Содержание к диссертации
ВВЕДЕНИЕ; 5
Глава I. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ МЕТОДА И СПОСОШ ОБРАБОТКИ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ ПОКРЫТИЙ. 12
1.1. Краткая история вопроса 12
1.2. Характер наблюдаемой дифракционной картины и способы ее регистрации 14
1.3. Методы анализа фотоэлектрических наблюдений покрытий звезд Луной 22
Глава 2. АНАЖЗ СИСТЕМАТИЧЕСКИХ И СЛУЧАЙНЫХ ПОГРЕШНОСТЕЙ ВОССТАНОВЛЕНИЯ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЯРКОСТИ 35
2.1. Влияние аппаратурных эффектов 35
2.2. Влияние конечной длины записи данных 43
2.3. Случайный шум, обусловленный флуктуациями числа фотонов 44
2;4. Влияние атмосферных факторов 47
2.5. Влияние неоднородностей лунного лимба 50
Глава 3. ПРИМЕНЕНИЕ МЕТОДОВ РЕШЕНИЯ НЖОРРЕКТНЫХ ЗАДАЧ К АНАЛИЗУ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ НАБЛВДЕНИЙ ПОКРЫТИЙ 55
3.1. Сведение задачи о нахождении стрип-распределе ния яркости к интегральному уравнению
Фредгольма 1-го рода 55
3.2. Нахождение распределения яркости по диску звезды в классе монотонных и ограниченных
функций 59
3.3. Применение метода регуляризации к анализу наблюдений покрытий Луной источников
сложной угловой структуры
3.4. Переход от стрип-распределения яркости к радиальному распределению яркости по
диску звезды 70
3.5. Нахождение радиального распределения яркости непосредственно по кривой
покрытия источника 76
3.6. Исследование влияния распределения яркости по диску звезды на кривую
ее покрытия Луной 78
Глава 4. РЕЗУЛЬТАТЫ АНАЛИЗА ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ ПОКРЫТИЙ 82
4.1. Л Водолея 82
4.2. ТХ Рыб 86
4.3. jvi Близнецов 94
4.4. Результаты наблюдений покрытий, полученные на 48-см рефлекторе Высокогорной Тянь Шанской экспедиции ГАИШ ИЗ
4.5. Результаты наблюдений покрытий, полученные
на 6-м рефлекторе САО АН СССР 120
Глава 5. ИСПОЛЬЗОВАНИЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЯРКОСТИ ПО ДИСКУ ЗВЕЗДЫ ДЛЯ ИЗУЧЕНИЯ СТРОЕНИЯ ЕЕ АТМОСФЕРЫ 131
5.1. Нахождение функции источника в случае плоскопараллельной атмосферы 131
5.2. Нахождение функции источника в случае протяженной сферически-симметричной
атмосферы 142
Глава 6. СРАШЕНИЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЙ ЯРКОСТИ ПО ДИСКАМ КРАСНЫХ ГИГАНТОВ С ДАННЫМИ РАСЧЕТОВ МОДЫ1ЕЙ АТМОСФЕР 158
6.1. Модели протяженных атмосфер при коэффициенте поглощения, не зависящем, от
частоты 158
6.2. Модели протяженных атмосфер, учитывающие зависимость коэффициента поглощения от
частоты 161
6.3. Модели, учитывающие влияние околозвездных пылевых оболочек 166
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 171
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 1
Введение к работе
Исследование) строения атмосфер красных гигантов предетавля-ет большой интерес для изучения этой важной стадии эволюции звезды. Создание надежных моделей их атмосфер необходимо для оценки масс, выяснения условий формирования околозвездных пылевых оболочек и механизма потери массы звезды на поздних этапах ее эволюции. Вместе с тем, расчеты моделей атмосфер красных гигантов связаны с большими трудностями. Низкие температуры верхних слоев этих звезд приводят к очень сложной зависимости коэффициента поглощения от частоты. Кроме того, заметное влияние на перенос излучения в их атмосферах может оказывать присутствие силикатной или графитовой пыли. Анализ спектров красных гигантов указывает на наличие значительных турбулентных движений, что вызывает необходимость рассмотрения роли конвекции в процессе переноса энергии. Высокие скорости турбуленции и малые значения ускорения свободного падения в верхних слоях красных гигантов могут приводить к увеличению протяженности их атмосфер. Это, в свою очередь, приводит к существенному отличию геометрии атмосферы от плоскопараллельной и, учитывая малые плотности атмосфер, вызывает отклонения от локального термодинамического равновесия.
Несмотря на перечисленные трудности, в настоящее время наметился определенный прогресс в построении моделей атмосфер красных гигантов Сем.обзоры /43,49,50,57,100/). Широкое использование ЭВМ позволило расчитать модели, распределение энергии в спектрах которых достаточно хорошо согласуется с наблюдениями.
Однако большинство расчетов было выполнено в предположении плос-копараллельной атмосферы, которое, как уже указывалось, может не соответствовать действительности. Как показывают специальные исследования /200,201/, звезды не слишком больших масс, расположен-ные в области гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела должны иметь протяженные атмосферы. Использование предположения плос-копараллельной атмосферы при расчетах моделей красных гигантов можно объяснить не только значительными трудностями, возникающими в случае сферической геометрии. Дело в том, что до недавнего времени единственным критерием правильности модели было совпадение распределения энергии в ее спектре с наблюдаемыми спектрами красных гигантов. Хотя протяженность атмосферы оказывает влияние; и на спектр звезды /225,226/, в первую очередь этот эффект проявляется в распределении яркости по ее диску. Таким образом, получение; распределений яркости по дискам красных гигантов открывает новые возможности проверки правильности теоретических моделей их атмосфер.
Непосредственные измерения распределения яркости по диску могут быть выполнены только для Солнца, Б ряде случаев анализ кривых блеска затменных переменных также позволяет получить важную информацию о законе потемнения к краю диска звезды /69,73 /. Известно несколько затменных систем, содержащих гиганты поздних спектральных классов /28/. Однако в этих системах размеры спутника обычно во много раз меньше размеров красного гиганта. Поэтому получить распределение яркости по диску компоненты с протяженной атмосферой не представляется возможным, хотя анализ атмосферных затмений дает интересные сведения о структуре оболочки звезды. Угловые диаметры красных гигантов не превышают нескольких сотых долей секунды дуги и исследование распределения яркости по их дискам требует применения методов повышения разрешающей способности телескопов.
В последнее десятилетие в дополнение к существовавшим методам - классическому звездному интерферометру Майкельсона, наблю-дению покрытий Луной и интерферометру интенсивное тей, были разработаны новые методы: спекл-интерферометрия /149/, фотоэлектрические варианты интерферометра Майкельсона /62,104/, интерферометр с использованием лазерного гетеродинироЕания /59/, а также методы активной Сили адаптивной) оптики /5 /. Большой интерес представляют эксперименты, направленные на создание интерферометров с использованием двух независимых телескопов /97,106,151/. Метод спекл-интерферометрии, наиболее широко используемый в настоящее время, Б принципе, может применяться для исследования распределения яркости по дискам красных гигантов. Однако его разрешающая способность ограничена дифракционным пределом наиболее крупных современных телескопов и составляет около 0.02. Тем не менее были предприняты отдельные попытки использования метода спекл-интерферометрии для получения распределений яркости по дискам красных сверхгигантов с наиболее крупными угловыми диаметрами /10,158,160,227/.
Сравнение:: существующих методов повышения разрешающей способности телескопов,показывает /63,67,105,205/, что для решения данной задачи в настоящее время наиболее предпочтительным является метод наблюдения покрытий Жуной. Разрешающая способность, достигаемая при наблюдении покрытий, уступает только интерферометру интенсивностей и приблизительно на порядок превосходит предел метода спекл-интерферометрии. Для ЗЕЄЗД поздних спектральных классов, для которых применение интерферометра интенсивностей сопряжено со значительными трудностями, метод покрытий обеспечивает в настоящее время наивысшую разрешающую способность. Наблюдения покрытий Луной даже сравнительно слабых звезд могут быть выполнены с телескопами умеренного размера. Наконец, с технической точки зрения это, безусловно, наиболее простой метод повышения разрешающей способности телескопов.
Естественно, покрытия Луной могут наблюдаться только для щвезд, расположенных вблизи эклиптики и происходят сравнительно редко. Тем не менее, число объектов, доступных этому методу, оказывается достаточно велико. Как показывают специальные исследования /189/, в полосе неба, охватываемой движением Луны, находятся 307 звезд ярче 8 , имеющих угловой диаметр, превышающий 0#001.
В их число входят 38 красных гигантов с угловым диаметром большим // 0.008. Наблюдения покрытий всех этих звезд вполне доступны метровому телескопу, и можно ожидать, что для многих красных гигантов удастся получить распределения яркости по их диску.
В основе метода лежит анализ дифракционной картины, возни кающей при покрытии звезды краем лунного лимба. Современная экспериментальная техника позволяет успешно регистрировать кривые покрытий даже: у сравнительно слабых объектов и к настоящему времени в этой области накоплен большой наблюдательный материал. Однако применявшиеся ранее методы анализа наблюдений позволяли получить лишь весьма ограниченную информацию об угловой структуре покрываемого источника. Чаще всего этот анализ ограничивался оценкой углового диаметра звезды с задаваемым априорно распределением яркости по диску. Отдельные попытки восстановления распределения яркости по источнику из кривой покрытия не давали уверенных результатов из-за наличия значительных систематических погрешностей, вызванных влиянием аппаратурных эффектов.
Учитывая высокие потенциальные возможности метода и важность получения распределений яркости по дискам красных гигантов для изучения строения их атмосфер, при выполнении настоящей работы были поставлены следующие основные задачи:
1. Сравнение существующих методов обработки фотоэлектрических наблюдений покрытий и выявление источников систематических и случайных погрешностей восстанавливаемого распределения яркости.
2. Разработка методики анализа наблюдений покрытий, позволяющей получить распределение яркости по диску звезды свободное от систематических погрешностей, вызванных влиянием аппаратурных эффектов.
3. Составление и отладка пакета программ математической обработки результатов наблюдений на ЭВМ.
4. Анализ опубликованных наблюдений покрытий красных гигантов с целью получения распределений яркости по их дискам.
5. Проведение фотоэлектрических наблюдений покрытий звезд Луной для выяснения возможностей существующей экспериментальной техни-ки и анализ результатов с целью поиска тесных двойных, измерения угловых диаметров звезд или их верхних пределов.
6. Исследование возможности использования распределений яркости по диску звезды для изучения строения ее атмосферы. Разработка методики нахождения функции источника в атмосфере, звезды для случая плоскопараллельной и сферической геометрии.
7. Сравнение полученных распределений яркости с данными расчетов моделей атмосфер красных гигантов.
В последующих главах диссертации излагаются результаты исследований. В первой главе приведена краткая история вопроса, рассмотрен характер дифракционной картины, наблюдаемой при покрытии звезды, способы ее регистрации и методы обработки фотоэлектрических наблюдений покрытий. Во -второй главе проведен анализ систематических и случайных погрешностей восстановления распределения яркости, включая влияние таких аппаратурных эффектов, как ширина полосы чувствительности приемника, конечный размер апертуры телескопа, постоянная! времени регистрирующей аппаратуры, а также влияние конеяной длины записи данных, атмосферных факторов и неоднородностей лунного лимба. В третьей главе рассмотрен вопрос о сведении задачи восстановления одномерного стрип-распределения яркости по покрываемому источнику к интегральному уравнению Фредгольмаї 1-го рода. Описана методика восстановления распределения яркости, свободного от влияния; аппаратурных эффектов, основанная на использовании современных численных методов решения некорректно поставленных задач. Рассматривается поиск стрип-распределения: яркости в классе монотонных и ограниченных функций и применение метода регуляризации для анализа наблюдений покрытий источников сложной угловой структуры. Приведены разработанные методы нахождения радиального распределения яркости по заданному стрип-распределению и непосредственно по кривой покрытия источника. В четвертой главе проведен анализ опубликованных наблюдений покрытий (h Atyr t ТХ Psc , jw (s em и получены распределения яркости по дискам этих красных гигантов. Кроме того, приведены результаты обработки оригинальных фотоэлектрических наблюдений покрытий восьми звезд, полученных автором на 4&-см рефлекторе Высокогорной Тянь-Шанекой экспедиции ГАИШ и 6-м рефлекторе ОАО АН СССР. В пятой главе изложена разработанная, методика нахождения: функции источника из кривой распределения яркости по диску звезды в случае плоскопараллельной и сферически симметричной атмосферы. В шестой главе проведено сравнение полученных распределений яркости по дискам красных гигантов с результатами расчетов моделей протяженных атмосфер и околозвездных пылевых оболочек.
