Высокоточная электрофотометрия в системе WBVR тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

; Ц О С/ £ 1 ^ ^

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

им. М.В.ЛОМОНОСОВА

Государственный Астрономический институт им. П.К.Штернберга

на правах рукописи

УДК 524.386:358

МОШКАЛЕВ ВИТАЛИЙ ГЕОРГИЕВИЧ

ВЫСОКОТОЧНАЯ ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРИЯ В СИСТЕМЕ ШУИ

МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ.

Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель доктор физико-математических наук

Халиуллин Х.Ф.

МОСКВА -1999

СОДЕРЖАНИЕ

ВВЕДЕНИЕ........................005

ГЛАВА I РАЗРАБОТКА НОВОЙ МНОГОЦВЕТНОЙ

ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ СИСТЕМЫ WBVR. ........022

§1.1 Определение новой широкополосной фотометрической системы WBVR.

Кривые реакции и первичный стандарт . . . . .022 §1.2 Фотометрическая аппаратура для проведения работ по фундаментальной астрофотометрии и методы ее исследования...........032

1.2.1 Реализация и исследование инструментальных кривых реакции фотометрической системы

WBVR.....................034

1.2.2 Стабильность измерительного тракта......037

1.2.3 Новый эффективный способ определения и контроля параметров нелинейности

фотоэлектрической аппаратуры...... . . .040

1.2.4 Исследование аппаратурных азимутальных эффектов...................044

1.2.5 Исследование эффектов поляризации света

в четырехканальном WBVR-фотометре . . . . . .047 §1.3 Итерационный метод учета атмосферной экстинкции при гетерохромной

астрофотометрии ...... ........ .048

1.3.1 Вычисление внеатмосферных величин . . . . . .049

1.3.2 Восстановление распределения энергии в спектрах звезд....................053

1.3.3 Восстановление спектрального коэффициента прозрачности атмосферы............056

1.3.4 Наблюдения пары звезд............059

1.3.5 Обработка наблюдений.............061

1.3.6 Редукция наблюдений в стандартную систему ; .065 §1.4 Прозрачность атмосферы в Заилийском Алатау

(Тянь-Шань) по результатам WBVR-фотометрии. .067

ГЛАВА II СОЗДАНИЕ СЕТИ ВЫСОКОТОЧНЫХ ВТОРИЧНЫХ

СТАНДАРТОВ И ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ ОБЗОР ЯРКИХ ЗВЕЗД В НОВОЙ ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ

СИСТЕМЕ WBVR.................071

§2.1 Критерии отбора звезд для использования их в качестве вторичных стандартов. Контроль за постоянством блеска

звезд—стандартов...............071

§2.2 Методика наблюдений системы стандартов и

обработка результатов............074

§2.3 Увязка результатов фотометрических измерений с целью создания единой системы вторичных WBVR-стандартов, распределенных по всему

небу.....................076

§2.4 Результаты многоцветных обзорных измерений

ярких звезд в фотометрической системе WBVR„ .084

ГЛАВА III ПРИМЕНЕНИЕ МНОГОЦВЕТНОЙ СИСТЕМЫ WBVR ДЛЯ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ РЯДА

ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД.....................090

§3.1 Открытие переменности

42Per=HD 23848=V467Per............090

§3.2 Исследование постоянства блеска первичного стандарта системы WBVR и группы

контрольных звезд.......... ... .093

3.2.1 Исследование первичного стандарта. . . . . .093

3.2.2 Открытие переменности у HD 221142 и

HD 221829 ..................095

§3.3 HD 18878 =V 509 Per, открытие переменности

и исследование..........................098

§3.4 Открытие переменности и исследование

PG 1711+336 = V 795 Her...........100

§3.5 Патрульный мониторинг интересных

астрофизических объектов (HZ Her) ..... .103

ГЛАВА IV ПРИМЕНЕНИЕ МЕТОДИКИ И РЕЗУЛЬТАТОВ WBVR ФОТОМЕТРИИ ДЛЯ РЕШЕНИЯ НЕКОТОРЫХ

НЕСТАНДАРТНЫХ АСТРОФИЗИЧЕСКИХ ЗАДАЧ . . . . .109 §4.1 Исследование постоянства блеска первичного спектрофотометрического стандарта — a Lyr

на снове WBVR — фотометрии..........109

§4.2 Создание сети синтетических распределений энергии в спектрах звезд различных спектральных классов для применения в

WBVR — фотометрии ........... ...115

§4.3 Показатели цвета Солнца и звезд Гиад в

системе WBVR.........................129

ЗАКЛЮЧЕНИЕ. ......................140

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ.........................143

ВВЕДЕНИЕ

Многоцветные фотометрические системы до сих пор имеют большое значение для исследований в различных областях астрофизики. Измерение потоков излучения астрофизических объектов в нескольких полосах спектра стало одним из основных астрономических методов, поскольку дает возможность при измерении более слабых световых потоков получить большую точность по сравнению со спектрофотометрическими методами. В то же время, фотометрия обладает значительной информативностью при использовании сравнительно простого оборудования. Важность многоцветных наблюдений возрастает в связи с применением современной приемной аппаратуры, в частности, матричных двухмерных приемников излучения, позволяющих одновременно измерять с фотоэлектрической точностью яркости десятков звезд в фокальной плоскости телескопа. Для многих таких объектов, особенно недостаточно ярких, до сих пор нет спектроскопических наблюдений и единственной возможностью определения их физических характеристик (эффективных температур, силы тяжести на поверхности, химического состава, величины межзвездной экстинкции в направлении на объект и др.) являются звездные величины в многоцветных фотометрических системах (1/ВУ, и^вт и др.).

Достоверность результатов наблюдений во многом зависит от точности применяемых методов получения и обработки данных, от их соответствия используемой аппаратуре. Проблема повышения точности фотометрических данных остается одной из наиболее актуальных в наблюдательной астрофизике, особенно при получении кривых блеска переменных звезд и абсолютной привязке исследуемых звезд к стандартам, поскольку применяемые методы проведения наблюдений и

обработки полученного материала не всегда позволяют полностью реализовать возможности, предоставляемые современными техническими средствами.

Использование современных источников излучения и методов регистрации, основанных на счете фотонов, применение автоматических многоканальных термостабилизированных фотометров с параллельной регистрацией потока в нескольких участках спектра и считывание информации непосредственно в память ЭВМ для предварительной обработки результатов измерений в реальном масштабе времени и оперативного управления процессом наблюдений позволяют достичь аппаратурной точности порядка О Г 002, как это видно на примере проведения заатмосферных спутниковых наблюдений, которые, однако, пока ещё довольно дороги и не могут полностью заменить наземных. В принципе, при благоприятных условиях, такую точность можно получить и во время наземных наблюдений, например на высокогорных обсерваториях. Однако при выносе наблюдений за атмосферу эта точность зачастую теряется, поэтому столь актуальной становится задача усовершенствования методов корректного учета поглощения излучения в земной атмосфере, особенно при широкополосных (гетерохромных) наблюдениях - редукции наблюдений за атмосферу. К моменту начала наших работ состояние решения этой задачи можно было охарактеризовать достигнутой точностью 0^02 -г- 0Г04, что значительно ниже аппаратурных возможностей.

Подчеркнем, что речь идет об исключении при редукции систематических ошибок. Случайные же ошибки за счет атмосферных мерцаний, быстрых изменений прозрачности, фотонного шума и других причин могут быть больше, но их при необходимости можно подавить увеличением числа независимых измерений.

При решении этой задачи следует учитывать тот факт, что принятой методике редукции необходимо поставить в соответствие требования и к аппаратуре, и к порядку проведения наблюдений, и к обработке данных, — т.е. встает задача разработки высокоточной методики наблюдений и их обработки. Она и является основной целью данной работы.

Следует сразу отметить, что далеко не все наблюдательные задачи требуют применения прецизионных методик в полном объеме, например, при дифференциальных измерениях переменных звезд и объектов по отношению к близкому по цвету и расположению на небе стандарту требования к методу учета атмосферной экстинкции заметно снижаются. Но тогда сам наблюдатель должен в каждом конкретном случае выбирать, что именно из предложенного является существенным для его работ. В случае фундаментальной фотометрии, когда цветовые характеристики объекта получаются путем сравнения со звездами, далекими и по расположению на небе, и по спектральному классу, необходим корректный учет всех факторов, влияющих на измеренные за время наблюдений величины и показатели цвета звезд. В значительной мере это справедливо и для звезд, близких по положению, но значительно отличающихся по спектральным классам, для которых имеется необходимость проведения наблюдений на больших воздушных массах. С такими условиями приходится сталкиваться при наблюдениях переменных объектов с характерными временами изменения блеска (и цвета), сопоставимыми с интервалом заметного изменения воздушной массы за время проведения наблюдений, особенно с периодами более 2 часов. Необходимо применение высокоточной методики и при обработке наблюдений с применением многоканальных фотометров с отдельными каналами для нескольких объектов, а также с ПЗС-приемниками (ССБ-матрицами), поскольку в обоих случаях желательно

иметь в одном поле зрения прибора более яркие звезды сравнения. Но далеко не всегда удается найти в ближайшей окрестности звезды с близкими распределениями энергии в спектрах, а тем более с аналогичными спектральными особенностями (например, наличием эмиссионных линий, полос поглощения и т.п.). Учет различия поглощения излучения таких звезд земной атмосферой значительно расширяет возможность наблюдений звезд в менее благоприятных условиях без существенной потери точности, а следовательно, повышает достоверность результатов и эффективность работы телескопов.

Решение проблемы воспроизводимости данных, полученных из наблюдений в многоцветных фотометрических системах, повышения их точности, существенно зависит и от выбора спектрального интервала (положения цветовых полос системы в спектре), и от соотношения (привязки) получаемых величин с энергетическими параметрами (нуль - пунктом системы), а иногда даже и от методов обработки наблюдений, — т.е. от способа определения системы.

Способ задания многоцветных фотометрических систем связан с основными целями, которые авторы ставят перед собой. Традиционной целью является создание каталогов - собрание наблюдений большого числа звезд различных спектральных классов по всему небу или в избранных областях, проведенных для определения и взаимного сравнения физических характеристик астрофизических объектов. При решении многих задач, например, для изучения пространственного распределения межзвездной материи, большое значение имеет спектральная классификация звезд в избранной площадке. Для спектральной классификации программных звезд важно, в основном, определение показателей цвета, т.е. соотношения величин энергетических потоков в различных участках спектра данного объекта, аналогично со спектрофотометрией, но с существенно большей

точностью и проницающей способностью. При этом достаточно задать избранные спектральные полосы и точку отсчета системы цветов. Для изучения переменных звезд достаточно иметь только величины звезд сравнения в окрестности исследуемой звезды в какой-либо стандартной системе, близкой к инструментальной, чтобы можно было бы сравнивать результаты индивидуальных оценок других авторов. В случае, если каталог применяется для решения прикладных задач, например, астроориентации, существенным становится еще и точное значение соотношения световых потоков от звезд, равномерно расположенных по всему небу.

В более общем виде задача фундаментальной астрофотометрии ставится в виде проведения периодических обзоров звездного неба с максимально возможной точностью определения, как величин, так и цветов, чтобы иметь возможность по мониторным оценкам выявлять у звезд переменность физических параметров долговременного характера. Некорректности, которые допускают авторы при закладке фотометрических систем, ставят под сомнение возможность решения такой задачи. Они сильно затрудняют сравнение результатов, полученных другими наблюдателями в близких, но слегка различающихся полосах спектра, снижают точность, а, следовательно, и достоверность полученных результатов. Наиболее существенно это сказывается при сравнении наблюдений, полученных в разные годы даже на одной и той же наблюдательной станции, с применением той же штатной аппаратуры, а тем более, если необходимо сравнивать данные различных участников программы с разных обсерваторий.

Актуальность разработки новой фотометрической системы связана с некоторыми неопределенностями, возникшими при создании и реализации различными авторами многих фотометрических систем,

получивших широкое распространение, в основном, благодаря большому количеству наблюдений разнообразных астрономических объектов.

Имеет смысл рассмотреть типичные ошибки такого рода на примере истории наиболее известной фотометрической широкополосной системы UBV Джонсона. Несмотря на то, что они хорошо известны, некоторые из них продолжают проявляться до сих пор.

Раньше фотометрическая система считалась заданной, если было проведено достаточно большое количество наблюдений различных звезд с разнообразными распределениями энергетического потока по спектру. Иногда измерялись специально подобранные группы звезд для возможности перевода (редукции) последующих наблюдений из индивидуальных инструментальных систем в стандартную, при этом обычно неявно предполагалось, что трансформация проводится эмпирическими полиномами, параметры которых получены из наблюдений. Таким способом были заданы, например, известные интернациональные фотометрические системы IPg,IPv и их фотоэлектрическая реализация система PV (Сире, 1922 , Стеббинс и др., 1950). Точные кривые реакции этих систем остались неизвестными, поскольку не исследовались даже характеристики инструментальной системы, закрепленной в списке звезд Полярного ряда, утвержденном в качестве стандартной интернациональной системы IPg,IPv (а затем и PV), не говоря уж об инструментальных системах участников программы на разных обсерваториях. Кроме того, при выводе средних величин стандартных звезд применялись линейные уравнения связи между различными инструментальными системами, без соответствующей проверки, что было далеко от действительности из-за неодинакового включения ультрафиолетового излучения в аппаратуре разных авторов. Из-за этих же недостатков интернациональная система не получила

широкого распространения, а большое количество наблюдений в этой системе оказалось ныне практически бесполезным.

При задании системы ивУ (Джонсон и Морган, 1951) в какой-то мере были учтены ошибки создания систем IPg,IPv, и РУ. Анализируя соотношения фотоэлектрических индексов Р-У общих звезд разных авторов, Джонсон обнаружил, что они, как правило, не линейны и многозначны по причине неодинакового включения излучения в области бальмеровского скачка в кривые реакции синих величин. Чтобы исправить создавшееся положение, необходимо было разработать либо единую методику учета этих нелинейностей, либо новую фотометрическую систему. В результате появилась система 17ВУ, в которой величина и считалась мерой интенсивности ультрафиолетового излучения за бальмеровским скачком, В - до скачка, а индекс 11-В должен был полностью исключить его влияние на дальнейшие редукции. Авторами были проведены в какой-то мере исследования кривых реакции. Однако, из использованных при первоначальной реализации системы деталей фотометра и питающей оптики (алюминированные зеркала телескопа, светофильтры, линза Фабри из кварца и флуорита, склеенная бальзамом, фотоумножитель без охлаждения) были измерены на монохроматоре при комнатной температуре лишь пропускание светофильтров и спектральная чувствительность фотоумножителя. Отражение света алюминированными зеркалами и пропускание кварцево-флуоритовой линзы Фабри принималось неселективным и не учитывалось. В результате перемножения кривых пропускания фильтров и кривых чувствительности фотоумножителя были получены кривые реакции системы 11ВУ, которые и были опубликованы. В дальнейшем конкретные элементы оптического тракта неоднократно менялись, однако, несмотря на изменения в аппаратуре, наблюдения с фактически разными кривыми реакции, полученными в разные сезоны (зима

1950-1951гг. и лето 1951г.) считались выполненными в единой стандартной системе. Нерешенным остается и вопрос о корректном учете пропускания в красном участке спектра в районе А. 7000 А ("красной утечки", "red leak") ультрафиолетового (Corning 9863) и синего (Corning 5030) фильтров, входивших в первоначальную реализацию системы UBV. Авторами было отмечено, что пропускание в красной части спектра ультрафиолетового фильтра U учтено, но пропускание синего фильтра В не учитывалось, т.к. его величина примерно на порядок меньше. В целом практический учет красного пропускания фильтров вес�