Спекл-интерферометрические исследования на большом азимутальном телескопе тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

на

СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

на правах рукописей

УДК 524.38:520.8Т2; 524.74:520.8"72

БАЛЕГА ЮРИЙ ЮРЬЕВИЧ

СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ НА БОЛЬШОМ АЗИМУТАЛЬНОМ ТЕЛЕСКОПЕ

Специальность: 01.03 02 - астрофизика, радиоастрономия

ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

в форме научного доклада, выполняющая одновременно функции автореферат.

Нижний Архыз - 1995

Работа выполнена в Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии наук

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Курт Владимир Гдалевич Астрокосмический центр ФИАН, Москва

доктор физико-математических наук Киселев Алексей Алексеевич,

Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково, Санкт-Петербург

доктор физико-математических наук Черепащук Анатолий Михайлович

Государственньш астрономический институт им.Штернберга, Москва

Ведущая организация: Институт астрономии Российской Академии наук, Москва.

Яь иг'Х

^ Защита состоится ...........19-У 5 г.

7 0 '

в .... часов на заседании специализированного совета (шифр Д. 002.39.01) при Астрокосмичсском центре ФИАН (адрес: 117924 Москва-ВЗЗЗ ГСП

Ленинский проспект 53, Физический институт им. П.НЛебедева Российской Академии наук)

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФИАН Доклад разослан '^.Р......?..С. Л9.

Ученый секретарь специализированного совета,

доктор физико-математических наук

М.В.Попов

СОДЕРЖАНИЕ

стр.

1. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

1.1. Введение 4

1.2. Актуальность проблемы 6

1.3. Цели диссертции 7

1.4. Научная новизна и практическая ценность работы 7

1.5. Достоверность основных результатов 8

1.6. Апробация работы 8

1.7. Основные результаты работы, выносимые на защиту 9

1.8. Личный вклад автора 10

2. АППАРАТУРА И МЕТОДЫ СПЕКЛ-ИНТЕРФКРОМЕТРИИ

2.1. Особенности применения спекл-интерферометрии на БТА 12

2.2. Оптика для спекл-интерферометрии в главном фокусе БТА 15

2.3. Приемники для спскл-интсрфсромсгрии 17

2.4. Корреляционный анализ спекл-изображений 20

2.5. Восстановление изображений с помощью спскл-маскирования 23

2.6. Позиционные измерения компонентов двойных систем 26

2.7. Измерения угловых диаметров звезд 28

2.8. Дифференциальная спекл-интерферометрия звезд 29

2.9. С'пекл-спектроскогаи активных ядер галактик 32

3. ИССЛЕДОВАНИЯ ДВОЙНЫХ И КРАТНЫХ ЗВЕЗД

3.1. Основные задачи интерферометрии кратных звезд 34

3.2. Спекл-интерферометрия и миссия HIPPARCOS 36

3.3. Статистика выполненных измерений 37

3.4. Вычисление орбит интерферометрических пар 39

3.5. Анализ движения некоторых систем 41

3.6. Скорость осево! о враццешш холодного компонента Капеллы 43

4. ИЗМЕРЕНИЯ МОНОХРОМАТИЧЕСКИХ ДИАМЕТРОВ ХОЛОДНЫХ СВЕРХГИГАНТОВ

4.1. Угловой диаметр Бетельгейзе 47

4.2. Строение протяженных фотосфер R Cas и о Cet 49

5. ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ ЯДРА СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ NGC 1068

5.1. Облачная структура центральной области 52

5.2. Кинематика ионизированного газа в ядре 53

7. СПИСОК ОСНОВНЫХ ПУБЛИКАЦИЙ ПО ТЕМЕ РАБОТЫ 57

8. ЦИТИРОВАННАЯ ЛИТЕРАТУРА 60

9. РИСУНКИ 64

1. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

1.1. ВВЕДЕНИЕ

В оптической астрономии основная часть наб.гюдсний выполняется сквозь многокилометровую толщу воздушного океана, чье турбулентное движение приводит к фазовым искажениям волнового фронта. Временой масштаб фазовых флукгуаций заключен в пределах 1 - 50 мс. Изображение точечно!о источника, формируемое телескопом большого диаметра, размывается в пятно размером Х/г0, где Л - длина волны, г„ - параметр, определяющий состояние атмосферы (Фрид, 1966). Параметр г0 примерно равен такому диаметру апертуры D, при котором кружок дифракции X/D совпадает по размерам с атмосферным пятном размытия Х!т„. В типичных условиях при г0 я 0.1 м это соответствует примерно 1", откуда следует, что в наблюдениях сквозь оптически нестабильную атмосферу простым увеличением диаметра телескопа не достигается более высокое угловое разрешение.

Попытай преодолеть атмосферный барьер в наблюдениях были предприняты вначале Физо (1868), а затем Майкельсоном (1891). Оба использовали инструменты, позволявшие определять пространственную когерентность волнового фронта ira основе измерений видностн полос, образованных интерферирующими световыми пучками от пары отверстий на зрачке телескопа. Интерферометры, созданные Физо и Майкельсоном, были аналохами интерференционых экспериментов Юнга. Применяя теорему Ван-Цитгерта -Ц ернике (Борн и Вольф, 1970), степень пространственной когерентности с помощью преобразования Фурье может- быть связана с распределением интенсивности в объекте. К сожалению, атмосферная турбулентность вызывает случайные набеги фазы между двумя фронтами, приходящими от отверстий апертурной маски, вследствие чего при наблюдениях в открытой атмосфере полосы Юнга случайным образом смешаются, а фаза теряется. Технические трудности, а также офаниченный диапазон просгранст венных частот, регистрируемых в экспериментах Физо-Майкельсона, стали причиной того, что интерферометрия после первых успешных наблюдений Майксльсона и Пиза (1921) в течение полувека не имела применения в оптической астрономии.

Ограничения, замедлившие развитие оптической интерферометрии, были преодолены в послевоенные годы радиоастрономами, объединившими выходные пучки от набора произвольно размещенных апертур, разнесенных на большие расстояния. Применение в наблюдениях таких инструментов как VLA и VLBI позволило за исторически короткий период времиш, прошедший после получения

первых радиосигналов от объектов неба, повысить разрешение в радиоастрономии в 1010 раз. Проблема сохранения информации о Фурье-фазе изображения была решена в радиоастрономии с помощью т. наз. "замыкания фаз", при котором комбинированием фаз от тройки элементов устраняются случайные фазовые ошибки, вызванные атмосферой и телескопом (Дженнисон, 1958).

Успехи радиоастрономов стимулировали развитие методов наблюдений с высоким угловым разрешением и в оптическом диапазоне. Лабейри (1970) обратил внимание на то, что при работе с короткими экспозициями ~10 мс, позволяющими "заморозить" атмосферные искажения, в изображениях сохраняется информация на высоких пространственных частотах, вплоть до предела, определяемого дифракцией XID на зрачке. В отличие от опытов Физо, им было предложено использовать для наблюдений полос апертуру телескопа целиком. При этом функция рассеяния точки в фокусе телескопа принимает вид случайного поля ярких пятен - спеклов (от англ. speckle - зерно). Характерный размер пятен равен диаметру диска дифракции на апертуре (диск Эйри) при отсутствии атмосферных и телескопных аберраций. Это утверждение справедливо по той причине, что изображение можно рассматривать как результат суперпозиции пучков интерферометра Физо с маской, состоящей из множества различных пар отверстий, задающих пространственные частоты вплоть до дифракционного предела iJD полной апертуры. Измеряя среднюю автокорреляционную функцию мгновенных изображений, или, эквивалентно, < | 1(и) |2 >, где 1(и) - Фурье-преобразование изображения i(x), а угловыми скобками обозначено усреднение по ансамблю реализаций, в спекл-интерферометрии можно восстановить модуль Фурье-преобразования объекта на максимальной частоте, определяемой апертурой телескопа.

В настоящем докладе приведены результаты исследований, выполнявшихся автором с применением спекл-интерферометрии на 6-метровом телескопе БТА в течение 20 лет. (Академик РАН Ю.Н.Парийский образно называет такие работы "противоатмосферной борьбой".) Задача реализации одной из важнейших возможностей крупнейшего в мире телескопа - наблюдений с дифракционным разрешением 0.02" - естественным образом возникла сразу же после ввода инструмента в строй. Первые спекл-наблюдения некоторых ярких звезд были проведены в 1975 г. - несколько лет спустя после опубликования пионерских работ Лабейри. В дальнейшем очень продолжительный период времени основное внимание бьио сосредоточено на создании средств для спекл-интерферометрии и освоении методики наблюдений. Поэтому диссертация включает значительную часть с описанием техники интерферометрии на БТА. Процесс наблюдений стал рутинным только в середине 80-х годов, когда и была получена большая часть

астрофизических результатов. Помимо описания аппаратуры и методики, содержащегося в разд.2, п дасссртащш изложены результаты их применения для исследований геометрии и динамики двойных звезд (разд-3), изучения угловых диаметров отдельных сверхгигантов (разд.4) и структуры газовых облаков в ядре ссйфертовской галактики NGC 1068 (разд.5).

1.2. АКТУАЛЬНОСТЬ ПРОБЛЕМЫ

Разработка средств и методов интерферометрии на телескопе БТА актуальна для развития следующих направлений астрономии.

1. Исследования кратных систем звезд. Точные значения основных параметров звезды - массы, радиуса, светимости - можно получить только в том случае, если она является членом двойной системы. Определения фундаментальных значений

масс и светимостей дая компонентов двойных звезд является классической задачей астрономии. Спскл-иитерфсромстрия позволяет с высокой точностью определять орбиты относительно короткопериодических пар, многие из которых являются спектрально-двойными, и вычислят), их массы и светимости. Особое значение имеют исследования звезд главной последовательности (Г11) из окрестностей Солнца (г < 25 пк), для которых можно построй 1ь полную выборку.В настоящее время с достаточной для проверки моделей звездной эволюции точностью (®2%) известны массы звезд только верхней части ГП. Как правило, это спектрально- и затменно-двойные системы с короткими орбитальными периодами. Маломассивные звезды нижней части ГП изучены значительно хуже; их массы получены в основном из визуальных наблюдений и измерений параллаксов, которые обременены различными систематическими ошибками. 10-15% точность оценки масс для них оказывается недостаточной для получения результатов в теории звездной эволюции. При этом карлики ГП типов К - М составляют более 90% населения Галактики.

2. Угловые размеры холодных сверхгигантов. Спекл-интерферомехрия в узких полосах спектра является чувствительным методом для диагностики структуры протяженных фотосфер долгопериодических переменных звезд типа Миры Кита. Измерения монохроматических радиусов этих звезд, дополненные колориметрическими наблюдениями и измерениями профилей спекральных линий, могут установить связи между параметрами фотосфер, а также позволят сделать выбор между различными моделями пульсаций.

3. Активные ядра галактик. Спекл-интерферометрия с разрешением -0.1" дает возможность уточнить карты распределения излучения в запрещенных и водородных линиях спектра в околоядерных областях. Наблюдения с узкополосными фильтрами или с использованием спектрографа позволяют определить относительные скорости движения газовых облаков в ядрах и наложить ограничения на существующие теоретические модели.

4. Кроме перечисленного, освоение интерферометрии па телескопах связано с развитием новой аппаратуры для регистрации и накопления изображений, которая может быть применена в других методах исследований.

1.3. ЦЕЛИ РАБОТЫ

Основными целями настоящей работы являются:

- создание комплекса оборудования для развития нового направления исследований на БТА - спекл-интерферометрии;

- разработка, обоснование и практическая реализация методов построения астрономических изображений с высоким пространственным разрешением;

- проведение с помощью созданного оборудования массовых наблюдений двойных звезд из окрестностей Солнца с целью определения и уточнения их фундаментальных свойств;

- измерения видимых диаметров ближайших звезд-сверхгигантов в узких полосах спектра для анализа строения их протяженных фотосфер;

- наблюдения структуры и движения эмиссионных облаков в центральной области галактик с активными ядрами.

1.4. НАУЧНАЯ НОВИЗНА И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ РАБОТЫ

В значительной мере уникальность б-метрового телескопа БТА обеспечила научную новизну проделанной работы и полученных материалов наблюдений. Новыми являются следующие результаты:

- впервые разработан комплекс оборудования и реализован в наблюдениях на 6-м телескопе РАН по большому числу программ спекл-интерферометрический метод построения изображений звездообразных объектов с дифракционным пространственным разрешением;

- выполнено 904 измерения позиционных углов и угловых расстояний для 387 двойных и кратных звезд, среди которых 11 систем разрешено впервые;

- вычислены на основе спскл-измерений новые или сделаны уточнения элементов орбит для 14 двойных звезд с короткими периодами обращения;

- в узких участках спектра, совпадающих с полосами поглощения молекулой TiO, получены прямые оценки видимых диамегров трех сверхгигантов - a Orí, о Cet, R

Cas;

• впервые определено из наблюдений пространственное строение областей формирования узких запрещенных линий в ядре сейферговсхой галактики NGC 1068 и показана их ечязь с распределением яркости в радиодиапазоне;

- впервые измерены скорости движения облаков ионизированного газа вокруг активного ядра галактики NGC 1068 в зоне радиусом около 70 пк;

- практическая ценность работы заключается также в создании для задач астрономии телевизионных систем квантово-предеяьной чувствительности, которые в сочетании с разными методами применяются на крупнейшем 6-метровом телескопе РАН доя прямых снимков и спектроскопии звезд и галактик -результат, удостоенный Государственной премии СССР 1991 г.

1.5. ДОСТОВЕРНОСТЬ ОСНОВНЫХ РЕЗУЛЬТАТОВ

Достоверность измерений двойных звезд подтверждается достигнутой высокой внутренней точностью результатов (+0.003"), которые хорошо согласуются с данными, полученными с применением интерферометрии на других крупных телескопах: 4-м телескопе обсерватории Китт Пик, США, 3.6-м телескопе CFHT на Гавайях. Орбиты, вычисленные для короткопериодических пар по нашими измерениям и измерениям других авторов, показывают уклонения от наблюдений на уровне самых точных мировых результатов.

Наши наблюдения протяженных фотосфер мирид и углового диаметра сверхгиганта Бетельгейзе подтверждаются моделями, построенными для этих звезд теоретически.

Данные о строении газовых облаков, излучающих в линии [ОШ] в зоне ядра галактики NGC 1068, в дальнейшем были подтверждены и уточнены наблюдениями на 4-м телескопе СТГО, Чили, и на Космическом телескопе Хаббла.

1.6. АПРОБАЦИЯ РАБОТЫ

Представленный доклад отражает содержание 40 основных научных публикаций. Результаты работы докладывались на астрофизических семинарах CAO РАН (1979-1995 г.), ГАИШ (1984 г.), ГАО АН УССР (1984 г.), ГАО РАН (1987), АКЦ ФИАН (1994), Обсерватории Конкой, Венгрия (1985), Института

астрофизики в Потсдаме, ГДР (1986), Марсельской обсерватории, Фракция (1980,1987), Лондонского императорского колледжа (1989), Обсерватории Париж-Медон (1991), Института радиоастрономии Макса Планка, ФРГ (1993), Института астрономии в Хайдельберге, ФРГ (1993) и других.

Автором также были сделаны доклады на следующих совещаниях и конференциях:

- Коллоквиум MAC "Инструменты для астрономии на больших телескопах", САО, 1981;

Международное совещание Подкомиссии №5 "Двойные звезды" многостороннего сотрудничества академий наук соцстран по проблемам физики и эволюции звездв Тбилиси, 1984 г.;

- Всесоюзное совещание "Твердотельные и вакуумные телевизионные приемники света и .методы и средства обработки изображений", Киев, 1985 г.;

- Международная конференция ESO/NOAO "Построение изображений с высоким разрешением методами интерферометрии", Мюнхен, 1988 г.;

- Международная конференция ESO " Построение изображений в астрономии с высоким пространственным разрешением с помощью интерферометрии. II", Мюнхен, 1991 г.;

- Коллоквиум MAC №135 "Новые подходы в исследованиях двойных и кратных заезд", Атланта, США, 1992 г.;

- Научная сессия Отделения общей физики и астрономии РАН, Москва, 1993 г.;

- Симпозиум MAC №176 "Структура поверхностей звезд", Вена, Австрия, 1995 г.

1.7. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ, ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

1. Создание и внедрение в постоянную эксплуатацию на 6-метровом телескопе РАН аппаратуры и методов для спекл-интерферометрических измерений компактных источников с дифракционным разрешением.

2. Результаты спекл-интерферометрических исследований двойных звезд: 904 определения относительных положений 387 систем с позиционной точностью ±0.003 угл. секунды и предельным разрешением 0.02 угл. секунды; первые наблюдения двойственности 11 звезд.

4. Определение по данным спекл-интерферометрии параметров орбит для 11 пар с короткими периодами обращения.

5. Определение скорости осевого вращения главного компонента Капеллы и анализ причин отсутствия синхронизации с орбитальным движением.

6. Интерферометрические измерения и узких спектральных участках угловых радиусов холодного сверхгиганта a Orí и долгопериодических переменных о Cet и R Cas.

7. Исследования многокомпонентной структуры излучающих в линии [OlIIj облаков газа а ядре Сейфертовской галактики NGC 1068 и ее связи с распределением эмиссии в радиодиапазоне.

8. Снекл-мгскгроскогтческое определение относительных лучевых скоростей областей [ОШ]-эмиссии в ядре галактики NGC 1068.

1.8. ЛИЧНЫЙ ВКЛАД АВТОРА

Все работы, положенные в основу диссертации, выполнялись на телескопе по инициативе автора. Автору принадлежат следующие результаты:

- Разработка основной концепции и большая часть практической работы по созданию базового оборудования для интерферометрии на БТЛ, включая и поисковые работы по телевизионным системам регистрации изображений и режиме счета фотонов и цифровым анализаторам изображений.

- Методика ингерферомсгрических наблюдений и обработки данных, включая алгоритмы автокорреляционного и биспектральног о оценивания, которые разрабатывались иод руководством и при личном участии автора.

- В наблюдениях двойных звезд, которые выполняются на телескопе регулярно с 1983 г., автору принадлежит подготовка программы исследований, он руководил наблюдениями на телескопе, участвовал п компьютерной обработке данных и их интерпретации. Тексты программ для обработки изображений и вычисления элементов орбит двойных бьши написаны И.И.Балега, И.Н.Белкиным и В.А.Вастоком под руководством автора.

- В программе с применением дифференциальной интерферометрии автору принадлежит инициатива постановки наблюдений на Основном звездном спектрографе БТЛ. Первые наблюдения по этой программе организованы автором ц проходили с его участием. Автору принадлежат результаты анализа дифференциальной спекл-интерферометрии Капеллы. Аппаратурное обеспечение программы было обеспечено в основном Р.Петровым и его коллегами из Отделения астрофизики университета в Ницце, а тексты программ для обработки спектров составлены В.А.Васюком.

- В изучении протяженных фотосфер долгопериодических переменных автору принадлежат организация наблюдений на телескопе и обработка данных по о Cet и R Cas.

- Автор был инициатором исследований строения ядер активным галактик с применением интерферометрии. Обработка материалов наблюдений выполнялась им в сотрудничестве с В.Л.Афанасьевым и В.Г.Орловым. В интерпретации первых результатов большое участие принимал С.А.Левшаков, а оборудование для спекл-спектроскопии вдра NGC 1068 создано совместно с В.Л.Афанасьевым.

1. АППАРАТУРА И МЕТОДЫ СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИИ

2.1. ОСОБЕННОСТИ ПРИМЕНЕНИЯ СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИИ НА Б ГА

Зеркало телескопа большого диаметра можно рассматривать как набор из множества пар {¡,1/ субапертур, каждая из которых образует в фокальной плоскости свою картину полос или синусоидальных Фурье-компонент. Изображение Цх) в телескопе большого диаметра формируйся в результате суперпозиции световых иолн, приходящих от различит,IX участков волнового фронта , попадающих на зрачок:

где крайний член справа описывает интерференцию. Вследствие неоднородности земной атмосферы приходящий волновой фронт испытывает быстрые фазовые искажения, в результате которых функция рассеяния точки р(х) приобретает вид мгновенно меняющейся случайной г1Я1снной структуры, в которой каждый максимум интенсивности имеет характерные для дифракционного диска Эйри размеры (рис.5а). Функция р(х) сохраняет свою структуру только внутри некоторой небольшой угловой области, называемой зоной нзопланагичносш. В ее пределах изображение объекта можег быть представлено в виде свертки:

Их> ~ о(х/ *р(х) , (2.1.2)

где о(х) - распределение яркости в объекте. В Фурье-плоскости соотношению (2.1.2) соответствует произведение

в котором /(и) является преобразованием Фурье от ¡<х) в соответствующей плоскости пространственных частот и , и т.д. Усредненный во времени спектр мощности серии шекл-изображений можег быть записан в форме:

о Pfui \ 2 > называется оптической передаточной функцией спскл-иптерферометрни (С11Ф). Восстановление I О (и) I- из соот ношения (2.1.4) является основной процедурой в классической спекл-интерферомстрип (Лабейри 1970).

Как показано в работах Корфа (1973), Фрида (1979) и Родпье (1981), СПФ содержи! члены, представляющие передаточные функции как атмосферы, так и телескопа. В случае, когда турбулентность описывается нормальной статистикой, СПФ может быть представлена двухкомпонентной моделью. Первая составляющая функции задана на низких

(2.1.1)

1(и) = О(и) Р(х).

(2.1.3)

<1 /(н)12>-1 06<j!'<|pc"J,?>.

(2.1.4)

пространственных частотах, определяемых атмосферным качеством изображений: и0 = г0 /X (здесь гд - параметр Фрида, Л - длина волны). Вторая компонента занимает область между и0 и частотой дифракционного среза апергуры телескопа ur ~ D /Л и содержит информацию о тонкой структуре источника. Фрид (1979) показал, что такая двухкомпонентная модель СПФ хорошо описывает наблюдения особенно для больших отношений D /Л (большие телескопы). Низкочастотная компонента , 0 < и < и0 , аппроксимируется долго-экспозиционной передаточной функцией с устраненными наклонами волнового фронта (компесация дрожаний звезды и неточностей ведения телескопа):

<1 Р(и) |2>lf= I T(u)\iexp ]}, (2.1.1)

где Т(и) - передаточная функция телескопа (автокорреляция апертуры). Высокочастотная компонента ( и0 < и < ис) определяется уравнением:

<1 Р(и) i 2>hf = 0.435 (r0 /Df Т(и). (2.1.2)

Благодаря этой составляющей структура изображения может быть восстановлена на высоких частотах вплоть до дифракционного предела.

Теория формирования спекл-изображений в телескопе хорошо разработана в 80-х гг. (см., напр., Роддье 1987), поэтому здесь мы рассмотрим только некоторые особенности применения спекл-интерферометрии на БТА.

1) В середине 90-х годов на 6-метровом телескопе БТА по-прежнему может быть реализовано рекордное угловое разрешение среди астрономических инструментов с монолитными зеркалами. В мире уже созданы и продолжают проектироваться многоэлемекгные интерферометры с большими оптическими базами (см., например, Шао 1988; Дэвис 1992), которые обеспечивают суб-миллисекундное угловое разрешение. Однако, они находят пока-что весьма ограниченное применение в астрономии. БТА же может применяться для интерферометрии широкого класса объектов неба: двойные и кратные звезды, звезды с протяженными атмосферами, компактные внегалактические источники. Для сравнения приведем цифры предельного QJD) разрешения для нескольких телескопов на длине волны 5500 А:

Космический телескоп Хаббла, 2.4 м - 0.047", телескопы ESO и CFHT, 3.6 м - 0.032",

телескоп БТА, 6 м - 0.019".

Рекордные возможности БТА по пространственному разрешению предопределяют актуальность развития на телескопе методов интерферометрии. Некоторые задачи, такие как,

например, измерения углопых диаметров холодных сверхгшашов мотут быть реализованы практически только на БТА, так как видимые размеры их фотосфер находятся па пределе возможностей даже 6-м апертуры.

2) Проблемы качества изображений. Известно, что район установки БТА характеризуется средне-европейскими астроклиматическими условиями. Среднее количество ясного времени составляет около 1700 часов в год. Связанное с состоянием атмосферы качество 5пображений обычно попадает в диапазон 1.5" - 3" . Частично вклад в ухудшение июбражений звезд вносит гигантский купол телескопа, вмещающий 100 тыс. м3 вздуха, и башня, в которой находится множество обогреваемых рабочих помещений. Известно, что отношение сигнал/шум (SNR) в спекл-интерферометрии увеличиается ~ го4, поэтому при переходе от хороших, 1" изображений к умеренным, 2", SNR снижается в 16 раз. При качестве изображений около 3" проведение спекл-интерферометрических наблюдений становится практически невозможным. Из сказанного можно сделать вывод о бесперспективности постановки длительных обзорных и поисковых программ на БТА, требующих большого количества наблюдательного времени. Задачи для интерферометрии, ориентируемые на хорошие астроклиматическис условия, должны быть четко сформулированы и детально нодюювлены.

3) Число спеклов н требования к формату приемника. При качестве изображений 1.5" число спеклов в изображении в области 5500 А, определяемое соотношением между атмосферным радиусом Фрида и диаметром телескопа, s к (D/r;)7 * 3600. Двумерный приемник, следовательно, должен иметь не менее 256- элементов разложения по полю. При худших изображениях поле приемника должно быть еще расширено.

4) В ходе спекл-интерферометрических iipoipa.u.M обнаружилось, что труба телескопа в режиме ведения испытывает колебания с амплитудой около 0.3" и основной часютой вблизи 1 Гц (Балега и др. 1990). Кроме этого, из-за размещенных на платформе телескопа двигателей и насосов маслостанции оси Z по трубе распространяется вибрация на частотах, превышающих 10 Гц. Все ло приводит' к размыванию изображений в ходе экспонирования спскл-интсрфсро1ра.\1м. Потеря контраста спеклов не имеет какою-либо выделенного направления, поэтому при обработке изображений необходимо учитывать анизотропию пространственных гармоник в каждом кадре, а часа, интерферограмм с сильно выраженным замьггием спекл-структуры выбрасывать. Все перечисленное значительно снижает эффективность выполнения наблюдений, особенно при измерениях звездных диаметров.

2.2. ОПТИКА ДЛЯ СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИИ В ГЛАВНОМ ФОКУСЕ БТА

Для регистрации спекл-шгтерферограмм оптико-механический блок (спеклограф) должен выполнять ряд функций: увеличение изображений для согласования масштабов спеклов и элементов приемника, обеспечение коротких экспозиций, вырезание спектральной полосы, коррекция атмосферной дисперсии. Кроме этих основных функций, спекл-камера должна обеспечивать быстрое наведение на объект при очень малом поле зрения - обычно 2 -3".

Большинство наблюдений выполнено нами в первичном фокусе телескопа с применением спеклографа, использующего интерференционные фильтры для вырезания необходимой спектральной полосы. Прибор был разработан в 1981 г. (Балега 1985) и состоит из (рис.1):

- набора микрообъективов 1 с увеличениями 8», 20' и 40*;

- механического обтюратора, позволяющего устанавливать экспозиции 10 мс; обтюратор синхронизован с кадровой разверткой телевизионной камеры;

- призмы Риели для исправления атмосферой дисперсии, установленной в турели 2;

- турели 2 с интерференционными фильтрами ;

- маски 3 с шагом отверстий 10 мкм для калибровки масштабов и коррекции геометрических дисторсий приемника;

- перекидного зеркала 4, объектива 5 и окуляра системы наведения на звезду.

В соответствии с изложенным в п.2.1, наивысшая пространственная частота в спекл-изображении ис = , где/- фокусное расстояние. Для первичного фокуса б-м телескопа Щ - 0.25, поэтому Мс = 500 мм1 . Приемник должен обеспечивать как минимум 2-кратное перекрытие этой частоты. Типичные системы регистрации изображений имеют передаточные функции с пределом около 20 мм-1 , поэтому должны применяться микрообъективы с увеличением не менее 50х. В наблюдениях двойных звезд, когда не требовалось максимальное разрешение, мы часто использовали объектив, дающий 20-кратное увеличение, но в большинстве случаев наблюдения выполнялись с применением стандартного апохромата с 40-кратным увеличением. Масштабы на приемнике составляли 0.0058"/элемент и 0.0116"/элемепт при 40х и 20" увеличениях соответственно.

Для сохранения когерентности приходящей световой волны флуктуации оптической разности хода от разных участков фронта должны бьггь меньше, чем М2 / АХ . На практике

должно соблюдаться условие ДXIX = 1/20, поэтому фильтры для интерферометрии на БТА выбирались с полушириной 100 - 200 А, если в задаче специально не требовались более узкие полосы.

При наклонном прохождении фронта через атмосферу между лучами разного цвета возникает расхождение в углах. В полосе шириной 200 А на зенитном расстоянии г=45'; атмосферная дисперсия достигает 0.1", что в 3-4 раза больше размера сиеклов. Для компенсации дисперсии мы применяем составную призму прямого зрения (призма Риели), состоящую m пары идент ичных дублетов, вращающихся вокруг оси камеры. При развороте частей призмы в противоположных направлениях на угол а возникает хроматизм, действующий вдоль биссектрисы угла между дублетами и пропорциональный sin а/2. В качестве материалов для призмы выбраны стекла крон К8 и флинт Ф6, угол призмы из крона 16.35°, из флинта 14.0°. Максимальная дисперсия призмы равна 2Г, что позволяет исправлять изображения звезд на z-70".

В ряде задач обеспечение интерференционными фильтрами в требуемых участках спектра является сложной технической проблемой. К таким задачам относятся наблюдения видимых диаметров холодных сверхппангов в полосах поглощения молекулой окиси титана и в соседних участках непрерывного спектра, или задачи построения изображений ядер активных галактик с разными допплеровскими смешениями линий. В связи с этим нами был спроектирован и внедрен в наблюдениях новый вариант спеклографа, использующий дифракционную решетку в качестве основного элемента перестраиваемого фильтра (Балега и др. 1994). Идея ВРМ-фильтра (Filtre de Bandes Passante) была впервые предложена для построения монохроматических изображений Солнца Бонне и Куртесом (1962) и реализована в спекл-тштсрферометрии Лабсйри (1974).

В нашем приборе cbci попадает в спеклограф сквозь отверстие в зеркале 1 (рис.2); отраженное поле направляется в систему наведения/гидирования после отражений от зеркал 1 и 10. Изображение звезды в фокальной плоскости телескопа, совпадающей с поверхностью зеркала ' 1, сменным микрообъективом 2 переносится на бесконечность и далее ахроматическим объективом 4 на поверхность вогнутой голотрафпческой дифракционной решетки 5 (R=250 мм, заштрихованная область 20x20 мм, N = 1800 штрихов/мм) с увеличениями 50', 20* и 5\ Выходной зрачок микрообъектива 2 изображается обьсктивом 4 и решеткой 5 с увеличением 1.3 на зеркале 6, в плоскости которою устанавливается сменная фигурная диафрагма 7, вырезающая излучение определенного интервала длин волн. Выбор центральной длины волны осуществляется вращением решетки вокруг оси, параллельной ее штрихам. Решетка работает в автоколлимации (у = у'). На длине волны 6560 А угол падения и

дифракции у = у' - 36°, а обратная линейная дисперсия сШс!1 = 1.66 нм/мм. Вогнутое зеркало 6 переносит изображение звезды с поверхности решетки на приемник в плоскости Рз с увеличением 1.3*. Для исправления атмосферной дисперсии между микрообъектавом 2 и объективом установлена турель с набором призм прямого зрения для компенсации атмосферного хроматизма на разных г. С помощью вводимого объектива 9 спектр, образуемый решеткой, переносится на приемник с увеличением 0.54х. В фокальной плоскости телескопа может устанавливаться сетка 14 для калибровок стеклографа. В состав прибора входят также сменные фильтры и плоско-параллельные пластины. Схема оптики стеклографа была рассчитана нами совместно со специалистами ГОИ ( рук. - И.В.Пейсахсон), а расчет и изготовление специальной топографической решетки выполнены в лаборатории ГОИ под руководством Ю-Н.Денисюка.

В стеклографе с дифракционной решеткой для получения изображений полоса спектра шириной от 40 А до 400А может быть произвольно выбрана в интервале длин волн от 4500 А до 8000 А. Однако эффективность прибора в связи с многочисленными отражениями и применением решетки оказалась в 2 раза ниже, чем у стеклографа с интерференционными фильтрами. Кроме этого, у стеклографа с дифракционной решеткой больше аберрации и сложнее процедуры калибровок. Поэтому он применяется нами преимущественно для узкополосных наблюдений звездных диаметров.

Отметим, что оба прибора устанавливаются в первичном фокусе телескопа пр выключенном механизме вращения поля - альт-азимутальная установка. Это позволяет ориентировать их строго вертикально для исправления атмосферной дисперсии, а вращение поля учитывать при обработке записанных спекл-интерферограмм.

2.3. ПРИЕМНИКИ ДЛЯ СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИИ

В спекл-интерферометрии особо важное значение имеет использование высокоэффективного, малошумящего приемника, позволяющего регистрировать отдельные кванты света. Для иллюстрации этого факта примем во внимание, что высокочастотная информация о структуре объекта распределена по множеству № спеклов коротко-экспозиционного изображения. Смещение в спекл-интерферометрической передаточной функции, вызванное дискретной природой регистрации фотонов, имеет нормализованную энергию л1 , где п- среднее число фотонов в изображении (Дейнти, 1984). Если М сравнимо или больше п, то для восстановления высокочастотной пространственной информации об объекте смещение, связанное с фотонным шумом, должно быть аккуратно вычтено. Для 6-м

телескопа при !" изображениях Ми ~ 8000. Звезда 8-й величин!,! в 200 Л полосе при 1 квантовой эффективности приемника дает ~ 400000 зарегистрированных в секунду фотонов. Если атмосферное время корреляции равно 20 мс, го п к 8000. Из этого примера видно, что даже для сравнительно ярких звезд ЛГ5 будет сравнимым или больше п, и что число зарегистрированных фотонов должно быть точно известно для восстановления изображения на высоких частотах.

В 1973 г. Л.Боксенберг (1972) сконструировал первую систему счета фотонов, использующую 4-камерный электронно-оптический преобразователь р011) и оптический переброс изображения с последнего каскада усиления на телевизионную трубку плюмбикон. Электроника вычисляла положение фотоцентра каждого яркого пятна от отдельных фотоэлектронов (центрирование фотонов), а накопление координат центов выполнялось с помощью миникомпыотера. Основное применение счетчик фотонов Боксенберга нашея в спектральных исследованиях слабых внегалактических источников. Примерно в то же время Л.Лабейри для применения на двух телескопах длиннобазового интерферометра разработал более компактную камеру на основе 30П с микрокаиальным усилением, сочлененного через волоконную шайбу с телевизионной трубкой суперкремникон. Поскольку мы ориентировались на развитие снекл-ишерфсромегрии в кабине первичного фокуса Ы'А. предпочтение при выборе приемника было отдано более простой системе.

В пашей камере счета фотонов используется отечественный ООП ЭП-10 с микроканальной пластиной и электростатической фокусировкой (рис.3). Фотоэлектроны с первого фотокатода ЭОП диаметром 24 мм фокусируются на вход пластины, в которой происходит умножение. Коэффициент умножения регулируется подаваемым напряжением в пределах от 10 000 до 50 ООО, в результате чего каждый фотоэлектрон вызывает гга дюминисцентном экране ЭОП вспышку диаметром 50 - 100 мкм. Изображения фотонных событий с экрана переносятся посредством опто-волокошюй шайбы на телевизионную трубку суперкремникон ЛИ-702, имеющую свою электростатическую камеру входного усиления. Электронный рельеф, образуемый на кремниевой мишени усиленным изображением, считывается телевизионным пучком трубки. Размер отдел!,ною элемента считывания мишени равен 26 мкм. При 2562 элементах разложения и с учетом уменьшения в 1.6 раза изображения в ЭОП-ной части телевизионной трубки общий размер сканируемого поля составляет 11x11 мм2. Время считывания одного изображения равно 20 мс. Эта камера используется нами в наблюдениях на 6-метровом и других телескопах с 1981 года. Фотокатод ЭОП типа Б25 имеет в максимуме чувствительности на длине волны 5100 А квантовую эффективность др>1 =10%. В красной части спектра эффективность падает значительно, но

остается на уровне - 1% на длине волны 8200 А. Чувствительность приемника в красной области имеет важное значение для применения в спекл-ингерферометрии. К недостаткам камеры следует отнести малое для применения на БТА число элементов в изображении, нестабильность геометрии сканирования и значительный уровень повторных регистрации фотонных событий из-за неполного считывания изображений в предыдущих кадрах. Практически все перечисленные проблемы могут быть в настоящее время решены за счет применения матриц ПЗС в качестве считывающих устройств; на первый план при этом выдвигаются проблемы скорости чтения изображений большого формата. Однако для всех систем счета фотонов остается неустранимым принципиальный недостаток, не связанный с выбором конструкции камеры, - существование мертвого времени регистрации квантов света. В соответствии с классической теорией света вероятность обнаружения фотона в пространственно-временном объеме пропорциональна интенсивности светового поля в этом объеме, а вероятность обнаружения в нем кратных событий ничтожно мала. Для удоштетворения этих условий идеальный счетчик фотонов должен отличать пару событий, происходящих за произвольно короткий период времени. На практике для любого приемника после каждого обнаруженного фотона имеется небольшой промежуток времени, в течение Которого он нечувствителен к поступающим фотонам. Этот эффект налагает верхний предел на динамический диапазон счетной системы, а регистрируемое распределение фотонов показывает уклонения от пуассоновского распределения. Система регистрации на основе микроканального ЭОП и телевизионной трубки имеет 20% отклонения от линейности в режиме счета фотонов при потоках около 0.5 событий/элемент- сек.

Следствием того, что временное разрешение телевизионного счетчика фотонов ограничивается временем кадра (20 мс), является потеря части событий из-за "слипания" фотонов. Как уже упоминалось, каждому событию в нашем приемнике соответствует световое пятно примерно гауссового профиля, занимающее несколько телевизионных строк по вертикали и столько же элементов по горизонтали. Для нахождения центра каждого гоггна мы применяем алгоритм центрирования, жестко запаянный в электронике обработки сигнала (см. блок-схему на рис.3). На выходе устройства определения центров фотонных событий появляются координаты х,у центра каждого пятна, которые направляются для дальнейшего анализа или записи в компьютер. К сожалению, этот метод обработки сигнала, являющийся одним из способов сжатия потока данных, приводит к потерям событий, когда два или более пространственно близких фотонов регистрируются в одном кадре. В этих случаях фотонные события не различаются как отдельные, а заносятся как одно, или же теряются совсем. При вычислении автокорреляционных или тройных корреляционных функций спекл-изображений

в связи с потерями близко расположенных событий (а именно они несут информацию о деталях структуры объекта) возникают искажения, ограничивающие возможности восстановления изображений на высоких пространственных частотах. Ниже, в п.2.4 мы рассмотрим некоторые пути решения данной проблемы.

Отметим также, что общая эффективность регистрации фотонов системой дП1 снижается по той причине, что микроканальный ЭОП не обеспечивает в распределении фотособытий по амплитудам выраженного одноэлектронного пика, вследствие чего события с малой амплитудой теряются. За исключением тех случаев, когда пластина работает в режиме насыщения, для усилителей с микроканальным усилением характерно экспоненциальное распределение, без выраженного максимума:/(а) = е-*, где/(а) - плотность вероятности появления события с амплитудой а на выходе микроканальной пластины при попадании 1 фотоэлектрона на вход. Поскольку режим насыщения пластины связан с увеличением числа ионных событий в ЭОП, а также приводит к сокращению срока службы прибора, работа с микроканальным усилителем яркости фактически означает потерю отношения сигнала к шуму при регистрации квантов в 4 раза. Поэтому реально мы имеем квантовую эффективност ь камеры »2%.

2.4. КОРРЕЛЯЦИОННЫЙ АНАЛИЗ СПЕКЛ-ИЗОБРАЖЕНИЙ

Основная процедура спекл-шггсрфсрометрии (Лабейри 1970): ! О (и) 12 = < ! 1(и) 1/< | Р(и) 1(2.4.1) означает, что квадрат модуля Фурье-преобразования от распределения интенсивности в объекте \0(и)\г может быть получен в результате делегата спектра мотпносги изображения < \1(и)\ 2 > на среднюю оптическую передаточную функцию спекл-интерфсромярин <1 Р(и)\ !>. Угловыми скобками здесь обозначено усреднение по ансамблю реализаций. Функция <\Р(и)\ !> может быть накогокна в результате усреднения Фурье-преобразований мгновенных спекя-изображений точечного источника. При работе со слабыми потоками света более удобным является вычисление автокорреляционной функции спскл-изображений, которая связана со спектром мощности объекта обратным преобразованием Фурье:

¿'2,(х)=1о(х')-о(х' ьх)Ох' . (2.4.2)

При работе в режиме счета фотонов ур. (2.4.2) записывается в дискретной форме:

dW (x) = 2 S - (** ~ xi ))■ <2A3>

в которой отдельный кадр представлен в виде где Xj - координата /-го

1

фотонного события в кадре, я- число зарегистрированных в кадре фотонов. d!2> (х) в уравнении (2.4.3) состоит из двух составляющих: членов, для которых yVsfc, и членов, для которых j-k . Первые из них дают несмещенную оценку автокорреляции, а вторые - т.наз. фотонное смещение. Поэтому свободное от смещения выражение для автокорреляционной функции координат фотонов имеет вид:

i<2> (х) = £ Z S(x - (хк - Xj))()-Sjk), (2.4.4)

где Sjk - символ Кронекера.

Двумерная автокорреляционная функция вычислялась нами в реальном масштабе времени по ф-ле (2.4.4) с применением разработанного в 1983 г. (Балега и Рядченко 1984) на основе быстродействующих логических элементов жестко-запаянного вычислительного устройства - аналога современных цифровых сигнальных процессоров (DSP). В нем выполняются вычитания из координат одной вспышки координат всех остальных в данном кадре с последовательным перебором всех зарегистрированных фотонов. В ходе экспозиции автокорреляционные функции отдельных изображений складывались в памяти компьютера и визуализировались на экране монитора.

Число операций, необходимых для определения i,2>(х), равно п(п-1)/2, поэтому вычисление разностей координат фотонов эффективно при малых потоках, не превышающих 256 событий/кадр. При больших потоках коррелятор не успевает обрабатывать все фотоны в кадре, и часть данных теряется.

Цифровой коррелятор применялся в основном для наблюдений ярких двойных звезд, которые позволяли быстро оценить геометрию системы. В наблюдениях более сложных объектов мы использовали покадровую запись координат фотонов на диске для последующей поэтапной обработай (см. схему на рис.3 ). Она включала:

- Исключение повторных считываний фотонных событий путем вычитания двух соседних изображений.

- Селекцию спекл-изображений по числу зарегистрированных фотонов. По гистограмме "число фотонов в кадре - число кадров" отрезались изображения с малым числом событий.

- Фотометрическую коррекцию изображений с помощью равномерной засветки (плоское ноле), которая позволяла в основном подавить гексагональную структуру полей, связанную со свойствами волоконно-оптических переходных шайб в приемнике.

- Селекцию изображений в связи с ошибками ведения телескопа. Из-за малого поля зрения спекл-камеры (около 2") часть спекл-облака попадает на края матрицы регистрации и обрезается. Нами отбрасывались изображения, центр тяжести которых находился вне радиуса 64 элемента с центром в координате 128,128.

- Ионную селекцию. Все изображения, в которых присукявовало несколько ионных событий (свойство ЭОП), не анализировались.

- Селекцию по качеству изображений. Для всего массива наблюдений объекта строилась гистограмма "качество изображений - число изображений", в которой затем выделялись и отбрасывались кадры, попадающие в область худших атмосферных условий. В некоторых случаях производилось разбиение массива изображений на 4-5 блоков, сформированных из реализаций примерно одинакового качества.

- Геометрическую коррекцию изображений. Использовались 2-мерпые полиномы, позволяющие исправить геометрические искажения полей, вызванные и основном неравномерным телевизионным сканированием и дисторсиями ЭОП.

- Компенсацию вращения поля. В наблюдениях на БТА с экспозициями более 5 минут в связи с альг-азимуюльной монтировкой необходимо обеспечить поворот каждого спекл-изображения на угол, определяемый параллактическим углом светила в момент наблюдений.

Только после выполнения всех перечисленных процедур, в результате которых примерно половина фотонов отбрасывалась, мы производили дальнейшие вычисления векторных разностей по ф-ле (2.4.4),

Как уже упоминалось в п.2.3, зарегистрировав фотон в точке с координатой -V, приемник не может обнаружить в этом же кадре другие фотонные события, если они попадают в зону радиусом 3 канала вокруг х. Это связано с нелинейностью счетчика фотонов и работой алгоритма определения координат центров фотонных событий. Поэтому в центральной зоне автокорреляции образуется провал - т.наз. "фотонная дырка", -существование которого является главной проблемой при работе в режиме счета фотонов, так как он ограничивает возможности наблюденй самых близких к дифракции деталей структуры объекта. На рис.4 показан типичный профиль автокорреляции с провалом в центре : 1'2> (х) = Ь(х) ¡!2>(х), гдек(х) - функция дырки. Нами применялись разные способы исключения влияния фотонной дырки на измерения. Одним из приемов является разбиения потока в спеклографа на два канала и затем вычисление кросс-корреляции пары

изображений. Как показано Тьебо (1994), в случае малых потоков кросс-кореляция дает несмещенную оценку автокорреляции ¡(2> (х). Этот метод регистрации спекл-изображений требует применения приемников большого формата. Он применялся в некоторых наблюдениях двойных звезд (в частности - системы 1)Р Таи) и угловых размеров Миры Кита, выполнявшихся на БТА с помощью французской системы счета фотонов СР-40, имеющей в 4 раза большее чем у нашей камеры число элементов изображения.

Попытки заполнения значений автокорреляции в области фотонной дырки с помощью интерполяции по значениям в крыльях центрального пика не дали нужного результата, так как для этого необходимо использовать очень большие оптические увеличения ( > 100), чтобы фотонная дырка закрывала возможно меньшую зону центрального пика.

В наблюдениях относительно ярких звезд в 1994-1995 гг., которые обрабатывались с восстановлением по биспектрам (п.2.5), центрирование фотонных событий не применялось совсем; спекл-изображения после преобразования в цифровую форму записывались на магнитных носителях. При восстановлении учитывалось фотонное смещение, которое определялось исходя из среднего профиля фотонного события в ходе экспозиции.

2.5. ВОССТАНОВЛЕНИЕ ИЗОБРАЖЕНИЙ С ПОМОЩЬЮ СПЕКЛ-МАСКИРОВАНИЯ

Вычисление автокорреляционных функций спекл-изображений позволяет получать информацию о структуре объекта с дифракционным разрешением. Однако вследствие потери фазы при вычислении по ф-ле (2.4.4) восстановление изображений возможно только для простых источников, обладающих центральной симметрией. Ломанн и др. (1983), Бартельт и др. (1984), Вирницер (1985) и другие авторы показали, что фаза может быть восстановлена при вычислении тройных корреляций спекл-изображений (процедура спекл-маскирования):

1(3> (х, ,х2) = + х,);(х + х2 (2.5.1)

где х, X;,, х2 - двумерные функции. Фурье-преобразование тройной корреляции принято называть биспектром:

1(1> (и,V) = ^Р^х^х^е-^е-^Ос^ = 1(и)1(ч)1*(и+\>). (2.5.2)

Как 1ГЗ> (х, ,х2 ), так и Г3' (и,\ ) являются 4-мерными функциями. Для реальных функций ур.(2.5.2) можно представить в виде:

/'-'' (и,у) - 1(и)!(\)1(-и-ч). (2 5.3)

Биспектр (и,\) содержит информацию о фазе объекта. Если обозначить фазу 1(и) как срС'м; , а фазу биспектра у31 (ч,\') , то справедливо соотношение:

ср:А (и,\) = ф(и) + ф(Ч>; + фС-м-уЛ (2.5.4)

из которого ясно, что фаза объекта ф(и) можег быть определена, если вычислена фаза биспектра. Отметим, что в ур.(2.5.4) векторные координаты каждого Фурье-члсна, входящею в биспсктр, образуют замкнутый треугольник в плоскости Фурье, что имеет важное значение при рассмотрении 1ройных корреляций для построения изображений с точки зрегшя концепции замкнутых фаз.

Фаза объекта вычислялась нами по рекурсивной схеме (Бартельт и др. 1984), в которой фаза самой низкой ненулевой пространственной частоты произвольно задавалась Ф(и0 ) =0. Практически это соответствовало смещению центра тяжести каждого зарегистрированного фотонного облака в центр кадра. Фазы на более высоких частотах последовательно определялись из рекурсивных уравнений, первые из которых, для примера, имеют вид:

Ф(0.2) = ф(0.1) + ц>(0,1) -у<3> [(0,1),(0,1)1, (2.5.5)

Ф(0,3) = Ф(0.2) + у(0,1) - у'3' [(0,2),(О,!)],

4(0,4) = <р(0.Л + ф(0.1) -фг'; 1(0,3).(0,1)1,

Сигнал на каждой пространственной частоте может быть найден из многих уравнений, что позволяет повысить отношение ЯКИ. восстановления фазы с помощью усреднения. Наивысшее значение сигнала биспектр имеет вблизи осей и=0, у=0, и+у=0, поэтому этим точкам присваивались наибольшие веса. Применение метода наименьших квадратов для оптимального восстановления фазы из биспектра на основе ур. (2,5.4) оказалось неоправданным по причине большой разности в $N11 на низких и высоких пространственных частотах.

При восстановлении по биспектрам изображений ярких звезд мы выполняли следующие процедур),1 со спекл-данными:

1. Вычитание среднего темнового тока приемника и деление каждой спекл-интерферограммы на плоскую равномерную засветку;

2. Вычисление среднего спектра мошяоега всего ряда спекл-данных (преобразование Фурье каждого кадра и сложение);

3. Вычитание смещения, связанного с шумами детектора, из спектра мощности (по записи шумового сигнала приемника);

4. Компенсация в спектре мощности смещения, связанного с фотонным шумом (по отдельной записи фотонного шума);

5. Вычисление среднего биспектра для всего ряда спекл-интерферограм по ф-ле (2.5.3);

6. Вычитание из биспектра смещений, вызванных шумами приемника;

7. Компенсация смещений биспектра, связанных с фотонным шумом;

8. Компенсация спекл-интерферометрической передаточной функции в среднем спектре мощности для получения Фурье-модуля изображения (выполняется по опорной звезде);

9. Восстановление Фурье-фазы по среднему биспектру по процедуре (2.5.5);

10. Восстановление изображения объекта с дифракционным разрешением по модулю и

фазе.

На рис.5а-г показан результат биспектрального восстановления изображения двойной звезды ср Cyg, наблюдавшейся на БТА 19.09.94 г. со спекл-интерферометром в фильтре 6560/80 А с экспозициями 10 мс. Всего обработано 830 отдельных спекл-интерферограмм, одна из которых показана на рис.5а. Смещение, связанное с фотонными шумами, было скомпенсировано по усовершенствованной схеме, предложенной Пелеманном и др. (1992). биспектр каждого кадра состоял из 36.6-106 элементов (максимальная длина векторов биспектра: «=40 элементов, у=110 элементов). Каждый элемент биспектра брался со своим для правильного взвешивания при рекурсивном восстановлении фазы.

На практике при малом числе зарегистрированных в изображении фотонов (~ 100) более выгодными являются вычисления в плоскости корреляций с применением алгоритма фотонных разностей (Вайгельт и Вирницер 1983; Балега и др. 1988). По аналогии с автокореляциями (ф-ла 2.4.4) алгоритм для вычисления векторной гистограммы имеет вид:

]=п к-п 1=п

.!з>, . _ ЕХЕ ^ - (х, - х> )Ж*» - с- х-< ))* „

' (XI ,хг) = 4=1 ы (2.5.6)

где три последних члена позволяют учитывать фотонное смещение. Автокорреляция имеет две симметрии: ¡п> (х) = г12' (-х). Тройная корреляция Р1 (х1 ,х2 ) имеет 6 симметрии. Число операций при вычислении ¡!3> (х1 ,х2 ) растет как куб от числа фотонов в кадре. Но основной трудностью при вычислении тройных корреляций является необходимость накопления элементов в большом объеме памяти. Например, даже для получения тройной корреляции объекта при формате изображения 256x256, что в применении к телескопу БТА является минимально допустимым форматом, нам необходимо использовать (256х2)4

элементов памяти ( 6,8 10'°, или 68 Гига-елов). С учетом 6-кратной симметрии тройной корреляции этот объем сокращается до 10 Гита-слов. В конце 80- х гг., когда мы впервые начали приметить аппарат тройных корреляций для восстановления изображений с помощью ЭВМ ЕС-1035, вычисления даже для формата 128x128 элементов требовали около недели времени и были связаны с многочисленными промежуточными этапами накопления. Сегодня обработка серии из примерно 10000 снскл-изображений на персональном компьютере с объемом оперативной памяти 32 Мбайт с учетом всех необходимых коррекций и калибровок выполняется за сутки. Отметим, что модуль изображения восстанавливается нами m спектра мощности по классической процедуре Лабейри.

На рис.ба показан результат восстаноатения на основе вычисления тройных корреляций изображения тройной звезды ADS 13344, у которой разница блеска между компонентами равна Дти = 0.6, Дт„с = 1.2 величины, а расстояния составляют примерно 0.3" и 0.7". Наблюдения выполнялись на 1-м телескопе Цейсс-1000 CAO РАН при качестве изображений около 2". Восстановление выполнено по серии 4500 спекл-изображений, накопленных в полосе 6000/200 А. Для сравнения на рисунке показана также автокорреляция [ройной звезды.

2.6. ПОЗИЦИОННЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ КОМПОНЕНТОВ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ

Автокорреляционная функция i2' (х) двойной звезды, накопленная в режиме счета фотонов с применением цифрового корелягора, представляет собой наложение нескольких профилей: основания, заданного общим распределением кординат фотонов в окне регистрации, и дополнительных пиков, связанных со спскл-структурой коротко-экспозиционных изображений. Профиль основания описывается гауссовой функцией и может быть достаточно просто вычтен при обработке. На рис.4 представлена автокорреляция для двойной звезды Kui 84 (11.0m - 11.5m, K8V). Центральный максимум автокорреляции искажен вследствие применения аппарата центрирования событий: поскольку окно, в котором аппаратно определяется центр фотона, равно 3x3 элемента, то и "фотонная дырка" также имеет радиус 3 элемента, или 0.018" при 40-кратном оптическом увеличении. Следовательно, измерения самых тесных пар искажаются по амплитуде. Для пар с расстояниями, превышающими 5-6 каналов ( > 0.035" для 40-кратного увеличения), вторичные пики, связанные с двойственностью звезды, практически не искажены. Сигнал в области вторичного пика равен

5 = 0.25 <п>2 К/2э, (2.6.1)

где <п> - среднее число фотонов в спекл-изображении, К - число накопленных изображений, 5 - число спеклов в изображении. Очевидно, что значение ¡<2> (х) в центре (А х = 0) равно просто количеству <п>К зарегистрированных фотонных отсчетов. Более строгий анализ $N11 в автокорреляции требует учета атмосферных шумов, шумов приемника и ошибок при обработке сигнала.

Обработка автокорреляций двойных звезд, полученных с помощью жестко-запаянного процессора, заключается в устранении подложки функции и определении точных положений вторичных максимумов. Подложка вычитается после определения ее среднего профиля для разных азимутов. Расстояние р между компонентами пары и позиционный угол 0 вектора, отсчитываемый от направления на зенит, определяются по проекции на координатную плоскость центра тяжести вторичного максимума. Для $N11 = 10 во вторичном максимуме центр определяется с точностью около 0.1 элемента.

Компенсация вращения поля осуществляется по вычисленным параллактическим углам светила в момент наблюдений. Для сохранения точности при определении 0 экспозиция выполняется короткими 5-минутньми фрагментами с последующим поворотом корреляций и сложением. Калибровка масштаба выполняется по точной сетке с шагом 10 мкм, установленной перед микроскопом спеклографа. Угловое расстояние между компонентами определялось по формуле

Р" = 206265 р^га/Язар,, (2.6.2)

в которой рр* - расстояние от центра автокорреляции до вторичного пика, в каналах растра, <1 - шаг сетки в мм, Лз -радиус кривизны главного зеркала БТА (48051±15 мм), с1р* - шаг сетки, выраженный в числе каналов телевизионного растра. Окончательная привязка 0 выполнялась по наблюдениям опорных двойных звезд с хорошо известными взаимными положениями (в автокорреляции сохраняется неопределенность ±180° позиционного угла).

Яркие пары (ту < 7) с 1990 г. наблюдаются в режиме полной покадровой записи изображений. Это позволяет выполнять детальную предварительную редукцию и последующее восстановление изображений с применением биспектральиых алгоритмов. Для таких записей возможна и относительная фотометрия компонентов кратных систем.

2.7. ИЗМЕРЕНИЯ УГЛОВЫХ ДИАМЕТРОВ ЗВЕЗД

При опенке углового диаметров звезды по автокорреляции основной процедурой является сравнение профиля центрального автокорреляционною пика спекл-интерферограмм с профилем для опорного точечного источника, полученным в тех же атмосферных условиях. В наблюдениях это означает постоянные перенаведения телескопа с изучаемого обьекта па опорную звезду и выполнение разнообразных калибровочных процедур, включая и процедуру разбиения всего накопленного массива наблюдений обьекта на отдатьные блоки, отвечающие определенному состоянию атмосферы, и сравнение их с соответствующими блоками для опорного источника. Поскольку разница профилей изучаемой и опорной звезд очень незначительна, важной задачей является правильное вычитание подложки автокорреляционной функции. Мы задавали ее профиль, как и при изменениях двойных звезд, двумерной гауссовой функцией.

Первые измерения углового диаметра сверхгиганта Бетельгейзе (разд. 4) выполнялись нами без калибровки по опорной неразделяемой телескопом звезде. В этих наблюдениях остающийся после вычитания гауссианы пик сравнивался с серией кривых, представляющих собой свертку автокорреляции кружка Эйри доя 6-метровой апертуры с центральным экранированием с автокорреляционной функцией распределения яркости по диску звезды:

В этом выражении значком © обозначена автокорреляция, звездочкой * свертка, а

также

где Jl (х) - функция Бсссс,1я первого рода переменной ,т, ц - 0.3 - коэффициент экранирования апертуры телескопа кабиной первичного фокуса, а также закон потемнение к краю диска звезды

Поскольку показатель экспоненты для сверхгигантов известен неточно, мы принимали за модель однородный диск (е-0). Такое упрощение может привести к занижешгым оценкам углового диаметра звезды.

Следует отметить,что наличие "фотонной дырки" в автокорреляции, о которой упоминалось в п. 2.4, вносит в измерения угловых диаметров в режиме вычислений векторных разностей большие неточности. Поэтому наблюдения сверхгиганта Бетельгейзе (Балега и др. 1981) были единственными, выполнявшимися с применением жестко-запаянной

А (х) = /v (х) ®v(x)]*[i (х) 0) i (х) J .

(2.7.1)

(2.7.2)

г fx) =i„ (R2 -х2,1s .

(2.7.3)

корреляционной техники. Остальные измерения выполнялись либо с помощью кросс-корреляционного анализа пар синхронно регистрировавшихся спекл-изображений (Тьебо 1994), либо с помощью восстановления по биспектрам с вычитанием частотно-зависимого аддитивного и мультипликативного смещений, вызванных фотонным и детекторным шумами (Пелеманн и др. 1992; Хофманн и др. 1995).

2.8. ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНАЯ СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ ЗВЕЗД

Положение центра тяжести изображения (фотоцентра) близкой пары звезд определяется расстоянием между компонентами и разницей блеска в выбранном спектральном участке. Измерения относительного смещения фотоцентра на различных длинах волн позволяют изучать геометрию пар с очень малыми угловыми расстояниями. Кристи и др. (1983), Сорокин и Токовинин (1985) описали возможные способы определения цветовой разности координат звезды и показали, что в наблюдениях даже на телескопах диаметрами менее 1 м угловое разрешение может достигать десятых долей секунды. Метод применим в основном к парам с большим различием компонентов по цветам. Точность определения разности координат центра тяжести в разных цветах ограничена шумами, вызванными атмосферной турбулентностью и случайной хроматической рефракцией воздуха.

В спекл-интерферометрии измерения относительного сдвига пятен в мгновенном изображении при его одновременной регистрации в двух или более спектральных каналах обеспечивают независимую от атмосферной турбулентности информацию о структуре объекта с разрешением, превышающим дифракционный предел телескопа. По аналогии с наблюдениями цветовой разности координат звезды с большой экспозицией дифференциальное смещение спеклов может быть определено значительно точнее, чем их абсолютные размеры. Дифференциальная спекл-интерферометрия (ДСИ) основана на утверждении, что для малого спектрального участка АХ=}А-Хг разница положений пары спекл-изображений в каналах X] и Х2 не зависит от атмосферных флуктуации. Бекерс (1982) предложил формировать пару 2-мерных спекл-изображений с помощью узкополосных (1 А) интерференционных фильтров и призмы Волластона в комбинации с модулятором света. Однако одновременная регистрация пары спекл-изображений в разных фильтрах сопряжена с большим техническими трудностями. Из соображений технической простоты, сохранения высокого спектрального разрешения и обеспечения необходимых калибровок более выгодной является т. наз. "х-Х" - концепция ДСИ (Петров и Куэвас 1991). В этом варианте изображение звезды проецируется на узкую входную щель спектрографа, который

преобразует каждый спекл в отдельную полоску спектра. Анализ пространственной информации ограничивается только одной координатой - вдоль щели спектрографа. Вторая координата приемника используется в качестве спектральной оси.

"х-Х" -метод ДСИ основан на анализе среднего кросс-спектра спекл-изображсшш, регистрируемых в двух близких каналах Л.), Ал. Если изучаются детали структуры в линии л, , то в качестве опорного канала Х2 удобно использовать широкую полосу в соседнем непрерывном участке спектра. В общем случае кросс-спектр вычисляется для набора линий , попадающих в спектральное окно регистрации. Проекция ь(Хк) вектора смешения фотоцентра звезды вдоль спектра определяется непосредственно из кросс-спектра. Очевидно, что в наблюдениях двойной звезды е(Хк) зависит от ориентации пары на щели. Геометрия может быть однозначно восстановлена вращением входного изображения.

к(Лк) содержит информацию не только о векторе, соединяющем компоненты двойной звезды, но и об их разности лучевых скоростей, угловых диаметрах и осевом вращении -скоростях и ориентации векторов. Одним из важных приложений ДСИ является возможность выделения индивидуальных спектров компонентов систем!,I даже в случае сильно блендированных линий.

Если О; (и) ч 0: (и) - Фурьг-прсобразоваиия от изображений о,(х!, о2(х) в двух спектральных каналах, то в пределах узкого спектрального участка ДА. (атмосферная передаточная функция Т(и) - постоянная величина) средний кросс-спектр пары мгновенных изображений

Его фаза <рп (:и) в силу реальности и положительности равна фазе произведения О, 'и) О2* (и). В одномерном "х-Х"-иариапте фаза кросс-спектра содержит информацию о проекции смещения фотоцентра на щель спектрографа в зависимости от длины волны (Петров и др. 1995):

тде <р(/., и) - фаза кросс-спектра на во.гне /. Усрсденсние по частотам и позволяет получить значение проекции смещения фотоцентра и его ошибку:

< I, (и) 12 (и) >-01 (и) О 2* (и) < I Г (и) !; >.

(2.8.1)

!-.( X, и ) ~ ср(Х, и ) /2ттп,

(2.8.2)

(2.8.3)

о.(1)= [2(2пи)г !о\ (¿,»/)]'"\ (2.8.4)

где сг с (Л) - среднеквадратичное отклонение фазы.

В разд.З настоящей работы приведены результаты ДСИ наблюдений спектрально-двойной звезды а Аиг (Капелла), которые выполнялись на первой камере (/=3160 мм) Основного звездного спектрографа БТЛ, обеспечивающей спектральное разрешение 0.15 А. В "х-Х"- эксперименте высокое спектральное разрешение должно сочетаться с высоким пространственным разрешением. Для получения контрастной картинки спеклов размер входной щели спектрографа устанавливался нами несколько большим диаметра кружка дифракции телескопа / В - при больших размерах щели теряется контраст. В фокусе Несмита, /731, выбранная ширина щели 30 мкм соответствовала угловым размерам 0.041", или 1.7 от диаметра пятна дифракции БТА. Поскольку мы не применяли резателя изображений, использовалась только небольшая часть света. Диспергированные в спеклы 5 мс спекл-изображения регистрировались камерой счета фотонов СР-40, представляющей собой мозаику из 4-х матриц ПЗС, сочлененных с каскадом усилителей яркости. Строки приемного устройства длиной 768 элементов были сориентированы вдоль спектральной оси. По пространственной оси разложение производилось по 576 элементам. Размер одного элемента, приведенного к фотокатоду, был равен 40 мкм. Для согласования размеров элемента приемника и спасла изображение в фокусе Несмита следовало бы увеличить в 10 раз, однако это одновременно приведет к сокращению спектрального участка. Поэтому в фокусе спектрографа нами была установлена анаморфная оптическая система из пары скрещенных цилиндрических линз с разными фокусными расстояниями. Система обеспечивала масштабы вдоль осей хил соответственно 0.00827элемент и 0.06 А/элемент. Поворот изображения на щели спектрографа производился с помощью призмы Дове. Спектральная калибровка производилась по монохроматическим изображениям решетки со штрихами, параллельными щели.

Одной из сложных методических задач в ДСИ является тщательное исправление дисторсий приемника. Записи массивов данных с интервалами по 15 минут показали, что дисторсионные эффекты достигают 0.1 элемента. Для измерений с дифракционным разрешением это не составляет проблемы, так как эта величина намного меньше диаметра спекла, однако в наблюдениях со сверх-дифракционным разрешением должны измеряться значения в ( X ) менее 0.01 элемента.

2.9. СПЕКЛ-СПЕКТРОСКОПИЯ АКТИВНЫХ ЯДЕР ГАЛАКТИК

С применением ДСИ могут изучаться не только ярчайшие звезды, но и активные галактические ядра. Естественно, что оборудование дтя гаких наблюдений должно быть разработано с учетом очень малого числа регистрируемых фотонов в каждом коротко-экспозиционном изображении.

На 6-м телескопе нами были измерены скорости излучающих в запрещенных линиях [ОШ] газовых облаков в ядерной области сейфертопекой галактики NGC 1068. Использовался хорошо известный факт, что ионизированный газ в ядре имеет облачную структуру. Оцениваемый размер облаков ~ 1", а ширина отдельных деталей в эмиссионном спектре соответствует скоростям 150-200 км/с (Пела и Аллуа 1980; Аллуа и др. 1983). Кроме того, декомпозиция профиля линии [ОШ] с помощью гауссиан показывает существование облаков и с большими скоростями - до 1000 км/с. Наблюдая изображение ядра в линии [ОШ] с помощью бесщелевого спектрографа, который устанавливается перед спекл-шгтерферомегром, можно измерить скорости отдельных облаков (Афанасьев и др. 1988) Основная идея спекд-спектроскопии объясняется с помощью схемы на рис. 7.

Предположим, что мы наблюдаем в ядре две излучающие в линии [ОШ] области G1, G2 (рис.7а), имеющие разные лучевые скорости по отношению к центральному источнику С. Если развернуть спектрограф таким образом, что дисперсия будет сориентирована по нормали к линии, соединяющей G1 и G2, то изображение ядерной облачной структуры примет вид, показанный на рис.76. Для того чтобы отличить догшлсровское смещение излучающих областей от их взаимного геометрическою расположения в ядре, можно развернуть спектрограф на 180° от первого положения (рис.7в). Разница в положениях областей эмиссии при противоположных направлениях дисперсии спектрографа будет равна удвоенному значению проекции лучевой скорости 2Avr (рис.7г).

Спекл-спектрограф был создан на основе монохроматора по схеме Эберта с фокусом 0.25 м с, решеткой 600 пггр./мм. Увеличенное в 3.7 раза изображения ядра галактики проецировалось на вход монохроматора, где вместо щели была установлена диафрагма диаметром 5". На выходе прибора с помощью еще одного микрообъектива обеспечивался масштаб 0.0185"/эдемент п направлении, перпендикулярном дисперсии. Обратная линейная дисперсия составляла 0.38 А/элемент, что соответствует отсчету скорости 22.5 км/с в области [ОШ]. Линейный масштаб в направлении, совпадающем со спектральной осью прибора, был равен 0.028"/элемент. Астигматизм изображений, вызванный монохроматором, компенсировался с помощью цилиндрической оптики. Регистрация изображений

выполнялась в режиме счета фотонов телевизионной камерой форматом 256x256 элементов с экспозициями 20 мс. Данные наблюдений NGC 1068, накопленные в 1987 г., обрабатывались в течение 3 лет для получения восстановленных изображений излучающих областей газа и определения их относительных лучевых скоростей.

3. ИССЛЕДОВАНИЯ ДВОЙНЫХ И КРАТНЫХ ЗВЕЗД

Цель данной главы заключается в кратком обзоре основных результатов, полуленных на БТА с применением спекл-интерферочетрии в области исследований двойных звезд. Большинство измерений выполнено с использованием оборудования для вычисления векторных автокорреляций в реальном режиме времени. Однако, начиная с 1988 г., все более значительная часть данных обрабатывалась после наблюдений на основе применения сложных алгоритмов чистки, селекции и полного восстановления изображений. Часть наблюдательного материала по двойным звездам (около 5%) была получена в результате совместных программ с французскими (Парижская обсерватория, Обсерватория СЕЯОА) и немецкими (Институт радиоастрономии Макса Планка в Бонне) специалистами, однако редукция и анализ данных выполнялись автором.

3.1. ОСНОВНЫЕ ЗАДАЧИ ИНТЕРФЕРОМЕТРИИ КРАТНЫХ ЗВЕЗД

Программа наблюдений на БТА была направлена на решение традиционных задач интерферометрии двойных и кратных звезд:

1. Определение звездных масс и расстояний для различных категорий двойных, чьи орбитальные параметры могут бьпь определены из наблюдений. Сюда входят уже известные визуальные и интерферомсфичсские пары, спектрально-двойные, которые могут быть разрешены на компоненты, новые интерферомстрические двойные с быстрым орбитальным движением, а также звезды, двойственность которых обнаружена при покрытиях Луной.

2. Поиск спутников у звезд с аномалиями спектров или фотометрии (звезды с составными спектрами, симбиотические звезды и др.).

Основные параметры звезд - масса М, радиус Я, светимость Ь, химический состав -могут быть определены только для компонентов двойных систем с хороню установленными орбитами. Спектральные методы измерений лучевых скоростей двойных звезд позволяют вычислять линейные размеры орбит, по при этом остаются неопределенными их наклоны к лучу зрения. Для получения полной характеристики орбиты в трех измерениях необходимо дополнить спектроскопию визуальными наблюдениями или фотометрией для пар с покрытиями компонентов. Однако если рассмотреть распределения периодов спектрально- и визуально-двойных звезд с хорошо установленными орбитами (Бетген и др. 1989; Ворли и Хайнц 1983), то обнаруживается, что по периодам два распределения перекрываются очень слабо - не более 3% звезд наблюдаются обоими методами. Максимум в распределении для спектроскопических пар

приходится на периоды Ю-100 дней, а визуальных - 100 лет. Финсен (Липпинкот 1962) первым обратил внимание на необходимость заполнения провала в распределении, связанного с селективностью наблюдательных методов. После освоения кросс-корреяяционных способов измерений лучевых скоростей и спекл-интерферометрических наблюдений относительных положений ситуация начала меняться в сторону сближения распределений (Гриффин 1992), однако область перекрытия остается по-прежнему незначительной. Нужны новые интерферометрические измерения пар, которые с точки зрения спектроскопии являются долгопериодическими системами (Р-1-10 лет). К сожалению, регулярные спекл-ингерферометрнческие измерения кратных звезд в настоящее время выполняются только двумя коллективами - группой из университета Джорджии, США, на 4-м телескопе обсерватории Китг Пик (Харткопф 1992) и нами на 6-м телескопе CAO (Балега и др. 1992). Остальные группы из США, Франции и Германии сообщают о спекл-интерферометрии двойных звезд лишь эпизодически в качестве иллюстраций к работе методов. Визуальные наблюдения двойных становятся достоянием истории по двум причинам: во-первых, предел разрешающей способности малых инструментов и точность определений относительных положений звезд в парах с помощью визуальных методов настолько невысоки, что практически не имеют применения для изучения спектрально-двойных систем, во-вторых, в мире почти не осталось опытных визуальных наблюдателей.

Поскольку все параметры звезды очень чувствительны к массе, то, как отмечали Поппер (1980) и Андерсен (1991), оценки масс с точностями хуже 5% оказываются мало полезными для теории. Более того, только 1-2% точности могут привести к новым знаниям в области строения и эволюции звезд. Критический список звезд ГП с точными массами и радиусами состоит из 44 двойных систем, которые являются фундаментом современной астрофизики (Андерсен 1991). Из этого списка 1/3 составляют горячие звезды спектральных классов О - В с массами 2.5 - 22.0 М, 1/3 - пары спектрального класса А с массами около 2 М, 1/5 - звезды спектрального класса F. Список содержит всего лишь одну пару звезд солнечного типа (EW Eri) и одну пару позднего G-типа (HS Aur). Все объекты являются затменно- и спектрально-двойными звездами с двумя системами линий в спектрах. Цитируемый выше автор счел возможным включить в список также одну короткопериодическую двойную спектрального класса MIV, у которой массы компонентов известны не точнее 5% (Ленг и Шнайдер 1978).

Из сказанного можно сделать вывод, что наименее изученными с точки зрения знания точных характеристик являются звезды солнечного типа и более поздние классы звезд, которые составляют подавляющую часть населения Галактики. Для карликов класса G из окрестностей Солнца в настоящее время стали доступными итоги многолетней программы измерений лучевых скоростей, выполнявшейся со спектрометром

CO RAVEL с целыо изучения распределения элементов орбит (Дюкенуа и Майор 199)). Одним из главных результатов этого обзора является найденное одномодальное распределение периодов, которое может быть представлено гауссианой с медианой в области log Р (дней)- 4.8. Более 90% звезд в окрестностях Солнца являются К- и М-карликами, для которых до настоящего времени опубликован весьма небольшой статистический материал (Майор и др. 1992, Токошгаин 1992). Однако и для таких типов звезд распределение по периодам, похоже, имеет максимум при log Р - 4.9. Это значит, что большинство карликов классов Ог-М доступны рутинным измерениям с разрешением около 0.03" с применением спскл-интерфсрометрии на крупнейших телескопах. Точность, обеспечиваемая интерферометрией, позволяет расчитывать на получение для этих систем к 2000 г. более 20 высокоточных орбит. Помимо сведений о точных массах, изучение выборки ближайших звезд ГП связано с возможными ограничениями на сценарии формирования двойных и их эволюции. Нельзя также не упомянуть о важности обнаружения очень маломассивных компонентов звезд ГП, что достижимо только в результат комплексных наблюдений разными методами,

3.2. СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ И МИССИЯ HTPPARCOS

Астромсгрический снушик HIPPRACOS - первый инструмент, который обеспечит однородные данные о параллаксах и собственных движениях примерно 120,000 ближайших звезд с точностью около 0.003". Из 14.000 двойных, включенных во Входной каталог H1PPARCOS более 1000 не имеют сведений о точных положениях компонентов, причем это, как правило, системы с быстрым орбитальным движением. Кроме того, JTIPPARCOS обнаружил до 10.000 новых кратных систем, расстояния которых заключены в переделах 0.15-0.35". Естественно, что миссия астрометрического спутника должна бьпь поддержана и скоординирована наземными наблюдениями с высоким угловым разрешением. Это позволит уточнить эмпирическую зависимость М - L для маломассивных звезд, полученную Бззом (1943) на основе анализа орбит астрометрических и визуальных нар.

Тем не менее, данные с астрометрического спутника будут малополезными для определения точных масс. Так как относительная ошибка массы двойной определяется формулой

Ем = ±[Е(а3 /pz) + 9£(7t)2]i'2, (3.2.1) то неточности

определения тс имеют в 3 раза большее значение при вычислении масс, чем ошибка а3 /Р2. Точность 5% для масс, например, могла бы быть достигнута только для систем с параллаксом не менее и = 0.120" (E(z)~ ±2%) при ошибке Е(а3 / F2)- ± 1%. В лучшем же

случае рутинной точностью определения масс близких звезд будет 10% точность, которая может быть обеспечена только с привлечением интерферомегричских данных.

3.3. СТАТИСТИКА ВЫПОЛНЕННЫХ ИЗМЕРЕНИЙ

К 1995 году на БТА нами выполнено 904 измерения для 387 двойных и заподозренных в двойственности звезд. Часть результатов собрана в отдельном каталоге, завершенном наблюдениями декабря 1988 г. (Балега и др. 1990). Наши спекл-измерения составляют около 10% мирового банка спекл-данных (Макалистер и Харттсопф 1988), однако следует отметить, что 6-М телескоп использовался для изучения только самых тесных пар, требующих максимального пространственного разрешения. Гистограмма угловых расстояний для наших измерений показана на рис.8, из которой следует, что максимум в распределении попадает в область расстояний около 0.1". Значительная доля наблюдавшихся пар является яркими объектами, что объясняется наличием для них исходной априорной информации о двойственности (спектральные, фотометрические, астрометрические и визуальные наблюдения), которая служила основанием для включения в списки наблюдений. Однако в режиме счета фотонов нами наблюдались и слабые пары до mv = 15. Гистограмма спектральных классов звезд нашей программы показана на рис. 9.

Средне-квадратичная ошибка отдельного измерения на БТА составляет 0.003" как по углу 6, так и по угловому расстоянию р (для удобства сравнения выполняется преобразование угла Л9"=Д0°яр|7180°). Значение ошибки многократно подтверждено повторными наблюдениями стандартных двойных с медленным орбитальным движением. Для ярких пар - до 7-8 зв. величины - в условиях хороших изображений точность определения относительной геомегрии достигает 0.0015", однако при наблюдениях более слабых объектов ошибка увеличивается до 0.005". Основными источниками неопределенности являются связанный с атмосферным и фотонным шумами низкий контраст вторичного пика в автокорреляции и позиционная нестабильность телевизионной системы регистрации. Ошибка определения 9, р становится существенной также для измерений самых тесных пар - расстояния менее 0.040" - когда относительная погрешность даже для ярких звезд с малой разностью блеска между компонентами становится к 10%. Точность измерений на БТА сопоставима с данными, получаемыми на других крупных телескопах. Для примера, сравнение наших точек с наблюдениями на 4-м телескопе обсерватории Китг Пик для звезды с хорошей орбитой 51 Tau (рис. 10а) показывает, что уклонения равны (ств=0.038", ар=0.0б5") и (сте=0.038", üp=0.052) для наблюдений на телескопах KPNO и БТА, соответственно.

В ряде случаев на БТА мы разрешали пары, расстояния в которых находятся на дифракционном пределе апертуры: HR 233, fi Ari, 66 Ari, 36 Таи, 65 Gem, 19 Leo, 4 Umi. На рис.5г показано восстановленное по 830 спекл-интерферограммам изображение одной из таких систем - <p Cyg = HR 7478 с расстоянием между компонентами 0.025 + 0.002" и разностью блеска Am - 0.3 в области спектра 6560/80 А. На этой длине волны дифракционный предел телескопа A7D = 0.022". С другой стороны, в основном с калибровочными целями, наблюдались и широкие пары, такие как Kui 79 с расстоянием 1.1" между компонентами. В 180 случаях наблподаемые звезды не разрешались, что может объясняться одной или несколькими причинами: расстояние между компонентами меньше дифракционного предела, разница блеска превышает 3ra, слишком быстрая для "замораживания" спеклов атмосферная турбулентность.

11 систем были разрешены на БТА впервые. Ниже приводятся основные сведения о них, причем 0 и р указаны на момент первых наблюдений.

Таблица I. Звезды, впервые интерферометрически разделенные на БТА

Звезда, коорд. 2000 Спектр Год обнаруж. в° Р" Примечания

HR645 = 6 Per GSIII 1982.0 47 0.040 БВ1, 1650 дней

02134+5106

HR1048 = 66 Ari K01V 1986.7 296.9 0.033 Двойств. заподозрена

03284+2248 при покрытии Луной

HD23140 = G1150.2 K2V 1993.8 106.9 0.186 БВ2

03431+4557

+ 19° 0662 170V 1984.8 81 0.066 Двойств. заподозрена

04063+1952 при покрытии Луной

DF Таи M0V 1991.7 141.7 0.084 Звезда типа Т Тац

04270+2542

т 1Г1346 кии 1984.8 152.8 0.105 Тройная система

06255+2327

+ 1Г2253 K0V 1983.9 63.8 0.072 Двойств. обнаружена

10367+1101 при покрытии Луной

HR5321 = 4 Umi K3III 1984.3 179.0 0.020

14088+7733

+ 11°2874 = G1600 M0V 1990.2 15.5 0.077 Бвг

15521+1053

ADS11061 А= 41 Рга F7V 1993.3 139.9 0.102 Квадрупольная система,

18001+8000 НЯ8164 21192+5837

эвг

М11+В2 1981.7 120 0.096 Составной спектр V

3.4. ВЫЧИСЛЕНИЕ ОРБИТ ИНТЕРФЕРОМЕТРИЧЕСКИХ ПАР

Для вычисления орбит по результатам интерферометрии применялся классический метод Тияя-Иннеса - ван ден Боса. Как правило, в каждом случае для облегчения выбора нормальных точек компьютерным вычислениям предшествовало построение предварительной орбиты графическим способом по методу Цвирса. В отличие от данных визуальных наблюдений в спекл-интерферометрии ошибки измерений намного меньше, что упрощает задачу вычислений, однако и число точек, по которым строится орбита, также значительно меньше, чем при построении визуальных орбит. Кроме этого, в большинстве случаев приходится присваивать веса интерферометрическим измерениям, пропорциональные диаметрам используемых в наблюдениях телескопов. Правильный выбор весов практически неосуществим из-за различий в применяемых методике и аппаратуре, состоянии атмосферы, качестве калибровки измерений. Особенно сложно сочетать разрозненные визуальные и интерферометричсские данные. Поэтому в высказывании известного французского исследователя двойных звезд Поля Куто (1981) -"К вычислению орбиты двойной звезды никогда не удастся привлечь современную технику" - есть доля истины.

Полученные предварительные орбиты корректировались с помощью дифференциальных поправок по обеим координатам А9, Лр (Хайнц 1971). Как правило, после 3-5 итерраций невязки Д9, Др становятся соизмеримыми с ошибками наблюдений. При определении полного набора элементов орбит интерферометрической двойной, для которой существуют также измерения лучевых скоростей, использовалась основанная на методе максимального подобия техника вычислений, предложенная Морби (1975). Элементы вычисленных на основе наших наблюдений орбит приводятся в табл. 2, которая содержит каталожные номера звезд, их названия и координаты на 2000 г., суммарные спектры и звездные величины, орбитальные элементы. Погрешности элементов и среднеквадратические невязки не указываются для краткости изложения. Орбиты взяты из работ Балега и др. (1984), Балега и Балега (1988) и Балега и др. (1993). Жирным шрифтом выделены названия тех звезд, для которых элементы были получены нами впервые.

Таблица 2. Элементы орбит интерферометричеких пар

Звезда, коорд.2000 Спектр, величина P, лет T e a" i ° n° CO °

HR233 A+F 12.17 1984.12 0.084 0.042 134 150 140

00506+6415 5.36

HR763 = 31 Ari F7V+F7V 3.87 1984.95 0.037 0.077 114 145 123

02366+1226 5.65

HRI331 = 51 Tan A8V+G0V 11.381 1989.211 0.171 0.129 125.9 170.0 160.9

04184+2135 5.65

HR 1391 = Fin 342 F7V 12.23 1988.02 0.03 0.103 141 295 68

04256+1557 6.46

ADS4890 = Fin A2V 9.20 1984.213 0.239 0.090 59.1 123.6 125.3

331 6.1

06171+0957

HR4689 = r) Vir A2IV+A4V 13.0 1976.5 0.08 0.135 49.4 172.5 348.5

12199-0040 4.0

ADS8987 'F0V 23.72 1998.30 0.500 0.207 47 32 7

i 3396+1045 5.46

HR5472 F1V 9.27 1985.18 0.08 0.071 109 77 251

14403+2158 6.76

HR5747 = ß CrB A8II1 10.341 1980.415 0.533 0.204 110.5 147.3 176.5

15278+2906 3.66

HR6168 = <i Her B9V 7.48 1982.56 0.533 0.074 108.7 13.2 175.7

16341+4226 4.23

HR6469 F2V+G5IV 5.504 1980.835 0.679 0.074 53.7 141.7 221.1

17217+3958 5.51

HR6676 = Fin381 F5V 8.95 1980.37 0.323 0.089 154.9 170.3 56.8

17543+1107 6.20

+58 1929 = Gl K1V 1.36 1981.205 Ü.40 0.084 148 61 172

762.1 7.4

19311+5835

HR7963, X Cyg BSV 11.64 1982.19 0.524 0.048 135 150 272

20474+3629 4.50

Среди приведенных в таблице орбит одна - для 1111233 - в дальнейшем оказалась неправильной. Для нее Гриффин (1990) два года спустя поете нашей публикации получил

спектральную орбиту с периодом 2090 дней, что в 2 раза короче нашей оценки. Эта ошибка вызвана неопределенностью ±180° позиционного угла в наблюдениях с векторным коррелятором - при этом невозможно правильно выбрать сегмент, в котором находится тот или иной компонент пары.

3.5. АНАЛИЗ ДВИЖЕНИЯ НЕКОТОРЫХ СИСТЕМ

51 Tau. HR1331 = 51 Tau - спектрально-двойная в Гиадах с компонентами A8V+G0. По 40 спектрограммам Дейч и др. (1971)определили кривую скоростей G-звезды и предложили следующие орбитальные элементы: Р=11.05 лет, Т=2439075, е=0.34, <в=311° , К=9.1 км/с. Ими же сделан вывод, что для определения а и i необходимы точные наблюдения видимого положения компонентов. Поскольку массы звезд в Гиадах имеют фундаментальное значение для теории звездной эволюции, 51 Tau с момента первого спекл-разделения в 1975 г. интенсивно наблюдается. Накопленные интерферометрические измерения позволяют получить согласованный видимый эллипс относительного движения (рис.Юа). Считая массы членов системы нормальными и подчиненными зависимости, предложенной Свешниковым и Тайдаковой(1984) -

log М= 1.575 log 7е- 5.893, (3.5.1)

получим для более горячего компонента Ма = 1.73, для G-спутника Ма = 1.15. Тогда орбитальный параллакс системы к = 0.0182", что соответствует расстоянию 54.9 пс. Для определения положения 51 Tau в Гиадах можно воспользоваться собственными движениями членов скопления, установленными Вейманом и др.(1965), откуда следует, что расстояние до этой пары звезд в 1.21 раза превышает расстояние до центра Гиад. Таким образом, параллакс центра скопления равен 0.0220" (расстояние 45.4 пс). Вероятная ошибка результата ±6%. Это значение совпадает с наиболее вероятным расстоянием до Гиад 45.5 пс (Холопов 1981), и говорит об отсутствии необходимости в отдельной зависимости М - L для звезд скопления.

HR 5472 - спектрально-тройная система с периодами 101.6 и 3320 дней (Бетген 1978). Суммарный спектр системы классифицирован неоднозначно - от F1V до GOV, однако последние спекл-наблюдения говорят в пользу спектральных классов F4III+F5V+A7V (Барлоу и Скарфе 1991). Наши спекл-измерения показывают, что разница блеска для широкой пары равна 1.0 величины. Интерферометрическая орбита построена нами по 10 наблюдениям на Китг Пик (Макалистер и Харткопф 1988), 9 нашим точкам и отдельным наблюдениям других авторов (рис. 10,6). Часть наблюдений с 4-м телескопа была исключена из рассмотрения в связи с большими невязками. Необычность HR 5472 проявляется в том, что эксцентриситет долгопериодической системы оказался меньше, чем у короткопериодической: 0.080 против 0.117.

Барлоу и Скарфе (1991) опубликовали результаты измерений лучевых скороспей системы HR 5472, полученных в период 1975-1990 гг. с применением фотографии и фотоэлсктрин на куде-спектрографе Домннионской обсерватории. В спектре видны линии только одного компонента, поэтому детальный анализ физических характеристик очень затруднен. В целом спектральные измерения подтвердили характер орбиты долгопсриодической системы, полученный нами из интерферометрии. Параллакс HR 5472 на основе оценок светимостей компонентов должен бьггь около 0.015". Поскольку звезда включена в каталог наблюдений HIPPARCOS, новые астромефические и фотометрические данные могут существенно уточнить модель системы. 101-дневная пара в HR 5472 может иметь максимальное угловое расстоягаге около 0.01" и доступна измерениям на БТА с применением дифференциальной спекл-интерферометрии.

HD184467 = Giiese 762.1 - спектрально-двойная с двойными линиями, орбита которой получена Макклуром (1983) на основе фотоэлектрических измерений лучевых скоростей. Спектральные классы компонентов - Kl V, период орбиты 492 дня. Звезда была впервые разделена с применением спекл-интерферометрии на 4-м Майальском телескопе Китт Пик (Макалистер и др. 1983), после чего мы включили ее в программу наблюдений на БТА. Орбита вычислена по 11 измерениям, охватывающим 7 оборотов пары (Балсга и др. 1993). На рис.Юв показан видимый эллипс движения вместе с отдельными наблюдениями. Комбинируя спектральные и интерферометричсские результаты, получаем массы компонентов М\ = \ .07, M2-IM и орбитальный параллакс системы тгогь - 0.055".

HR7963 = X Cyg = ADS14296 Ла - квадрупольная система. Широкая пара ADS14296 AB была открыта О.Струве в 1842 г. и имеет период около 391 г., а спутник С 9-й зв. величины удален от AB на 85". Начиная с 20-х гг. многократно отмечалась переменность лучевой скорости главного компонента, однако спектращ,ная орбита до сих пор не установлена. Спекл-интерферомегрически система ADS14296 А спектрального класса B5Ve впервые разделена в 1978 г. (Макалистер и Харткопф 1988). Орбита построена нами по 13 наблюдениям (рис. Юг). Динамический параллакс для этой пары с Am = 0, вытекающий из ингерферометрической орбиты. 7tdyn=0.004". Невязки по Вир для измерений на БТА и 4-м телескопе Китт Пик равны (ое =2.8°, стр =0.0059") и (ств=4.2 , ср =0.0026"), соответственно. Большие невязки по р для измерений на БТА обяснятотся очень малыми расстояниями между компонентами в период наблюдений 1983-1984 гг.

DF Tau - активная звезда тала Т Tau (Wh» = 54 А) в области звездообразования в Тельце с периодом переменности блеска 8.5 дней. Особенности фотометрии и спектра достаточно хорошо объясняются существованием аккреционного диска, окружающего МО-звезду, и вращающимся горячим пятном на ее поверхности (Бувьер и Берту 1989). Двойственность DF Tau была обнаружена в K-полосе при покрытии звезды Луной (Чен и

др. 1990). Этот результат оказывается важным для моделирования аккреции, так как звезды со спутниками имеют систематически менее массивные диски - <0.006 Мо для DF Tau против »0.03 Мо для других звезд с дисками (Беквиз и др. 1984). Разница может объясняться ограничениями, которые налагает на диск из-за приливного взаимодействия близкий спутник.

Наблюдения DF Tau на БТА были начаты в сентябре 1991 г. в фильтре 7000/120 А. Восстановленное изображение имеет двойную структуру, причем разность блеска между компонентами оказалась незначительной - около 0.5 за. величины (для сравнения Дтк = 0.7). Для реставрации фазы мы использовали двухканальный биспектральный метод (Тьебо 1994), который позволяет избежать искажений, вызванных эффектами счета фотонов (см. разд.2). Отметим, что в указанной полосе при экспозиции 20 мс мы регистрировали в среднем 50 фотонов в интерферограмме.

Таблица 3. Измерения DF Tau

Эпоха Х,нм 0° Р" Примечание

1986.80 2200 350 0.076 IRTF, покрытия

1989.84 656 347 0.082 CFHT, спекл

1990/85 2200 329 0.088 IRTF, покрытия

1991.7353 700 322 0.084 БТА, спеки

1994.9427 667 301 0.094 БТА, спекл

В табл.3 собраны измерения DF Tau, включая и результаты наблюдений покрытий Луной, а также одно неопубликованное измерение, выполненное на 3.6-м телескопе CFHT. Пара показьгвает прямое движение с вероятным периодом около 50 лет. Ожидаемый угловой размер полуоси орбиты равен 0.100". Тогда при расстоянии до комплекса звездообразования в Тельце 140 пс оцениваем суммарную массу системы в 1.2М. Дальнейшие спекл-измерения DF Tau имеют исключительно важное значение с точки зрения изучения самых ранних фаз звездной эволюции, так как эта пара представляет собой редкий случай в области формирования молодых звезд, когда орбитальные параметры могут бьгть установлены в ближайшие годы.

3.6. СКОРОСТЬ ОСЕВОГО ВРАЩЕНИЯ ХОЛОДНОГО КОМПОНЕНТА КАПЕЛЛЫ

Капелла (а Aur=HR1708, mv=0.21) - самая яркая на нашем небе спектрально-двойная система с периодом орбитального движения 104.2 дня, состоящая из пары желтых

гигантов. За последние годы установлено, что в видимом диапазоне более горячая звезда на 0.15 величины ярче своего компаньона (Гриффин и Гриффин 1986; Багнуоло и Совехл 1988). Однако болометрическая светимость и масса больше у более холодной звезды (Андерсен и др. 1991), поэтому имеет смысл сохранять сложившиеся десятилетия назад обозначения компонентов: Аа - для главной звезды более позднего спектрального класса, Ab - для ее горячего спутника. Уточнена также спектральная классификация пары -G8/K0 III + G0III, что, кстати, совпадает со спектральными типами, принятыми для Капеллы еще Эддингтоном (1926). С высокой точностью определены комбинированная спектрально-интерферометрическая орбита (Барлоу и Др. 1993) и орбита по наблюдениям с большими оптическими базами (Хаммел и др. 1994). Они подтвердили, что Аа-звезда в 1.05 раза массивнее Ab-компонента, причем первая, по-видимому находится на стадии горения гелия в ядре, что подтверждается низким содержанием лития в ее поверхностных слоях (Пилачовски и Совелл 1992).

Наблюдения Капеллы с применением ДСИ по методике, описанной в п.2.8, выполнялись на БТЛ в октябре 1991 г. В общей сложности нами было накоплено 69.000 мгновенных гпекл-спектров звезды при ориентации компонентов вдоль щели спектрографа ОЗСП и 51.000 - при поперечной ориентации со средним потоком 600 фотонов на изображение. Суммарный спектр Капеллы в диапазоне длин води 5886-5899 А в области линий поглощения натрия D1 и D2 показан на рис. 11а . Хорошо заметна асимметрия линий, вызванная ¿(войстпенностыо Капеллы: ядра линий ассоциируются с холодным компонентом, а красные крьшья - с быстро вращающейся звездой. В период наблюдений разность лучевых скоростей в системе составляла 45 км/с, что соответствует разнице 0.9 А в спектре. Позиционный угол пары был равен 192" , а расстояние р= 0.050". На рис.11,6,в приведены определенные по формуле (2.8.3) смещения фотоцентров изображений в зависимости от дайны волны при различной ориентации звезд на щели. Когда вектор между компонентами направлен вдоль щели спектрографа (рис.И,б), в ядрах линий преобладает излучение более горячей звезды, благодаря чему центр тяжести спеклов смешается на 0.015"- 0.018" в се направлении. В красных крыльях линий поглощения наб;цодаегся противоположная картина: доминирует излучение более холодного Аа-кочионента, а центр смещен в его сторону на 0.08" по отношению к изображению в непрерывном участке спектра. На рис. 11,в, соответствующем ориентации вектора двойной звезды попдэек щели спектрографа, смещения фотоцентра не наблюдается. Типичное значение ошибки смещения равно 0.001", что в 20 раз меньше кружка дифракции 6-м телескопа.

Смещение фотоцешра является функцией углового расстояния р между звездами и соотношения интенсивностей на длине волны X :

«W = p[

S.W) Л

(3.6.1) где Ss(X)

s.W ) + %(*) I.+Ii

ь

- спектр компонента Аа, 5ь(Я.) - спектр компонента АЬ, 1а и 1Ъ суть интенсивности компонентов в опорном непрерывном участке спектра. Уравнение (3.6.1) преобразуется к следующим двум:

здесь = + 5ь(Л) - составной спектр двойной системы, г| = 1а/(1а + 1Ь). Таким образом, при известном р возможно разделение спектра двойной на индивидуальные спектры компонентов, что в применении к Капелле показано на рис.12 (мы принимали г|

Так как линии D1,D2 имеют сложные блендированные профили, нами для оценки скорости осевого вращения Аа-компонента нами была выбрана лиши поглощения Nil, расположенная между дублетом натрия. Известно, что Фурье-преобразование профиля спектральной линии , определяемого вращением звезды, выражается через функцию Бесселя 1-го рода (Грей 1976). Анализ показал, что модуль преобразования Фурье линии Nil для Аа-компонента наилучшим образом соответствует скорости вращения v sin i = 8.5 км/с. Совпадают не только первые, но и вторые нулевые точки функции Бесселя и модуля Фурье-преобразования линии. Верхняя оценка ошибки v sin i равна ±1км/с. Это значение проекции скорости вращения в пределах ошибок измерений совпадает с фотоэлектрической оценкой v sin i - 7+3 км/с, полученной Гриффин и Гриффин (1986) на Паломарском спектрометре для усредненного профиля линий поглощения в период, когда орбитальная фаза соответствовала максимальной разности лучевых скоростей.

Определение скорости осевого вращения звезд в двойных системах представляет интерес вследствие возможной синхронизации вращения, которая, в свою очередь, связана с их эволюционным статусом. Спиновый период Рт Ab-компоиента Капеллы более чем на порядок короче орбитального. Однако, если исходить из полученного нами значения и принять i = 136.7° , R/Ro = 12.2 (Хаммел и др. 1994), находим, что Аа-звезда также вращается асинхронно: Рго1 = 50±10 дней, что в 2 раза меньше орбитального периода. В соответствии с теориями приливного взаимодействия, в двойных системах с периодами менее 100 дней синхронизация вращения наступает намного раньше циркуляризации орбит (Тасул 1987; Зан 1989). Капелла, как и практически все двойные гиганты с периодами Р огЪ = 50-100 дней, имеет круговую орбиту; в сочетании с парой асинхронных ротаторов это противоречит механизмам синхронизации и циркуляризации вращений. На это расхождение между теорией и наблюдениями обратили внимание также Хабетс и Цваан (1989), Фекел и Эйтер (1989). Последние, анализируя небольшую выборку двойных гигантов с хромосферной активностью, отмстили, что компоненты систем с Р > 30 дней

Sa(X) = 1/р с(Х)%(Х) + ti, si(X) = s(X) - 1/р е(Х) s(X) - Ti;

(3.6.2)

= 0.5).

в большинстве случаев вращаются асинхронно. Можно предположить, что теория приливного взаимодействия эффективна для объяснения эволюции вращения двойных при малой разнице орбитальною и спинового периодов. Кроме того, до возникновения гелиевого ядра Аа-звезда обладала глубокой конвективной оболочкой, радиус которой многократно превышал современный. Это должно было сопровождаться быстрой, приблизите, тъно 10' лет, циркуляризацией орбиты, Такой механизм, предложенный Андерсеном и др. (1991) для объяснения асинхронного вращения более горячей ООШ-звезды, может быть причиной круговых орбит всех двойных гигантов с периодами Р огЬ ~ 100 дней.

Как уже отмечалось в п.2.8, амплитуда относительного смещения фотоцентра изображения определяется не только геометрией двойной системы, но и индивидуальными характеристиками компонентов. Однако ожидаемый дифференциальный эффект для отдельной звезды будет очень небольшим. Так, для определения ориентации оси вращения необходимо измерять смещения ~0.1 диаметра звезды. Для компонентов Капеллы это величина -0.001", и, следовательно, ошибка измерений должна быть доведена до -0.0001". В действительности ошибка нашею результата на порядок больше, что объясняется рядом причин:

- оптическими аберрациями 1-й камеры Основного звездною спектрографа Б ТА (функция рассеяния точки для камеры равна 50 мкм, в то время как кружок Эйри имеет размеры ¡5 мкм);

- аберрациями цилиндрической оптики в ДСП;

- недостаточным исправлением геометрических дисторсий приемника;

- посредственным качеством изображений п период наблюдений (2").

4. ИЗМЕРЕНИЯ МОНОХРОМАТИЧЕСКИХ ДИАМЕТРОВ ХОЛОДНЫХ СВЕРХГИГАНТОВ

4.1. УГЛОВОЙ ДИАМЕТР БЕТЕЛЬГЕЙЗЕ

Методы наблюдений с высоким пространственным разрешением могут обеспечить прямую информацию о геометрической структуре атмосфер прозвалоционировавших гигантов и сверхгигантов, а также определить их эффективные температуры. Более того, повышение отношения сигнал/шум в восстановленных изображениях позволяет изучать потемнение к краю диска и его зависимость от дайны волны X. Ниже приведены результаты спекя-измерений диаметра Бетельгейзе (a Ori, МПЬ), которые выполнялись на БТА для:

- оценки верхнего температурного предела вариаций диаметра, связанных с поглощением излучения молекулой ТЮ;

- уточнения эффективной температуры звезды.

Обработка интерферограмм выполнялась с вычислением векторных автокорреляций. Результаты измерений приводятся в следующей таблице. В нее включены 3 измерения на З.б-м телескопе ESO, обработанные с участием автора (Балега и др. 1982).

Таблица 4. Измерения углового диаметра Бетельгейзе

Х(А) ЩА) d" &d"

4050 150 0.045 0.004

5750 84 0.062 0.003

5870 16 0.062 0.003

7100 50 0.054 0.003

7150 20 0.067 0.004

7520 16 0.050 0.004

7730 84 0.062 0.002

Среднее значение диаметра d равно 0.057" ± 0.008", что превышает оценки, сделанные большинством других авторов. Геометрические глубины, для которых оптическая глубина в полосах ТЮ достигает единицы на выбранной длине волны, были вычислены по модели атмосфер Цужи (1976) с использованием силы осцилляторов полос ТЮ а, а', у, у', 5 и ф, а также поглощения молекулой ТЮ как функции X и температуры Т (Коллинс 1975; Йоргенсен 1994). Эти геометрические глубины сильно зависят от ускорения силы тяжести и турбулентной скорости, поэтому вместо них мы использовали

соответствующий номер п атмосферного слоя в модели Цужи, который меняется 'значительно медленнее (и = -5 logt + 31). На рис, 13 показано, как п связан с наблюдаемым угловым диаметром на каждой длине волны для модели: (эффективная температура Та:r, °К, ускорение силы тяжести g, см2/с, турбулентная скорое п. \ , км/с) = (3400, 3, 3). Угловой диаметр, для которого Tcontm. = 1 (гь. = 31), равен 0.051" ± 0.008". Отсюда получаем, что Тсп = 3250 т 250 К. В отсутствие надежных сведений о потемнеии к краю диска ддя холодных звезд мт,т пользовались моделью однородного диска.

Следует отметить, что Цужи (1976) дает д,;я Бетсльгсйзе существенно более высокую температуру: Tat = 3900 К. Однако в этом случае не должна наблюдаться зависимость d от ТЮ спектра, так как даже в самых сильных полосах TiO атомосфера останется оптически толстой. Это противоречит наблюдаемому расбросу измерений. Но не исключено, что наша трактовка зависимости d (п ) неверна: диаметр может изменяться не только от ТЮ, но и в зависимости от других физических параметров, например, рассеяния на околозвездной пылевой оболочке. Плотная несимметричная ободочка наблюдается в линии На на расстояниях 0.2" от центра диска (Хсбден и др. 1987). Отметим также, что большинство моделей холодных звездд р-тсчитапы для плоско-пара_ислыюй атмосферы, в то время как из наших измерений следует, что атмосферы имеет протяженность не менее 30% радиуса звезды. Эффект сферичности должен привести к снижению температуры во внешних слоях. Модели атмосфер также не принимают во внимание протяженную оболочку, окружающую Бете.1ъгейзе. Такая оболочка может привести к возникновению парникового эффекта, создающего избыток излучения на 1 мкм, который смещает распределение энергии звезды в сторону более высоких температур. Новейшие расчеты также показывают, что молекула TiO может разогревать поверхностные слои атмосферы холодного сверхгиганта на 500 К в модели с Пег = 3500 К (Йоргенсеи 1994).

На рис.14 приведете полученные изменения диаметра звезды как функции от X; здесь значения d-,_ нормализованы но отоплению к диаметру в коптшуууме на XI510 А. Анализ зависимости показывав!. что существенной разницы между измерениями диаметра Бетсльгсйзе в красной и синей части спектра не наблюдается, хотя и можно было ожидать, что вследствие рассеяния на пыли или молекулах наблюдаемые размеры звезды в синей области будут больше. Более того, наибольшее значение d нами получены в красной части спектра в области поглощения TiO Я7140 А. Не исключено, что гигантские конвективные ячейки, вызывающие большие неоднородности температуры на поверхности Бетельгейзе, искажают оценки видимых угловых диаметров. Для изучения этой проблемы необходимы детальные наблюдения диска зведы в узких выделенных полосах спектра.

4.2. СТРОЕНИЕ ПРОТЯЖЕННЫХ ФОТОСФЕР R CAS И О СЕТ

R Cas и о Cet (Мира Кита) являются ближайшими к нам долгопериодаческими переменными звездами с фотосферами гигантских протяженностей, доступными прямым измерениям угловых диаметров с помощью больших телескопов. Бонно и Лабейри (1973), Лабейри и др. (1977) первыми обратили внимание на сильную зависимость наблюдаемых размеров мирид от длины волны; в полосах поглощения ТЮ диаметры в 2-3 раза превышали значения, полученные для континуума. Этот результат интерпретировался как следствие большой протяженности области поглощения излучения молекулой ТЮ. В спектрах мирид наблюдаются сложные изменения линий излучения и поглощения (сдвиги, допплеровское уширение и раздвоение), связанные с фазами блеска. Установлено, что дая разных циклов трудно найти повторяющиеся формы кривых блеска и характеристики спектральных линий.

Структура фотосфер мирид существенным образом определяется распространением ударного фронта во внешних слоях звезды, который возникает один раз за цикл у основания фотосферы. Прохождение ударной волны сопровождается диссипацией энергии в тепло и появлением за фронтом тонкого слоя, в котором возникает эмиссия. Абсорбционные полосы возникают в протяженной структуре газа, находящейся в неравновесном состоянии. Несмотря на некоторый прогресс в интерпретации спектров мирид (Жиллет и др. 1989; Бесселл и Шояьц 1989; Шольц 1992) согласованного с наблюдениями анализа для абсорбционных и эмиссионных линий мирид до сих пор не существует. Все это делает шггерфсрометрические измерения их угловых диаметров в узких спектральных полосах на разных фазах блеска чувствительным инструментом диагностики строения фотосфер.

Благодаря высокому склонению и сравнительно высокой яркости R Cas является одной из наиболее подходящих для наблюдений на БТА мирид, так как позволяет проследить за эволюцией структуры в течение всего периода, а также от цикла к циклу. Мы наблюдали R Cas на БТА в сентябре 1994 г. в области спектра вокруг 7000 А, где дифракционный предел разрешающей способности XID равен 0.025". Интерференционные фильтры были подобраны таким образом, что первый из них попадал в сильную полосу поглощения XI140/60 А, а второй - в область Х7000/60 А, где поглощение ТЮ значительно меньше. Для регистрации изображений применялась камера счета фотонов с форматом кадра 512x512 ячеек, использующая ПЗС-матрицу Thompson (Хофманн и др. 1995). В каждом фильтре с экспозицией 10 мс было зарегистрировано по 12.000 спекл-интерферограмм, причем для повышения динамического диапазона регистрации мы записывали на ленту 16-разрядные изображения без усечения пропускной способности

камеры. Для учета атмосферной передаточной функции в этих же фильтрах снималась опорная неразрешаемая звезда.

Восстановление изображений выполнено по 4-мерным бнепектрам с использованием максимальной длины биспектральных векторов: и = 45 элементов, v = 100 элементов (см. п. 2.5). Па рис.15 показаны сечения первых полученных изображений R Cas с разрешением 0.025" в двух участках спектра: 7140 А (внешний сплошной контур) и 7000 А (средний контур штриховой линией). Сечения профиля выполнены в разных позиционных углах. Для сравнения приводится и профиль опорной неразрешаемой звезды (тонкий внутренний контур). Отношение диаметров в разных полосах ch но / dnoa = 1.34 1 0.06, что является неожиданно малым значением. Изображения звезды не являются круговыми: в одном из направлений, имеющем позиционный угол 240°, диаметр в 1.25 раза превышает наименьший диаметр. Заметим, что этот эффект отсутствует для опорной звезды. Оценки угловых диаметров для модели однородного диска приводятся в табл. 5.

Таблица 5. Угловые размеры R Cas.

А, А d иг; Направление

7Ô66 " 0,040" ± 0.003" дшнная ось 240"'

7140 0.057" ± 0.005" длинная ось

7000 0.031" + 0.002" короткая ось 150'

7140 0.043" + 0.004" коро1кая ось

7000 0.037" ± 0.002" средний азимут

7 ! 40 0.050" + 0.003 средний азимут

Стоит отметить, что асимметричные изображения получены для Миры Кита осенью 1994 г. другими исследовательскими группами, выполняющими наблюдения на многоэлементном интерферометре с большой базой (Ханиф и др. 1995), а также в 1987-88 II. на СТЮ 4-м телескопе (Каровска и др. 1991). Вероятной причиной асимметрии изображений мирид могут быть яркие пятна на поверхностях звезд.

Наблюдения Миры выполнялись на Б'ГА в октябре 1992 г. с применением французской спекл-камеры и счетчика фотонов СР-40 (Тьебо 1994). В этом приемнике регистрация ведется одновременно на 4-х матрицах ПЗС форматом 384x288 элементов каждая, поэтому существует возможность параллельного построения построения спекл-изображений в разных полосах пропускания перестраиваемого фильтра. Вертикальное распределение квадрантов регистрации используется для устранения "фотонной дырки" в автокорреляциях (п.2.3). Полосы пропускания фильтра были настроены на 7000 А и 7100

А, полуширина полос около 40 А. После исправления всех видов дисторсий оптики и приемника масштаб изображений составил 0.00928 "/ элемент.

На рис Л 6 в логарифмической шкале показаны спектры мощности < ! I(u) 12 > для Миры и опорной звезды 70 Cet, накопленные в Х7100 А. Заметно, что < 11(и) \ 2 > для Миры имеет значительно более низкий уровень сигнала на высоких пространственных частотах, что свидетельствует о протяженном диске звезды. В связи с применением более узкой спектральной полосы и меньшей эффективностью оптической камеры, использующей дифракционную решетку для выбора длины волны, фотонный шум в изображениях Миры был значительно большим, чем в наблюдениях R Cas. Кроме того, Мира находилась в период наблюдений вблизи фазы 0.5 блеска. По этой причине в спектре мощности шум начинается на частотах и, которые в 2 раза ниже частоты отсечки ud= 140 (элемент)1. Угловой диаметр, вытекающий из сравнения < I I(u) 12 > для Миры и 70 Cet, в предположении однородного диска равен на этой длине волны 0.063" ± 0.004". Как и для R Cas, в восстановленном спектре наблюдается асимметрия: вдоль позиционного угла 100° + 20° видимый диск звезды в 1.15 раза больше, чем в перпендикулярном направлении. Очень трудно из имеющихся данных оценить диаметр Миры в непрерывном спектре, так как и на длине волны 7000 А поглощение остается существенным. Сравнивая восстановленные профили звезды после учета атмосферной оптической передаточной функции, мы получили соотношение диаметров на половине интенсивности: d 7100 / d 7000 = 1.70 ± 0.15, что существенно больше, чем у R Cas. Тогда диаметр однородного диска Миры на 7000 А равен 0.037" ± 0.004".

5. ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ ЯДРА СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ NGC1068

5.1. ОБЛАЧНАЯ СТРУКТУРА ЦЕНТРАЛЬНОЙ ОБЛАСТИ

В 80-е голы началось детальное изучение строения центральных областей галактик с активными ядрами методами радиоинтерферометрии. Синтезированные в разных длинах волн радиокарты показали, что на масштабах 0.1" - 10" ядерные области часто состоят из нескольких компактных источников, погруженных в протяженную газовуто оболочку (Вильсон и Ульвестад 1983; Харрисон и др. 1986). В оптическом диапазоне о сложной структуре газа в ядрах свидетельствовали спектральные наблюдения: эмиссионные линии На, Hß, [ОШ] при наблюдениях с высоким разрешением (АХ/Х < Ю^1) показывали ярко выраженные многокомпонентные профили. Тесная связь между областями формирования запрещенных линий и областями радиоизлучения подтверждалась корреляцией мощности радиоисточников со светимостью ядер в [ОШ] и ширинами эмиссионных линий (де Бруйн и Вильсон 1978; Уипл 1985), а в некоторых случаях - и прямым сходством оптических изображений с радиострук[урой (Уиттл и др. 1986).

Среди ближайших активных галактик наиболее подробно изучена ядерная область сейфертовской галактики 2-го типа NGC 1068 (морфологический тип (R)SA(rs). скорость центра масс 1123 км/с, расстояние 15 Мне для Но = 75 км/с/Мпс, масштаб в плоскости неба 72.5 пс/ "), у которой выявлено несколько газовых комплексов, движущихся с высокими скоростями (Уолкер 1968; Аллуа и др. 19S3; Миберн и Недлар 1986). Исследования поля скоростей относятся к газовой и звездной компонентам за пределами зоны радиусом 100 пс oí центра ядра Наблюдения строения облаков внутри этой области стали возможными благодаря развитию спекл-интерферометрии. На Б ГА первые работы в этом направлении выполнены в 1986 г. (Балега и др. 1988). Наблюдения выполнялись в первичном фокусе телескопа в двух фильтрах: На + [NII], ХУДХ-6567/250 и [ОШ], Х/Ал-5030/130. Суммарные экспозиции в этих филырах были равны cooibct ci пенно 60 и 40 минут при качестве изображений около 1.5".

Двумерные векторные автокорреляции, полученные по тем кадрам, в которых регистрировалось более 20 фотонов, показали, что в линии [ОШ] центральное газовое образование рамером < 0.1" вытянуто в направлении 0=30-32°. В фильтре Ha+[NII] ориентация центрального облака близка к 17°. Эти компактные образования окружают центральный источник в ядре размером менее 0.025". Кроме центрального сгустка были выделены, как минимум, две протяженные, излучающие в запрещенных линиях зоны с угловыми размерами « 0.2". В линии [Olli] центр более близкой к ядру эмиссионной

области наблюдался на расстоянии р = 0.33", а ее позиционный угол 8 = 23°. Данная область, вероятно, совпадает с северо-восточным компонентом ядра, обнаруженным в радиодиапазоне ван дер Халстом и др. (1982). Вторая зона эмиссии выделяется неуверенно. В диапазоне 0.1" < р < 0.5" наблюдались отклонения в среднем на 6° позиционных углов эллипсов автокорреляций в линиях [Olli] и Ha+|NII], что означает различное образование соответствующих эмиссий. Таким образом, за б лет до запуска Космического телескопа Хаббла нам удалось в наземных условиях непосредственно наблюдать многокомпонентную структуру излучающих облаков в ядре NGC 1068 с угловым разрешением около ОД" и отметить тесную связь их расположения с геометрией радиоизлучения. Несколько лет спустя аналогичные результаты с применением спекл-интерферометрии были получены и на других крупных телескопах рбстейн и др. 1989).

5.2. КИНЕМАТИКА ИОНИЗИРОВАННОГО ГАЗА В ЯДРЕ

С момента, когда Уолкер (1968) в ходе спектрального обзора околоядерной области NGC 1068 обнаружил быстрые эмиссионные облака [ОШ] Я.5007 внутри 6" зоны ядра, они стали предметом детальных исследований как в радио, так и в оптическом диапазоне. Радиоструктура вскоре была геометрически привязана к областям [OIII]-эмиссии (Педлар и др. 1983): северо-восточный (NE) компонент излучения на волне 73 см был отождествлен с оптическим спектральным компонентом на удалении 5" от ядра, имеющим проекцию относительной лучевой скорости - 600 км/с, юго-восточный (SW) компонент радиоизлучения - с оптическим источником на расстоянии 6" , движущимся относительно центра ядра со скоростью + 500 км/с. Однако скорости газа внутри 1" -зоны оставались неизвестными, хотя исследование их кинематики имело исключительно важное значения для понимания природы активности ядер.

Наблюдения скоростей газовых облаков в ядре были предприняты нами на БТА с применением спекл-спектрографа и методики, описанных в разд.2, п.2.9, в период с 7 по 12 октября 1987 г. при качестве изображений 1" - 1.5". Центральная волна монохроматора Эберта была установлена в области Х5025 А. В качестве опорного источника наблюдалась пекулярная переменная звезда Z And, имеющая в спектре мощную эмиссионную линию Hell Х.4886. Были выбраны два противоположных угла ориентации спектрографа: 113° и 293°. Время накопления в каждом из углов составило 3.6 часа, однако после чистки и селекции изображений нами было оставлено для дальнейшей обработки всего 190.000 и 140.000 спекл-спеюров в двух позиционных углах. Отметим, что средний регистрировавшийся от ядра галактики поток был равен 20 фотонов/изображение.

Ha pire. 17 показано полученное распределение эмиссии в линии [OIII] внутри области ядра размерами 1.5" х 2.0" , восстановленное из спскл-данных с использованием профилей снекл-спсктров опорной звезды. Стрелкой показана ориентация вектора дисперсии спектрографа. Разница геометрии этой пары картинок даст ключ к определению градиентов скорости в околоядерной зоне. Детали на краях восстановленных картшюк являются шумами, связанными в ограниченным окном восстановления и низким уровнем исходного сигнала (отношение сигнал/шум в исходном изображении в среднем не превышало 20). В изображениях выделяются три области эмиссии , включая центральную зону 2 размером около 0.5", чья ориентация меняется в зависимости от направления дисперсии. Разность координат центров эмиссии, измеренная вдоль направления дисперсии, дает лучевую скорость облаков 1 и 2, а полусумма координат - действительное положение центров пятен в монохроматическом изображении ядра. Зона 2 ассоциируется с самым мощным источником на картах VLA, в то время как области I и 3, расположенные почти симметрично относительно центра, коррелируются по положению с NE и SW участками радиоизлучения. В восстановленных изображениях нет максимума, который можно было бы связать с облаком 1-' на расстоянии 0 6" от центра на снимках с Космического телескопа (Эванс и др. 199!). Конечно, чю объясняется более высоким динамическим диапазоном изображений, получаемых из космоса. Таблица содержит сведения о положении и скоростях выделенных на рис. 17 структур Ошибки параметров в таблице: оа5=0.05",о1лзт!м-0.1", с7,ш=0 05, п^-100 км/с.

Таблица . Параметры выделенных облаков

Область Аа" AÔ" О3 FWIIM" От п. интен. V, км/с

I........... 0.23 0.25 40 "0.18..... 0.15........ ' -460 '

2 0 0 - 0.30 1 0

3 -0.27 -0.26 220 0.17 0.10 +420

Ливдшая структура, которая видна в линии [ОШ] на расстояниях 0.2" - 4" от центра, интерпретируется многими авторами как ко.аимированпый выброс из компактною и плотною ядра (Bii.ti.coh и Ульвсстад 1982). Полученные скорости облаков - +420 км/с для SW-компонента и -460 км/с для NE-компонента - согласуются по знаку со скоростями, измеренными Миберн и Педлар (1986) на расстояниях 1"-2" с помощью эшелле-спектрографа. Аллуа и др. (1983) на основе гаусс-анализа профиля линии [ОШ] также обнаружили области излучения в позиционном угле 9 = 55° со скоростями +400 км/с на удалении 1.2" от центра. Исходя из высокого отношения интенсивностей в [OUI] и На, ими сделан вывод об ионизации облаков незвездным излучением. Наблюдаемая нами

картина скоростей качественно соответствует коллимированному выбросу, увлекаемому и замедляемому вращением галактического вещества.

Изменение при разных направлениях дисперсии ориентации самого плотного центрального облака эмиссии свидетельствует о скоростях »200 км/с на расстоянии 0.2" (15 пс) от ядра. Эти величины согласуются со значениями скоростей облаков 1 и 3, из чего следует, что околоядерныя газ вовлечен в круговое движение на масштабах расстояний от 15 до 75 пс. Мы не обнаруживаем признаков резкого изменения вектора скорости, который бы свидетельствовал о существовании газового минибара в ядре, перпендикулярного основному звездному бару. Существование таких образований в ядрах активных галактик, связанных с натеканием газа на центральный массивный источник, предсказывается некоторыми авторами (Шлосман и др. 1989).

Если предположить, что наблюдаемые лучевые скорости вызваны только вращением центральной конденсации, можно оценить массу ядра. Принимая наклон галактики равным 37°, получаем скорость вращения v = 300 км/с на удалении 15 пс от центра. Тогда масса вещества в центральной области равна 2-108 Мо. Это значение согласуется с оценками, сделанными Шелли и др. (1987) по наблюдениям ядра в ИК диапазоне.

В заключение этого раздела отметим, что Космический телескоп Хаббла подтверждает основные результаты, полученные для NGC 1068 со спекл-шггерферометром на БТА. До сих пор остаются неподтвержденными наблюдениями из космоса скорости ионизированных газовых облаков вблизи ядра галактики. Это может быть сделано после 1997 г., когда Космический телескоп планируется оснастить спектральным оборудованием для детальных исследований поля скоростей газа с угловым разрешением около 0.1" - 0.2".

Автор выражает глубокую признательность руководству Специальной астрофизической обсерватории, оказавшему в период с 1977 по 1993 гг. поддержку работам и области спскл-ишерферометрии на БТА: директорам И.М.Копылову и В.Л.Афанасьеву, заместителю директора А.Ф.Фоменко. Особое чувство благодарности автор питает к своим французским коллегам - А.Лабсйри, который был одним из инициаторов интерферометрических работ на 6-метровом телескопе, и Р.Фуа, оказавшему поддержку исследованиям, предоставляя нам возможности для обработки данных. Многочисленные полезные обсуждения проблем интерферометрии двойных звезд автор имел с сотрудником ГАИШ А.А.Токовининьш. Большое значение для решения технических задач имело сотрудничество в 80-х гг. с группой специалистов Всесоюзного института телевидения в Ленинграде, которую возглавлял проф. И.И.Цукксрман.

В течение всего периода работы автор пользовался огромной помошыо своих коллег по лаборатории: вначале - В.П.Рядченко, С.В.Маркелова, а позднее, -А.Ф.Максимова, В.А.Вацока, В.Г.Орлова, И.Н.Белкина, И.И.Балега, З.У.Шхагошевой.

Успешному выполнению работы в 90-х гг. способствовала поддержка, оказанная Российским фондом фундаментальных исследований и Государственной программой "Астрономия". Автор также благодарен Комитету по тематике 6-м телескопа за понимание важности задачи и выделение наблюдательного времени для исследований

Отдельно хочется выразить признательность своим первым руководителям -профессору Ужгородского госуниверситега М.В.Братийчук и доценту И.В.Швалагин, -которые сориентировали автора, тогда еще студента университета, на поисковые работы по проблеме формирования аетронсмичееитх изображений.

СПИСОК ОСНОВНЫХ ПУБЛИКАЦИЙ ПО ТЕМЕ РАБОТЫ

Е Балега Ю.Ю., Швалагин И.В.: Исследование изменений амплитуды дрожаний звезд и их связь с температурными флуктуациями // Астрометрия и Астрофизика 32, 67 (1977)

2. Балега Ю.Ю., Тихонов Н.А.: Сиекл-ингерферометрия некоторых ярких звезд на 6-метровом телескопе // Письма в АЖ 3,497 (1977)

3. Балега Ю.Ю., Ерохин В.Н., Плахотниченко B.JI.: Изучение свойств изображений в 6-метровом телескопе по следам звезд // Новая техника в телескопостроении 6, 108 (1979)

4. Балега Ю.Ю., Касперович А.Н., Попов Ю.А., Сомов Н.Н., Фоменко А.Ф.: Цифровая система накопления и обработки телевизионных изображений для астрофизических исследований // Автометрия 3, 61 (1979)

5. Балега Ю.Ю., Сомов Н.Н., Фоменко А.Ф.: Телевизионный спехл-интерферометр с цифровой обработкой изображений в реальном режиме времени // Астрофиз. исследования (Известия САО) И, 138 (1981)

6. Balega Y., Blazit A., Bonneau D., Koechlin L., Foy R., Labeyrie A.: The angular diameter of Betelgeuse // Astron. Astrophys. П5, 253 (1982)

7. Balega Yu.Yu., Somov N.N., Fomenko A.F.: Two-dimensional television system: application for direct acquisition of images and speckle interferometry // In Instrum. for Astronomy with Large Optical Telescopes, C.M.Humphries - ed., 1982 by Reidel Publ. Company, Holland

8. Balega Y., Bonneau D., Foy R.: Speckle interferometric measurements of binary stars. И // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 52. 31 (1984)

9. Балега Ю.Ю., Рядченко В.П.: Цифровая спекл-интерферометрия двойных звезд II Письма в АЖ К), 229 (1984)

10. Балега Ю.Ю., Балега И.И.: Цифровая спекл-интерферометрия 72 двойных звезд // Письма в АЖ Д, 112 (1985)

11. Балега Ю.Ю.: Исследования звезд с высоким угловым разрешением методом цифровой спекл-интерферомеггрии II Кандидатская диссертация, Киев, ГАО АН УССР, 1985

12. Балега Ю.Ю.: Спекл-интерферометрия и новые возможности в исследовании двойных звезд// Бюлл. Абастуманской астрофиз. обе. 58, 327 (1985)

13. Bonneau D., Balega Y„ Blazit A., Foy R., Vakili F., Vidal J.L.: Speckle interferometric measurements of binary stars. Ill //Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 65, 27 (1986)

14. Балега И.И., Балега 1010.: Измерения двойных звезд с цифровым спекл-ингерферометром 6-м телескопа // Письма в АЖ13, 508 (1987)

15. Афанасьев В.Л., Балега Ю.Ю., Грудзинский М.А., Кац Б.М., Маркслов С.В., Нощепко B.C., Цуккерман И.И.: Архитектура телевизионного вычислительного комплекса для астрофизических исследований // Техника средсгв связи (серия -Техника Телевидения) 5, 13 (1987)

16. Балега Ю.Ю., Васюк В.А., Левшаков С.А., Михайлов В.П., Орлов В.Г.:

Структура центральных областей сейфертовских галактик NGC 1068 и MKN 335 на субсекундных масштабах // Письма в АЖ J4, 23 (1988)

17. Балега Ю.Ю., Балега И.И., Васюк В.А.: Спекл-интерферометрические измерения двойных звезд на 6-м телескопе в 1986 г. // Астрофиз. исслед (Известия САО) 28, 107 (1989)

18. Балега И.И., Балега Ю.Ю., Васюк В.А., Орлов В.Г.: Телевизионная система с пространствешю-временной регистрацией координат фотонов. I. Изучение ведения телескопа // Астрофиз. исслед. (Известия САО) 29, 67 (1990)

19. Балега И.И., Балега Ю.Ю.: Интерферометрические орбиты 8 двойных звезд // Письма в АЖ М, 927 (1988)

20. Алкснис А.К , Балега И.И., Балега ГОЛО., Дунцанс Л., Шмельд И.: Спекл-интерферомегрический поиск кратных углеродных звезд // Исслед. Солнца и красных звезд (Рига) 29, 22 (1988)

21. Afanas'jev V.L., Balega 1.1., Balega Y.Y., Vasyuk VA., Orlov V.G.: Speckle interferometry and speckle spectroscopy with the 6-m telescope // In Proc. ESO-NOAO Conf. on High-resolution Imaging by Inerferomelry, F.Merkle -ed., 127, Garching 1988

22. Балега Ю.Ю., Васюк B.A., Орлов В.Г.: Восстановление изображений кратных звезд методом спекл-маскирования // Сообщения САО 59, 74 (1988)

23. Балега И.И., Балега Ю.Ю., Васюк ВА.: Первый каталог спекл-интерферометрических измерений двойных звезд на 6-м телескопе АН СССР // Сообщения САО 65,5 (1990)

24. Балега И.П., Балега Ю.Ю., Васюк В.А.: Спекл-измерения двойных звезд на 6-м телескопе в 1987-1988 гг. //Астрофиз. исслед. 31, 80 (1991)

25. Балега И.И., Балега Ю.Ю., Васюк В.А.: Спекл-интерферометрические наблюдения звезд каталога Глизе // Письма в АЖ 17, 530 (1991)

26. Afanasyev V.L., Balega Y.Y., Orlov V.G., Vasyuk V.A.: High-resolution imaging and gas velocities for the inner 2 arcsecond narrow-line region of NGC 1068 // In Proc. ESO Conf. on High-resolution Imaging by Interferometry. II, J.M.Beckers and F.Merkle - eds., 53, Garching 1991

27. Petrov R.G., Balega Y.Y., Blazit A., Borgnino J., Foy R„ Lagarde S., Martin F., Vasyuk V.A.: First experimental results in sub diffraction limited differential speckle

intcrferometry // In Proc. ESO Conf. on High-resolution Imaging by Interferometry. II, J.M.Beckers and F.Merkle - eds., 435, Garching 1991

28. Грудзинский M.A., Цуккерман И.И., Нощенко B.C., Кац Б.М., Афанасьев В.Л., Балега Ю.Ю., Маркелов С.В., Дашевский Б.Е.: Создание и внедрение цифровых телевизионных средств для исследования предельно слабых астрономических объектов на Большом азимутальном телескопе АН СССР // Работа на соискание Государственной премии СССР 1991 г. в области науки и техники, Москва (1991)

29. Afanasyev V.L., Balega Y.Y., Orlov V.G., Vasyuk V.A.: Kinematics of the [OIII]-emitting gas in the 1-arcsecond circumnuclear core of the Seyfert galaxy NGC 1068 // Astron. Astrophys. 266, 15 (1992)

30. Balega 1.1., Balega Y.Y., Vasyuk V.A., McManus J.-J.: Double and multiple star speckle observations at the 6 m telescope // In Proc. IAU Coll. 135 - Astron. Society of the Pacific Conf. Ser. 32, 469 (1992)

31. Balega 1.1., Balega Y.Y., McManus J.-J.: Interferometric orbits of four binary stars // Astrofiz. Issled. (Izv. SAO) 35, 5 (1993)

32. Balega I.I., Balega Y.Y., Belkin I.N., Vasyuk V.A., Maximov A.F.: television speckle interferometry of binary stars at the Zeiss-1000 telescope // Astrofiz. Issled. (Izv. SAO) 35, 9 (1993)

33. Sareyan J.P., Chauville J., Briot D., Adelman S.G., Alvarez M., Balega I., Balega Y.: First results of an internetional multisite multitechnique campaign on Omicron And // In Proc. IAU Symp.162, Balona L.A., Henrichs H.F., Le Contel J.M. -eds., Kluwer Acad. Publ. 1994, p.282

34. Balega I.I., Balega Y.Y., Belkin I.N., Maximov A.F., Orlov V.G., Pluzhnik E.A., Shkhagosheva Z.U., Vasyuk V.A.: Binary star speckle measurements during 1989-1993 from the SAO 6 m and 1 m telescopes in Zelenchuk // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 105. 503 (1994)

35. Плужник E.A., Балега Ю.Ю., Васюк B.A.: Оптический синтез изображений с применением пары апертурных масок // Письма в АЖ 20, 934 (1994)

36. Thiebaut Е., Balega Y., Balega I., Belkine I., Blazit A., Bonneau D., Bouvier J., Foy R.: Evidence for the orbital motion of DF Tau from speckle interferometry // Astron. Astrophys. 299 (1995)

37. Hofmann K.-H., Balega Y., Scholz M., Weigelt G.: Diffraction-limited speckle masking observations of the Mira variable R Cas with the 6 m SAO telescope // In Proc. IAU Symp.167, Vienna 1995, p. 45

38. Петров P., Балега Ю.Ю., Блази А., Васюк B.A., Лагард С., Фуа Р.: Скорость осевого вращения холодного компонента Капеллы по данным дифференциальной спекл-интерферометрии // Письма в АЖ 21, (1995)

39. Balega Y.Y., Beikin I.N., I 'oy R„ Shkhagoshcva Z.U., Thiebaut E.: Variations of the angular diameter of Mira in the 700-710 nm spectral window // Bulletin SAO 40, (1995)

40. Balega Y.Y., Orlov V.G.: Bispectral image reconstruction of the triple star ADS 11344 // Bulletin SAO 40, (1995)

ЦИТИРОВАННАЯ ЛИТЕРАТУРА

Аллуа и др. 1983 // Alloin D. et al.: Astrophys. J. 275, 493 Андерсен 1991 //Andersen J.: Astron. Astrophys. Rcv. 3, 91 Андерсен и др. 1991 // Andersen J. et al.: Astron. Astrophys. 246, 99 Багнуоло и Совелл 1988 // Bagnuolo W.G., Sowell J.R.: Astron. J. 96, 1056 Барлоу и Скарфе 1991 .// Barlow D.J., Scarfe C.D.: Astron. J. 102, 2098 Бар.-юу и др. 1993 // Barlow DJ. cl al.: Puhl. Astron. Soc. Pacif. 105, 476 Бартельт и др. 1984 // Bartelt H. et al.: Appl. Opt. 23, 3121 Беквиз и др. 1984 // Beckwith S. et al.: Astrophys. J..287, 793 Беккерс 1982 // Beckers J.M.: Opt. Acta 29, 361

Боксснберг 1972 // Boksenberg A.: in ESO/CF.RN Conf. on Auxiliary instrumentation for large telescopes, Proc. ESO Conf., Geneve, Lausten S.& Reit/. A -cds., p.205 Борн M. и Вольф Э. 1970 Основы оптики, М. Мир

Бесселл и Шольц 1989 // Bessell M.S., Scholz M. :inEvol. of Peculiar Red Giant Stars

(1AU Coll. 106), Johnson & Zuckcrman - eds., Cambrige, p.67 Бстген и др. 1978//Batten A.II. et al. :Publ. Dominion Astrophys. Obs. 15. 121 Бетген и др. 1989 // Batten A.H. et al.: Eighth Catalogue of the Orbital Elements of

Spectroscopic Binary Systems. Victoria, Dominion Astrophys. Obs. XVII Бонно и Лабсйри 1973 //Bonncau D., I.abcyrie A.: Astrophys. J. 181, Ll Бонне и Куртес 1962 // Bonnet R.M., Curtes G.: Annales d'Astrophysique 25, 367 Бувьер и Берту 1989 // Bouvier J., Bertout C.: Astron. Astrophys. 211, 99 Боз 1943//Baize P.: L~ Astronomie 57, 101

Вайгельт и Вирницер 1983 // Weigelt G., Wirnitzer В.: Opt. Lett. 8, 389 ван дер Халст и др. 1982 // van der Hülst J.M. et al.: Astrophys. J. 261, L59 Вейман и др. 1965 // Weyman P. et al.: Royal Obs. Bull. No. 98 Вильсон и Ульвестад 1982 // Wilson A.S., Ulvestad J.S.: Astrophys. J.J263, 576 Вильсон и Ульвестад 1983 // Wilson A.S., Ulvestad J.S.: Astrophys. J. 275, 8 Вирницер 1985 Ii Wirnitzer В.: J. Opt. Soc. Am. A 2, 14

Ворли и Хайнц 1983 // Worley С.Е., Heintz W.D.: Publ. U. S. Naval Obs. 24, Pt.7 Грей 1976 // Gray D.F.: The observation and analysis of the stellar photospheres,

Wiley-Interscience Publ., N.Y., Chapter 7. Гриффин и Гриффин 1986 // Griffin R. & R.: J. Astrophys. Astron. 7, 45 Гриффин 1990 // Griffin R.F.: J. Astrophys. Astron. Д, 491

Гриффин 1992 // Griffin R.F.: Proc. IAU Coll.135 Atlanta, Georgia (ASP Conf. Ser.) 32,98

де Бруйн и Вильсон 1978 // dc Bruyn A.G., Wilson A.S.: Astron. Astrophys. 64, 433 Девис 1992 // Davis J.: Proc. IAU Coll.135 Atlanta,Georgia (ASP Conf. Ser. )32, 521 Дейнти 1984 // Dainty J.C. (ed.): Appl. Phys. 9, Chapter 7, Springer Дейч и др. 1971 // Deutsch A.J. et al.: Publ. Astron. Soc. Pacific 83, 298 Дженнисон 1958 // Jennison R.C.: Mon.Not.Roy.Astron.Soc. JJ8, 276 Дюкенуа и Майор 1991 // Duquennoy A., Mayor M.: Astron. Astrophys. 248,485 Жиллет и др. 1989 // Gillet D. et al.: Astron. Astrophys. 220, 185 Зан 1989// Zahn J.P.: Astron. Astrophys ,_220,112 Йсргенсен 1994 // Jorgcnsen U.G.: Astron. Astrophys. 284, 179 Каровска и др.1991 // Karovska M. et al.: Astrophys. J. 374, L51 Коллинс 1975 // Collins J. G.: J. Phys. В 8,304 Корф 1973 // KorfTD.: J. Opt. Soc. Am. 63, 971 Кристи и др. 1983 U Christy J.M. et al.: Lowell Obs. Bull. 167, 28 Куто П. 1981 Наблюдения визуально-двойных звезд. M., Мир Лабейри 1970 // Labeyrie A.: Astron. Astrophys._6, 85 Лабейри 1974 // Labeyrie A.: Nouv. Rev. Opt. j, 141 Лабейри и др. 1977 // Labeyrie A. et al.: Astrophys. J. 218, L75 ЛенгиШнайдер 1978//LengK.C., Schneider P.P.: Astron. J. 83. 618 Ломанн и др. 1983 // Lohmann A.W. et al.: Appl. Opt. 22, 4028 Липпинкот 1962 /I Lippincott S.L.: Publ. Astron. Soc. Pacif. 74, 5 Майкельсон 1891II Michelson A.A.: Nature 45, 160 Майкельсон и Пиз 1921 // Michelson A.A., Pease F.G.: Astrophys. J. 53, 249 Майор и др. 1992 // Mayor M. et al.: Proc. IAU Coll. 135 Atlanta,Georgia, (ASP Conf. Ser.) 32, 73

Макалистер и др. 1983 // McAlister H.A. etal.: Astrophys. J. Suppl. Ser. _5JL, 309 Макалистер и Харткопф 1988 // McAlister H.A., Hartkopf W.I.: Second Catalog of Intrtferometric Measurements of Binary Stars, CHARA Contrib. No.2 Georgia State University, Atlanta Макклур 1983// McClure R.D.: Publ. Astron. Soc. Pacif. 95, 201 Миберн и Педлар 1986 // Meaburn J., Pedlar A.: Astron. Astrophys. 159, 336

Морби 1975 // Morbay C.L.: Puhl. Astron. Soc. Pacif. 87, 689 Педлар и др. 1983 // Pedlar A. et al.; Mon. Kot. Roy. Astron. Soc. 202, 647 Пела и Аллуа 1980 // Pelat D., Alloin D.: Astron. Astrophys. 81, 172 Петров и Куэвас 1991 // Petrov R.M., Cuevas S.: in Proc. ESO Conf. on High- Resolution Imaging by Interferometry II, Beckers J.M., Merkle F. - cds. Garching, Germany, p. 413 Пелеманн и др. 1992 // Pehlemann E. et al.: Astron. Astrophys. 256, 701 Пилачовсхи и Совелл 1992 II Pilachovski C.A., Sowcli J.R.: Astron. J. J03, 1668 Поппер 1980 // Popper D.M.: Ann. Rev. Astron. Astrophys. 18, 115 Роддье 1981 // Roddier F.: Progress in Optics, Wolf E. - ed., Amsterdam, 19, p. 281 Роддье 1987 // Roddier F.: J. Opt. Soc. Am. A 4, 48 Свечников M.A. и Тайдакова Т.А. 1984//Астрон. ж. 61, 143 Сорокин Л.Ю., Токовинин A.A. 1985 // Письма в Астрон. журн. Д, 542 Тасул 1987 // Tassoui J.-L.: Astrophys. J. 322, 856

Токовинин 1992// Tokovinin A.: Proc. IAU Coll. 135 Atlanta, Georgia, (ASP Conf. Ser.) 32, 573

Тьебо 1994 // Thiebaut E.: Astron. Astrophys. 284, 340

Уиттл 1985 // Wliittle M.: Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 216, 817

Уиггл и др. 1986 //' Whittle M. et al. : Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 222, 189

Уолкер 1968 // Walker M.F.: Astrophys. J. 151, 71

Фсксл и Эйтер 1989 // Fekel КС., Eittcr J.J.: Astron. J. 97, 1139

Фио 1868 // Fizeau H.: Comp. Rend. Acad. Sei. (Paris) 66, 932

Фрид 1966 // Fried D.L.: J.Opt.Soc.Am. 56,1372

Фрид 1979 II Fried D.L.: Opt. Acta 26, 597

Хабетс и Цваан 1989 // Habets G.M.H.J., Zwaan С.: Astron. Astrophys. 2Д, 56 Ханиф и др. 1995 // Haniff С.А. et al: in press

Харткопф 1992 // Hartkopf W.I.: Proc. IAU Coll. 135 Atlanta, Georgia, (ASP Conf.

Ser.) 32, 459

Харрисон и др. 1986 // Harrison et al.: Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 218, 775

Хайнц 1971 // Heintz W.l). Doppelsteme, Goldmann Verlag, München, 46

Хаммел и др. 1994 // Hummel C.A. et al.: Astron. J. 107, 1859

Хебден и др. 1987 // Hebden J.C. et al.: Astrophys. J. 3J4, 690

Холопов П.Н. 1981 Звездные скопления. M., Наука, гл.З, 162

Хофманн и др. 1995 // Hofmann К.-Н. et al., in: Stellar Surface Structure (IAU Symp.

176), Strassmeier - ed.,Vienna, p.45 Цужи 1976 // Tsuji Т.: Publ. Astron. Soc. Japan 28, 543 Чел и др. 1990 // Chen et al.: Astrophys.J. 352, 224

Illao h jip. 1988 // Shao M. et al.: Astrophys. J. 327, 905 IIIeiLTH h flp. 1987 // Chelli A. et al.: Astron. Astrophys. 177, 51 ffljiocMaH HAp- 1989// Shlosman I. et al.: Nature 338.45 LUo.ihu 1992 // Scholz M.: Astron. Astrophys. 253, 203 36cre0H a Äp. 1989 // Ebstein S.M. et al.: Astrophys. J. 336, 103 3ßaHC a up. 1991 // Evans I.N. et al.: Astrophys. J. 369, L27 3zudihitoh 1926 // Eddington A.S. : in The International Constitution of the Stars, CambrigeUniv. Press

РИСУНКИ

И й I I I г

1 , 4 '" ч X —-Ж-1 ! -Й- а I I |Т

1 Я 1

Рис. 1. Оптическая камера для спекл-интерферометрии в прямом фокусе БТА с набором интерференционных фильтров (пояснения в тексте, п.2.2)

Рис.2. Оптическая камера спекл-интерферометра на основе вогнутой дифракционной решетки (пояснения в тексте, п.2.2)

Рис.3. Блок-схема системы регистрации и цифровой обработки изображений. После определения центров фотонных событий, детектируемых ТВ камерой, координаты х, у поступают в цифровой коррелятор для вычисления i 0> fx, у), либо записываются через буфер на магнитном носителе большой емкости (EXABYTE, DAT).

Рис.4. Автокорреляционная функция двойной звезды Кш 84 : центральный пик с провалом расположен на основании, котрое описывается гауссианой.

Рис. 5. Воссстановление изображения ф Cyg по биспектру: (а) одна из 830 спекл-интерферограмм звезды в поле 2.5"х2.5", полученная с экспозицией 10 мс; (б) двумерный спектр мощности серии изображений; (в) сечение спектра мощности в направлении,

перпендикулярном полосам; (г) дифракционно-ограниченное изображение звезды

Рис. б. (а) Восстановленное изображение тройной звезды ADS 11344 на основе вычисления векторных тройных корреляций, (б) Автокорреляция для ADS 11344

Изображение [01111 Диспергированное Диспергированное

изображение изображение

Рис. 7. Схема, объясняющая основную идею спекл-спектроскопии эмиссионных областей в ядре активной галактики (пояснения в п. 2.9)

РАССТОЯНИЯ В ПАРАХ, УГЛ. СЕКУНДЫ

Рис. 8. Гистограмма выполненных на БТА измерений угловых расстояний р" между компонентами кратных систем

100 80 60 40 20 0

В А Р С К М

Рис. 9. Гистограмма спектральных классов двойных звезд программы

а)

N

б)

г

\

Г)

Рис. 10. Видимые эллипсы движений 4-х двойных звезд [(а) 51 Таи, (б) НЯ 5472, (в) С1 762.1, (г) X Суё ], определенные по данным спекл-интерферометрил, и уклонения измерений от эфемерид (обозначены векторами). В центрах кругов диаметром 0.1" (обозначены пунктиром) помещены главные компоненты систем. Буквой Р обозначены моменты прохождения периастра.

Рис. 11. (а) спектр Капеллы, полученный сложением отдельных изображений в полосе шириной 12 А;

(б) дифференциальное смещение спе-клов в зависимости от X при ориентации компонентов вдоль щели спектрографа;

(в) дифференциальное смещение в случае поперечного расположения пары на щели

н

>>

5888 5890 5892 5894 5896 5898 5£

5888 5890 5892 5894 5896 5898 59

5888 5890 5892 5894 £898 5898 59 Л, А

А, А

Рис. 12. Спектр Капеллы, разделенный на индивидуальные спектры компонентов: сплошная линия - спектр С8/К0Ш - звезды, пунктирная - спектр звезды 00111 с быстрым вращением

dx

0.075

0.050 0.025 0

О 10 20 30

Пх

Рис. 13. Угловой диаметр Бегельгейзе для разных слоев Пх атмосферы для модели (Ttir - 3400 К, log g = 0.5, = 3 км/с).

d/d

1.5 i.n

0.5

5000 6000 7000

X, А

Рис. 14. Диаметр однородного диска Бетельгейзе, HopMajm3oaaHHb»i к значению на

Х7520.

а

о о

о

о

с с

со ° о

- ° о

э

- 1 1 1

/// р - 1 ■ —1 -\ а

-со -40 -20 о 20 ад ео (mas)

-60 -40 -20 О 20

(mas)

Рис. 15. Профили восстановленного изображения R Cas в разных углах {(a) G = 240°, (б) 0 = 150°, (в) 9 = 195° ] в области 7140 А и 7000 А. Показан также профиль опорной звезды (внутренний контур тонким пунктиром). Размеры даны в угловых миллисекундах

Рис. 16. Логарифм спектра мощности изображений 70 Cet (слева) и о Cet (справа) в области 7100 А. В спектре Миры в области высоких частот (периферийные участки) проявляется шум восстановления.

0.8

0.6

0.2

о

Рис. 17. Изображения центральной области ядра NGC 1068 размерами 1.5" х 2.0", полученные со спекл-спектрографом в -эмиссии [ОПТ] при противоположной ориентации век юра дисперсии (показан стрелкой). Изменение профиля излучения вызвано вращением газовых облаков вокруг центра ядра. На рис.а дисперсия направлена вдоль угла 113°. Истинное положение зон излучения 1 и 2 находится на биссектрисе угла между большими осями двух профилей излучения. Шкала изображений - от 10% до 90% максимальной интенсивности.