезды одновременно по времени.

Рис. 8.4. Модель быстровращающейся звезды, обращенной к нам полюсом (верхняя часть рисунка), принятая для объяснения формы профилей слабых линий в спектре Беги.

Сравнение с наблюдаемым распределением энергии в спектре Веги.

Интересно сравнить распределение энергии, которое предсказывает более реалистичная модель звезды, обращенной к нам полюсом, с наблюдаемым распределением и с теоретическим, полученным с классической моделью. Необходимо отметить, что теоретические распределения энергии приведены ниже без учета водородных линий.

Результаты сравнения с наблюдаемым распределением из работы Хейеса (1985) показаны на рис. 8.5. Видно, что в континууме в оптическом диапазоне спектра наблюдается полное согласие в пределах одного процента. Сравнение с наблюдаемыми потоками в ультрафиолете показало, что потоки согласуются в среднем, с точностью определения потока в УФ диапазоне в 10-20 процентов. В инфракрасной области в диапазоне 1-5 мкм наблюдается полное согласие теоретических и наблюденных потоков. Таким образом, можно заключить, что на уровне современной точности наблюдаемых потоков Веги как классическая модель, так и более совершенная модель звезды, обращенной полюсом, дают сходные результаты.

По-видимому, все предшествующие калибровки, основанные на наблюдаемых потоках и теоретических потоках, построенных в рамках однородных моделей, достаточно хорошо отражают реальное распределение в спектре Веги как первичного спектрофотометрического и фотометрического стандарта. Однако, с другой стороны необходимо также отметить, что из анализа наблюдаемых распределений энергий на современном уровне точности спектр о фотометрии (1-5 процентов) практически невозможно обнаружить, а тем более исследовать, такие тонкие эффекты, как ориентация оси вращения звезды по отношению к лучу зрения и учесть этот эффект с точки зрения распределения энергии. Скорее всего, это - задача для спектроскопии высокого и сверхвысокого разрешения (0.03 А) с одновременно высоким отношением сигнал/шум (500-1000). X w

0.8 0.8 0.4 0.2 0.0 -0.2 -0.4 ■0.6 -0.8 -1.0

Theory, pole-on model

VEGA

Log (Flux) = 0 at 5500 A Observed flux,

Hayes, 1985 L

0 2000 4000 6000 8000 10000 12000 Wavelength, A

Рис. 8.5. Сравнение наблюдаемого распределения энергии Веги с расчетными для модели звезды, видимой с полюса.

Планируемое повышение точности спектрофотометрии в обозримом будущем (до долей процента в оптике и в несколько процентов в ультрафиолетовом диапазоне) может привести, тем не менее, к проблеме согласования наблюдаемых распределений с теоретическими, рассчитанными в рамках классических одномерных моделей. Наблюдательную основу для построения "неклассических" моделей должны дать современные спектроскопические наблюдения профилей отдельных линий.

8.2. Результаты спектроскопических наблюдений солнечной короны во время полного солнечного затмения 29 марта 2006 года.

Волею случая, 29 марта 2006 года телескоп РТТ150 оказался в полосе полного солнечного затмения, центр которой лежал в 50 км к востоку от г. Анталья, Турция. В месте установки телескопа в Национальной обсерватории ТЮБИТАК (50 км к северо-западу от г. Анталья) полная фаза затмения длилась в течение 2-х минут и кудэ-эшелле спектрометр был применен автором для получения оптического спектра высокого разрешения участка солнечной короны на расстоянии 0.2 радиуса Солнца от восточного края диска Солнца (Бикмаев и др., 2006, ATEL 782). Было получено 2 эшелле-спектра с разрешением R = 40000 и временем экспозиции по 30 секунд каждый. Благодаря высокой позиционной и фотометрической точности спектрометра удалось выполнить уточнение длин волн (до 0.01 Ангстрем) запрещенных эмиссионных линий высокоразрядных ионов, сравнить профили сильных и слабых эмиссионных линий, а также профили линий, принадлежащих разным ионам, и др.

Несмотря на существенный прогресс в исследовании Солнца, до сих пор не разгадан механизм нагрева солнечной короны. Предполагается, что могут иметь место 2 механизма - разогрев посредством звуковых волн, которые передают энергию механических колебаний Солнца, либо (или дополнительно) посредством высвобождения энергии через мелкомасштабные микро-вспышки ("nanoflares"), которые происходят в большом количестве во всем объеме короны, но каждая вспышка локализована в объеме пространства, который неразличим при наблюдениях с Земли, а при наблюдениях из космоса не хватает углового разрешения орбитальных телескопов.

Прохождение звуковых волн во всем пространственном масштабе короны стремятся зафиксировать фотометрическими методами путем получения прямых снимков короны во время полной фазы затмения, которая длится всего несколько минут. Если звуковые волны имеют место, тогда можно ожидать проявлений крупномасштабных и пространственно коррелированных флуктуации яркости, распространяющихся в радиальном направлении от центра Солнца. Пока наблюдения различных групп исследователей противоречат друг другу даже в случае одного и того же затмения, и нет уверенно зарегистрированного события такого рода. Возможно, проблема связана с малым контрастом ожидаемых флуктуаций яркости на фоне поверхностной яркости самой короны во время затмения. Неизвестным остается вопрос о поле скоростей в короне. Он исследуется путем получения профилей сильных линий запрещенных линий высокоионизованных металлов с использованием внезатменных коронографов.

Спектр короны получался неоднократно во время полных затмений с помощью транспортируемых малогабаритных спектрометров. Однако, скромные габариты перевозных спектрометров ограничивали спектральное разрешение, либо спектральный диапазон получаемых снимков. В силу этого обстоятельства, профили линий, как правило, не могли быть зарегистрированы или регистрировались для 1-2-х линий в ограниченном спектральном интервале. Молено отметить также, что в качестве приемника света использовались фотопластинки или фотопленки, что автоматически ограничивало чувствительность и отношение "сигнал / шум". Кроме того, для получения спектров выбирались, как правило, яркие корональные детали, связанные с мощными взрывными процессами, происходящими накануне момента затмения. Поле скоростей газа в таких активных областях может быть обусловлено фактом взрывного высвобождения энергии и не отражать общей фундаментальной картины в спокойной короне. Ограниченное спектральное разрешение транспортируемых спектрометров не дает возможность также определять длины волн регистрируемых спектральных линий с необходимой точностью. Для части линий высокоионизованных металлов неизвестны точно энергии уровней и знание точных длин волн позволяет восстановить энергии переходов в этих ионах и уточнить диаграммы Гротриана.

Одним из немногих случаев получения спектров короны с помощью стационарного звездного спектрометра были наблюдения, выполненные в 1968 на 1.93-м телескопе обсерватории Верхний Прованс во Франции. Однако, в то время в качестве детектора использовались фотопластинки и спектр был зарегистрирован в ограниченном спектральном диапазоне.

На 1.5-м телескопе РТТ150, по-видимому, впервые удалось получить оптический спектр участка солнечной короны одновременно в наиболее

Wavelength, A

Рис. 8.6. Линейчатый спектр солнечной короны с отмеченными основными линиями короны и протуберанца.

Line width, km I sec

Рис. 8.7. Нормированные профили 2-х наиболее сильных линий, демонстрирующие практически полное совпадение.

Line profite, km I sec

Рис. 8.8. Усредненные нормированные профили сильных, слабых и линий промежуточной интенсивности. Видно, что все типы линий высокоионизованных металлов показывают одинаковые (симметричные) профили и одинаковую ширину линий.

Были выделены 3 группы линий с центральными интенсивностями (в единицах континуума): R > 0.5 ("сильные" линии), R ~ 0.02-0.07 ("слабые" линии) и промежуточные между ними, R~ 0.1-0.5, Рис. 8.8

Профили линий имеют полуширину 39 км/сек (при разрешении 7 км/сек), симметричную форму и описываются гауссианой (рис.8.9), что указывает на тепловые скорости движения тяжелых многозарядных ионов (FeX, FeXI, и др.) при кинетических температурах в диапазоне 0.5 - 0.7 Млн. градусов. Линия Hei показывает наиболее узкие профили, рис. 8.10.

Линия Не I с шириной 28 км/сек подтверждает физическую достоверность профилей ионов металлов короны шириной 39 км/сек.

Une width, km / sec

Рис. 8.9. Аппроксимация профиля линии FeX 6374 лоренцевым и гауссовым приближением.

Line width, km / sec

Рис. 8.10. Аппроксимация профиля линии Не1 5876 А, принадлежащей протуберанцу, лоренцевым и гауссовым приближением и сравнение ее с профилем корональной линии FeX 6374 А.

8.3. Химический состава звезд — фотометрических аналогов Солнца.

Существует точка зрения, реализуемая на практике (Нордстрем и др., 2004), что массовые фотометрические наблюдения десятков тысяч звезд дают (за счет большой статистики) достаточную информацию для исследования истории химической и динамической эволюции диска Галактики.

В результате спектроскопического определения химического состава 15 фотометрических аналогов Солнца было показано (Галеев и др., 2004а), что аналоги, отобранные по одинаковым фотометрическим индексам (то есть имеющие солнечное содержание элементов при использовании фотометрических индексов металличности), по содержаниям элементов делятся на три группы - 6 звезд с солнечным химсоставом, 4 звезды с избытком, а 5 звезд - с дефицитом элементов. Кроме того, среди звезд этой выборки оказались два субгиганта с пониженным содержанием металлов (НО ¿33002 и НБ 225239), то есть и светимость не может быть зафиксирована уверенно^ только с использованием фотометрических индексов.

Таким образом, использование фотометрии для оценок металличностей звезд по фотометрическим индексам является недостаточным условием не только для поиска аналогов Солнца, но и для исследования связи металличности и возраста звезд, металличности и кинематики. Для решения этих глобальных задач в диске Галактики необходимы прямые спектроскопические наблюдения с высоким разрешением, которые дают возможность точного определения не только содержания железа, но и десятков других химических элементов. В таблице 8.1. показано влияние неопределенностей в параметрах атмосфер и измеренных эквивалентных ширин линий на итоговые ошибки определения содержания элементов в атмосферах звезд солнечного типа на примере звезды 16 СудВ. Видно, что для большинства элементов ошибка определения содержания составляет 0.10 (1ех.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В результате большой коллективной работы, в которой автору посчастливилось принять непосредственное участие в период с 1995 по 2007 гг., удалось создать непрерывно фу нкцио нирующий научно-технический астрономический комплекс, включающий в себя 1.5-м телескоп РТТ150 и его современное научное оборудование - крупногабаритный спектрометр высокого разрешения в фокусе Кудэ, камеру прямых изображений и спектрометр низкого и среднего разрешения ТРОБС, ПЗС-фотометр с матрицей АИВОЯ.

Результаты технических испытаний научного оборудования показали, что оно полностью соответствует современным требованиям, предъявляемым к телескопам с зеркалами 1-3 метра.

Опыт выполнения первых наблюдательных программ с использованием созданного комплекса научного оборудования был описан в данной работе:

- в части оптических отождествлений новых рентгеновских источников показана возможность спектральной классификации объектов до 19-й величины. Отработана методика оптических наблюдений по данной программе. Полученные фотометрические и спектральные данные станут основой для более эффективного и оперативного отождествления новых источников, что необходимо для увеличения их статистики,

- в части фотометрических наблюдений получен опыт высокоточной фотометрии с одновременно высоким временным разрешением для ряда источников, что позволяет ставить принципиально новые задачи в наземных исследованиях на РТТ150 в кооперации с рентгеновскими наблюдениями на орбитальных обсерваториях,

- спектральные данные высокого разрешения станут основой для дальнейшего развития численных методов анализа звездных атмосфер и исследования химической и динамической эволюции Галактики.

1. Антонуччи, 1993, Antonucci, R. // Ann. Rev. Astron. Astrophys, 1993, V.31, p.473

2. Артамонов Б.П., Artamonov B.P. // SPIE, 1997, v. 2871, p. 737. Артамонов Б.П., Бруевич В.В., Бугаенко О.Н. и др. // Препринт ГАИШ, 1990, № 16.

3. Артамонов Б.П., Тертицкий М.И. // Методы повышения эффективностиоптических телескопов, 1987, Москва, Изд-во МГУ, с. 132.

4. Аслан и др. 1989, Asian Z., Aydin С., Tunca Z., Demircan О., Derman E.,

5. Golbasi O., Marsoglu A. // Astron. Astrophys., 1989, v. 208, p. 385.

6. Аслан 3., Бикмаев И.Ф., Витриченко Э.А., Гумеров Р.И. Дембо JI.A., Камус

7. С. Ф., Кескин В., Кизилоглу У., Павлинский М.Н., Пантелеев Л.Н.,

8. Сахибуллин Н.А., Селам С., Сюняев Р.А., Хамитов И.М., Яскович А.Л.

9. Письма в Астрон. Журн., 2001, т.27, с. 1

10. Бикмаев И.Ф. // Астрофизический Бюллетень (Известия САО), 1986, т.25, с.З Бикмаев И.Ф., Бобрицкий С.С., Сахибуллин Н.А. // Письма в Астрон. Ж., 1990, т. 16, с. 213

11. Бикмаев И.Ф., Мусаев Ф.А., Галазутдинов Г.А., Саванов И.С., Савельева Ю.Ю. // Астрон. Ж., 1998, т.75, с.362

12. EHKMaeB h Ap., 20056, I. Bikmaev, N. Sakhibullin, Z. Asian, I. Khamitov, U. Kiziloglu, A. Alpar, R. Burenin, M. Pavlinsky, R. Sunyaev GRB 050408: RTT150 optical observations // GCN GRB OBSERVATION REPORT N 3262, DATE: 05/04/14

13. GRB050819: RTT150 optical observation // GCN GRB OBSERVATION REPORT N 3831, DATE: 05/08/20

14. Бикмаев и др., 2005f, I. Bikmaev, A. Galeev, N. Sakhibullin, R. Burenin, M. Pavlinsky, R. Sunyaev, I. Khamitov, Z. Asian, U. Kiziloglu, E. Gogus GRB050820A: RTT150 optical observations // GCN GRB OBSERVATION REPORT N 3853, DATE: 05/08/22

15. Бикмаев И.Ф., Сюняев P.A., Ревнивцев М.Г., Буренин Р.А. // Письма в Астрон. Журн., 2006а, т.32, с.250

16. Бикмаев И.Ф., Ревнивцев М.Г., Буренин Р.А., Сюняев Р.А. // Письма в Астрон. Ж., 20066, т.32, с. 655

17. Бикмаев И.Ф., Сахибуллин H.A. // Сборник трудов международной конференции "Методы спектроскопии в современной астрофизике", 13-15 сентября 2006, Москва, под. Ред. Л.И.Машонкиной и М.Е.Сачкова, 2007, Янус-К, стр. 26

18. Бикмаев и др., 2008а, Bikmaev I., Revnivtsev М., Burenin R., Sazonov S., Sunyaev R., Pavlinsky M., Galeev A., Sakhibullin N. // Astronomers Telegrams, N1363, January 21, 2008

19. Бикмаев и др., 2008b, Бикмаев И.Ф., Буренин P.A., Ревнивцев М.Г., Сазонов С.Ю., Сюняев P.A., Павлинский М.Н., Сахибуллин H.A. // Письма в АЖ, 2008, т. 34 (принята в печать).

20. Блэквелл и др., 1983, Blackwell D.E, Leggett S.K., Petford A.D., Mountain C.M., Selby M.J. // MNRAS, 1983, V.205, p.897

21. Боннет-Бидо и др., 2007, Bonnet-Bidaud J.M., de Martino D., Falanga M. et al. //

22. Astron.Astrophys., in press, arXiv:0706.1433

23. Борн M., Вольф Э. // Основы оптики, 1973, Москва, Наука.

24. Брандг и др., 2001, Brandt, W.N. et al. // Astron. J., 2001, V.122, p. 2810

25. Бринкман и Каваи, 2000, Brinkmann W., Kawai N. // Astron.Astrophys., 2000,1. V.363., p.640

26. Буруд и др., 2002, Burud I., Hjorth J., Courbin F., et al. // Astron. Astrophys., 2002, V.391,p.481

27. Вамбсгансс, 1990, Wambsganss J. // Gravitational Microlensing. Dissertation der Fakultät fur Physik der Ludwig-Maximilians-Universität, 1990, Preprint MPA-550 Вилье и Остерброк, 1987, Veilleux S., Osterbrock D. // Astrophys. J. S.Ser., 1987, V.63, p.295

28. Винклер и др., 2003, Winkler С., Courvoisier Т., Di Cocco G., et al. // Astron.Astrophys., 2003, V.411, LI

29. Витриченко Э.А., Лукин В.П., Пушной Л.А., Тартаковский В.А. // Проблемы оптического контроля, 1990, Новосибирск, Наука.

30. Гайнуллина и др., 2005, Gaynullina Е., Schmidt R., Akhunov Т. et al. // Astron. Astrophys., 2005, V.440, p.53

31. Галазутдинов Г.А., Комплекс программ по обработке спектров DECH // Препринт САО РАН, 1992, N 92

32. Галеев А.И., Бикмаев И.Ф., Мусаев Ф.А., Г.А.Галазутдинов // Астрон. Ж., 2004а, т.81, с.541

33. Галеев А.И., Бикмаев И.Ф., Машонкина Л.И., Мусаев Ф.А., Галазутдинов Г.А. // Астрон. Ж., 2004b, т.81, с.561

34. Галеев и др., 2008, Галеев А.И., Бикмаев И.Ф., Борисов Н.В., Хабибуллина М.Л., Жучков Р.Я., Шиманский В.В. // Астрон. Журн., 2008, т.85, н.6 (в печати)

35. Герельс и др., 2004, Gehrels N., et al. // Astrophys. J., 2004, V.611, p. 1005 Гильфанов и Арефьев, 2007, Gilfanov M., Arefiev V. // MNRAS, 2007, in press, astro-ph/0501215

36. Гис и др., 2002, Gies D„ McSwain M., Riddle R. et al. // Astrophys. J., 2002, V.566, p.1069

37. Горанский и др.,1987, Горанский В.П., Копылов И.М., Рахимов В.Ю. // Сообщения САО, 1987, т.52, с.5

38. Горанский и др., 1998, Горанский В.П., Есипов В.Ф., Черепащук A.M. // Астрон. журн., 1998, т.75, с.240

39. Гош и др., 2006, Ghosh К., Suleymanov V., Bikmaev I., Shimansky S., Sakhibullin N. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2006, V.371, p.1587

40. Груздева K.M., Лобачев M.B., Черная Б.А., Яхунтова Л.Е. // Методы повышения эффективности оптических телескопов, 1987, Москва, Изд-во МГУ, с. 160.

41. Гулливер и др., 1991, Gulliver A.F., Adelman S.J., Cowley C.R., Fletcher J.M // Astrophys. J., 1991, V.380, p.223

42. Гулливер и др., 1994, Gulliver A.F., Hill G., Adelman S.J. // Astrophys J. Letters, 1994, V.429, L81

43. Дай и др., 2007, Dai X., Halpern J., Morgan et al. // Astrophys. J., 2007, V.658, p.509

44. Дики и Локмэн, 1990, Dickey J.M., Lockman F.J., // Ann. Rev. Astron. Astrophys, 1990, V.28,p.215

45. Диминг, 1975, Deeming T.J. //Astroph.Sp.Sci., 1975, V.36

46. Долан и др., 1997, Dolan J., Boyd P., Fabrika S. et al. // Astron.Astrophys., 1997,1. V.327, p.648

47. Доунес и др., 2001, Downes R., Webbink R.F., Shara M.M. et al. // PASP, 2001, V.113, p.764

48. Дудинов и др., 2000, Dudinov V., Bliokh P., Paezynski В., et al. // Proc. of Internat. Conf. "Kinemat. And Phys. Of Celest. Bodies", 2000, Suppl. N.3, p. 170. Железняк и др., 2003, Железняк А., Сергеев А., Бурхонов О. // Астрон. Журн., 2003, т.80, с.780

49. Захаров А.Ф. // Гравитационные линзы и микролинзы, 1997, Москва, Янус-К Захаров А.Ф. //Астрон. Журн., 2006, т.83, с.99

50. Кавка и др.,2002, Kawka A., Vennes S., Koch R., Williams A. // Astron.J., 2002, V.124, p.2853

51. Кларк и Мэрдин, 1978, Clark D.H., Murdin P. // Nature, 1978,V.276,p.54 Котани и др., 1996, Kotani T., Kawai N., Matsuoka M., Brinkmann W. // PASJ., 1996, V.48, p.619

52. Крамптон и др., 1998, Crampton D., Schechter P.L., Beuzit J.-L. // Astrophys. J., 1998, V.155, p. 1383

53. Кролик и Бегельман, 1988, Krolik J.H., Begelman M.C. // Astrophys. J., 1988,V.329, p.702

54. Ландольт, 1992, Landolt A., // Astron. J., 1992, V.104, p.340 Лехи, 1983, Leahy D., Darbro W., Eisner R. et al. // Astrophys. J., 1983, V.266. p.160

55. Ломб, 1976, Lomb N.R. // Astrophys.Sp.Sci., 1976, V.39, p.447

56. Лутовинов и др., 2004, Lutovinov A., Tsygankov S., Revnivtsev М.,

57. Chernyakova М., Bikmaev I., Molkov S., Burenin R., Pavlinsky, M., Sakhibullin

58. N. // Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe

59. ESA SP-552). 16-20 February 2004, Munich, Germany. Scientific Editors: V.

60. Schonfelder, G. Lichti & C. Winkler, p.253

61. Любарский, 1997, Lyubarskii Yu. // MNRAS, 1997, V.292, p.679

62. Мазетти и др., 2007, Masetti N., Landi R., Pretorius M., et al., // Astron.

63. Astrophys., 2007, V.470, p.331

64. Мазетти и др., 2008, Masetti N., Mason E., Morelli M. et al. // Astron. Astrophys., 2008, V.482,p.ll3, arXiv:0802.0988

65. Макстед и др., 2001, Maxted P., Heber U., March Т., North R. // MNRAS, 2001, V.326, p.1391

66. Макстед и др., 2002, Maxted P., March Т., Heber U. et al. // MNRAS, 2002, V.333, p.231

67. Маргон и др., 1979, Margon В., Stone R., Klemola A. et al. // Astrophys. J., 1979, V.230, L41

68. Мережин В.П., 1990, Merezhin V.P. // Astrophys. and Space Sei, 1990, v.174, p. 181.

69. Месзарос, 2002, Meszaros P. // Ann.Rev.Astron.Astrophys., 2002, V.40, p.137 Моне и др., 2003, Monet D., Levine S., Canzian В., Abies H., Bird A. Dahn С., et al. // Astrophys. J., 2003, V.125, p.984

70. Мусаев Ф.А.// Письма в Астрон.журн., 1993, т. 19, с.776-783

71. Мусаев Ф.А.// Письма в Астрон.журн., 1996, т.22, с.795-800

72. Мусаев Ф.А., Галазутдинов Г.А., Сергеев A.B., Карпов Н.В., Подьячев Ю.В.

73. Кинематика и физика небесных тел, 1999, т. 15, N3, с.282-287

74. Нордстрем и др., 2004, B.Nordstroem, M.May or, J.Andersen et al. //

75. Astron.Astrophys., 2004, v.418, p.989

76. Оук, 1990, Oke J.B. // Astron. J., 1990, V.99, p. 1621

77. Пичинотти и др., 1982, Piccinotti, G., Mushotzky, R.F., Boldt, E.A. et al. // Astrophys. J., 1982, V.253, p.485

78. Ревнивцев и др., 2004b, Revnivtsev M., Burenin R., Fabrika S., Postnov K., Bikmaev I., Pavlinsky M., Sunyaev R., Khamitov I., Asian Z. // Astron.Astrophys., 2004, V.424, L5

79. Ревнивцев и др., 2006a, Revnivtsev M., Fabrika S., Abolmasov P., Postnov K., Bikmaev I., Burenin R., Pavlinsky M., Sunyaev R., Khamitov I., Sakhibullin N. // Astron. Astrophys., V.447, 2006, p.545

80. Ревнивцев и др., 2006b, Revnivtsev M., Sazonov S., Churazov E., Trudolyubov

81. S. // Astron. Astrophys., V.448, 2006, p. L49-L52

82. Рефсдал, 1964, Refsdal S. // MNRAS, 1964, V.128, p.307

83. Ритгер и Колб, 1998, Ritter H„ Kolb U. // Astron.Astrophys., 1998, V.129, p.83

84. Шредер и Хиллард, 1980, Schroeder D.J., Hillard R.L. I I Appl. Opt., 1980, v. 19, p.2833

85. Сазонов и Ревнивцев, 2004, Sazonov S.Y., Revnivtsev M.G. // Astron.Astrophys., 2004, V.423, p.469

86. Сазонов и др., 2005, Sazonov S., Churazov E., Revnivtsev M., Viklilinin A., Sunyaev R. // Astron. Astrophy s., 2005, V.444, L.37

87. Сергеев и др., 2005, Sergeev A.Y., et al. // e-Proc. of the GLQ Workshop, 2005, C2, http://grupos.unican.es/glendama/e-Proc.htm

88. Стеффен и др., 2003, Steffen А.Т., Barger A.J., Cowie L.L., Mushotzky R.F., Yang Y. // Astrophys. J., 2003, V.596, L23

89. Сулейманов В.Ф., Бикмаев И.Ф., Беляков K.B., Сахибуллин H.A., Жуков Г.В., Аслан 3., Кизилоглу У., Хамитов И.М. // Письма в Астрон. Ж., 2004, т.ЗО, С.676

90. Трейер и Вамбсгансс, 2004, Treyer M., Wambsganss J. // Astron. Astrophys., 2004, V.416, p.19

91. Трушкин, 2003, Астрофизический Бюллетень (Известия CAO), т.56, с.57, arXiv:astro-ph/0403037

92. Трушкин, 2004, http://cats.sao.nl / satr/XB/SS433/

93. Угарте Постиго и др., 2005, de Ugarte Postigo A., Komarova V., Fatkhullin Т. // GCN Telegram N3192

94. Угарте Постиго и др., 2007, de Ugarte Postigo А., Fatkhullin Т.А., Johannesson

95. Уеда и др., 2003, Ueda Y., Akiyama M., Ohta K., Miyaji T. // Astrophys. J., 2003, V.598, p.886

96. Уильяме и Ферпосон, 1982, Williams R.E., Ferguson D.H. // Astrophys.J., 1982, V.257, p.672

97. Уотсон и др., 1986, Watson M., Stewart G., Brinkmann W., King A. // MNRAS, 1986, V.222, p.261

98. Фабрика, 2004, Fabrika S.N. // Astrophys. Space Phys. Rev., 2004, V.12, p.l Фогес и др., 1999, Voges, W., Aschenbach, В., Boller, Th., et al. // Astron.Astrophys., 1999, V.349, p.389

99. Фюр и др., 2002, Faure С., Courbin F., Kneib J. et al. // Astron. Astrophys., 2002, V.386, p.69

100. Хамитов и др., 2006, Хамитов И.М., Бикмаев И.Ф., Аслан 3., Сахибуллин

101. H.A., Власюк В.В., Железняк А.П., Захаров А.Ф. // Письма в Астрон. Ж., 2006, т.32, н. 8, с. 570

102. Хамитов и др., 2007а, Хамитов И.М., Буренин P.A., Бикмаев И.Ф., Сахибуллин H.A., Павлинский М.Н., Сюняев P.A., Аслан 3. // Письма в Астрон. Ж., 2007а, т.ЗЗ, с. 891

103. Хамитов и др., 20076, Khamitov I., Bikmaev I., Sakhibullin N, Asian Z., Revnivtsev M., Sunyaev R. // Proceedings of the 6-th Integral Workshop "The

104. Obscured Universe", 2-8 July 2006, Moscow, ESA SP-622, September 2007, p.195

105. Хекман и др., 2005, Heckman T.M., Ptak A., Hornschemeier A., Kauffmann G. // 2005, astro, arXiv:astro-ph/0507674

106. Цвиттер и др.,1991, Zwitter Т., Calvani M., D'Odorico S. // Astron.Astrophys., 1991, V.251,p.92

107. Чавушян и др., 1997, Chavushyan V.H., Vlasyuk V.V., Stepanian J.A., Erastova L.K. // Astronomy and Astrophysics, 1997, v.318, L67

108. Чакрабарти, 2002, Chakrabarti S. // in Exotic Stars as Challenges to Evolution, IAU Coll. 187, ed. C.A.Tout, W. Van Hamme (San Francisco: Astronomical Society of the Pacific), ASP Conf. Ser., v.279, p.5

109. Черепащук и др., 1982, Черепащук A.M., Асланов A.A., Корнилов В.Г. // Астрон.Журн., 1982, Т.26, с.697

110. Черепащук, 1988, Cherepashchuk A.M. // Sov.Sci.Rev.Ap.Space Phys., 1988, V.7, p.l

111. Черепащук и Яриков, 1991, Черепащук A.M., Яриков С.Ф. // Письма в АЖ., 1991, т.17, с.258

112. Черепащук, 2002, Cherepashchuk A.M. // Space Sci.Rev., 2002, V.102, p.23 Черепащук и др., 2003, Cherepashchuk A.M., Sunyaev R.A., Seifina E.V. et al. // Astron.Astrophys., 2003, V.411., L441

113. Шакура и Сюняев, 1973, Shakura N.I., Sunyaev R.A. // Astron.Astrophys., 1973, V.24, p.337

114. Шати, 2007, Chaty S. // arXiv:0710.0292

115. Шиманский В.В., Бикмаев И.Ф., Галеев А.И., Шиманская H.H., Иванова Д.В., Сахибуллин H.A., Мусаев Ф.А., Галазутдинов Г.А. // Астрон. Ж., 2003, т.80, с.750

116. Шиманский и др., 2008b, Шиманский В.В, Позднякова С.А., Борисов Н.В., Бикмаев И.Ф., Галеев А.И., Сахибуллин H.A., Спиридонова О.И. // Письма в Астрон.Журн., 2008, т.34, н.6, с.465 (в печати).