Наблюдения взрывных переменных звезд на многоканальном фотометре Кожевников Валерий Петрович

Содержание к диссертации

Введение

1 Многоканальный фотометр Коуровской обсерватории 21

1.1 Устройство многоканального фотометра Коуровской обсерватории 23

1.2 Исследование линейности и световых потерь по полю фотометра 28

1.3 Анализ шумов фотометра 31

1.4 Совершенствование конструкции фотометра 42

1.4.1 Наблюдения в условиях нестабильной яркости неба 42

1.4.2 Канал для непосредственных измерений фона неба 45

1.4.3 Автоматическая гидирующая система 70-см телескопа 48

1.5 Преимущества многоканальной фотометрии 54

2 Первое обнарулсение оптических колебаний промежуточного поляра V709 Cas 65

2.1 Наблюдения 66

2.2 Анализ наблюдений и обсуждение результатов 69

2.3 Выводы 86

3 Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты в вероятной взрывной переменной NSV 2872 (Аиг 2) 88

3.1 Наблюдения 89

3.2 Анализ наблюдений и результаты 92

3.3 Обсуждение результатов 104

3.4 Выводы 112

4 Короткопериодические изменения блеска звезды V747 Cyg 113

4.1 Наблюдения 114

4.2 Анализ наблюдений и результаты 116

4.3 Обсуждение результатов 121

4.4 Выводы 124

5 STRONG Обнарулсениє сверхгорбов в звезде AT Cnc, являющейся карликовой новой

подтипа Z Cam STRONG 125

5.1 Наблюдения - 127

5.2 Анализ наблюдений и результаты 128

5.3 Обсуждение результатов 141

• Исследование линейности и световых потерь по полю фотометра
• Канал для непосредственных измерений фона неба
• Анализ наблюдений и обсуждение результатов
• Анализ наблюдений и результаты

Введение к работе

Актуальность темы

Взрывные переменные представляют собой интересную группу двойных звезд. В такой двойной системе одна из звезд является белым карликом, а вторая - красным карликом позднего спектрального класса. Типичные орбитальные периоды таких систем 1-10 часов. Красная звезда-компаньон, заполняя свою полость Роша, теряет вещество и передает его белому карлику. Обладая угловым моментом, передаваемое вещество не может падать прямо на поверхность белого карлика. В системах, в которых белый карляк не имеет сильного магнитного поля, падающее вещество формирует аккреционный диск. Газ в диске постепенно приближается к белому карлику, высвобождая гравитационную потенциальную энергию. Аккреция вещества на белые карлики, обладающие мощным магнитным полем, происходит под управлением этого поля.

Среди взрывных переменных наиболее известны Новые звезды. Они привлекают внимание благодаря огромной амплитуде изменений блеска - от 6^т до 19^т. Вспышки Новых звезд вызваны термоядерным взрывом богатого водородом материала, который аккре-цируется на белый карлик. Другая группа взрывных переменных -карликовые новые звезды. Их вспышки не обладают такими большими амплитудами, как вспышки Новых звезд. Во вспышке карликовые новые только в 6-100 раз оказываются более яркими, чем в состоянии покоя. Вспышка карликовой новой, как считают, происходит благодаря высвобождению гравитационной потенциальной энергии, вызванной временным увеличением темпа передачи белому карлику вещества, накопленного в диске. Еще одна группа взрывных переменных - новоподобные переменные. Темп массообмена в таких системах устойчив, и полная светимость изменяется относительно ее среднего уровня только слетка. Кроме того, темп массообмена в новоподобных переменных намного выше по сравнению с карликовыми новыми, находящимися в состоянии покоя, и поэтому их аккреционные диски очень ярки.

Особенно интересны взрывные переменные, в которых белый карлик имеет сильное магнитное ноле. Поскольку вещество в аккреционном потоке частично ионизовано, в таких системах оно не может сформировать диск. Вместо этого плазма движется вдоль линий магнитного поля и падает на магнитные полюса белого карлика,

І «ж. идаїтмльнля | SMMJtorau

образуя аккреционные колонны или аккреционные занавесы. При этом возникает мощное рентгеновское и ультрафиолетовое излучение. В системах, в которых магнитное поле белого карлика достаточно сильно, красная звезда и белый карлик находятся в синхронном вращении. Такие системы называются полярами. Магнитное поле в этих звездах полностью управляет процессом аккреции. В промежуточных полярах, в которых, как считают, белые карлики имеют более слабые магнитные поля, период вращения белого карлика не синхронизован с орбитальным движением и оказывается короче орбитального периода. Характерной особенностью промежуточных поляров являются высокостабильные периодические колебания, наблюдаемые в оптическом и рентгеновском излучении, вызванные несинхронным вращением белого карлика.

Новые взрывные переменные открываются постоянно. К настоящему времени идентифицировано более четырехсот таких систем. Каждый новый объект обнаруживает новые свойства, которые увеличивают наїли знания явления взрывных переменных. Причина привлекательности взрывных переменных состоит в том, что они показывают чрезвычайно богатое разнообразие поведения во всех диапазонах электромагнитного спектра от радио до гамма-лучей и в широком диапазоне масштабов времени. Временной масштаб их переменности - от секунд до миллионов лет. Благодаря широкому разнообразию физических состояний и физических процессов взрывные переменные представляют собой уникальную лабораторию для изучения двух фундаментальных астрофизических процессов: аккреции и эволюции двойных звезд.

Одно из наиболее крупных достижений в понимании взрывных переменных произошло благодаря интерпретации орбитальной кривой блеска карликовой новой U Gem, форма которой определялась излучением горячего пятна, возникающего на краю аккреционного диска в том месте, где струя аккреционного потока ударяет в диск (Смак, 1971; Уорнер и Натер, 1971). Тридцатью годами позже наше физическое понимание взрывных переменных значительно возросло, но наблюдатели все еще ссылаются на кривую блеска U Gem, как определяющую стандартную модель. К настоящему времени мы должны были бы знать орбитальные кривые блеска большого количества звезд, которые позволили бы понять, как различные орбитальные эффекты, такие как излучение горячего пятна, переработка красной звездой излучения белого карлика, эффекты эллипсоидаль-ности и т.д., распределены среди различных подтипов взрывных переменных. Но таких исследований нет, поскольку получение точной орбитальной кривой блеска взрывной переменной, позволяющей выявить эти орбитальные эффекты, оказывается трудной задачей.

it,- .-4 Jf-И

Причина этого заключается в том, что взрывные переменные обладают большим разнообразием периодических, квазипериодических и апериодических изменений блеска в различных временных масштабах. Эти изменения блеска представляют самостоятельный научный интерес, однако, проявляют себя по отношению друг к другу, также как и по отношению к перечисленным выше орбитальным эффектам, как источники шума. Отсюда следует, что фотометрические исследования взрывных переменных специфичны. В них широко применяются Фурье-анализ и другие методы, позволяющие выделить представляющие интерес колебания, искаженные шумом. Колебания блеска, полностью скрытые в шуме, могут быть обнаружены только в том случае, когда наблюдения имеют большую продолжительность. Чтобы охватить весь временной диапазон изменений блеска, фотометрические наблюдения взрывных переменных должны обладать высоким временным разрешением.

Кроме упомянутых орбитальных эффектов, в орбитальных кривых блеска могут наблюдаться затмения аккреционного диска красным карликом. Типичным примером затменной системы является UX UMa (Книгге и др., 1998). Изменения блеска с орбитальным периодом в полярах могут вызываться также изменяющимся ракурсом аккреционной колонны (Андронов, 1986). Изменения блеска в масштабе орбитального периода могут быть вызваны прецессирующим эксцентрическим или наклоненным к орбитальной плоскости аккреционным диском (положительные или отрицательные сверхгорбы) (Паттерсон и др., 1993).

Среди задач, требующих высокого временного разрешения, особенно интересными представляются наблюдения промежуточных по-ляров, переменность которых обусловлена несинхронным вращением магнитного белого карлика. Наблюдаемые периоды такой переменности находятся в диапазоне от десятков секунд до часов (Паттерсон, 1994). В некоторых классических полярах обнаружены квазипериодические колебания во временном масштабе секунд. В течение долгого времени такие колебания оставались обнаруженными только в четырех полярах (VV Pup, AN UMa, V834 Cen, EF Eri (Ларссон, 1995)) и не так давно были найдены еще в одном поляре, а именно BL Нуі (Мидледич и др., 1997). Наблюдения таких колебаний требуют временного разрешения не хуже нескольких десятых долей секунды. Высокого временного разрешения требуют и наблюдения квазикогерентных колебаний с периодами в диапазоне десятков секунд, возникающие в карликовых новых на спаде вспышки. Эти колебания также известны очень давно, но и сейчас интерес к ним не ослабевает (Воудт, 2002). Нельзя не упомянуть и исследования быстрой хаотической переменности на временных масштабах

от секунд до часов, называемой фликерингом взрывных переменных.

Благодаря развитию вычислительной техники в начале 80-х годов появилась возможность использовать малые ЭВМ для непосредственной регистрации фотометрических данных. Примерно в то же время Государственным астрономическим институтом им. П.К. Штернберга была организована программа координированных наземных и космических наблюдений рентгеновских источников, некоторые из которых требовали наблюдений с высоким временным разрешением, которое способна обеспечить непосредственная регистрация данных в памяти ЭВМ. Благодаря этой программе и наличию ЭВМ "Наири-К", позволяющей осуществлять регистрацию данных, в Коуровской обсерватории возник интерес к проведению наблюдений такого рода.

В этих наблюдениях применялся простой одноканальный фотометр. Однако вскоре нам стало ясно, что такой фотометр недостаточно эффективен в наблюдениях с целью поиска и анализа быстрых колебаний блеска. Необходимость контроля эффектов, которые могут быть вызваны атмосферой Земли, требовала проводить измерения светового потока звезды сравнения, прерывая для этого наблюдения программной звезды. Это снижало информативность наблюдений. Очевидно, фотометр, позволяющий проводить наблюдения программной звезды непрерывно, способен наиболее эффективно решать такие задачи, а для этого он должен обладать вторым каналом для непрерывных наблюдений звезды сравнения. Кроме того, такой фотометр способен компенсировать влияние на результаты измерений поглощения света тонкими облаками и туманом, что позволит увеличить общую продолжительность наблюдений благодаря использованию нефотометрических ночей.

Двухзвездный фотометр был сконструирован и изготовлен автором в Коуровской обсерватории еще в конце 80-х годов. Однако в то время его работа не была достаточно эффективной. Двухзвездный фотометр использовался совместно с телескопом АЗТ-3, не имеющим компьютерного управления микрометрическими движениями, которое представлялось крайне необходимым для обеспечения непрерывности наблюдений. Даже его использование совместно с 70-см телескопом, также сконструированным и изготовленным в Коуровской обсерватории в 1994 г. и имеющим компьютерное управление микрометрическими движениями, в первое время оказалось все еще недостаточно эффективным. Поэтому цели настоящей диссертационной работы мы формулируем следующим образом:

Цель диссертации

1. Сконструировать и изготовить автоматизированный многоканальный фотометр, обеспечивающий одновременные наблюдения двух звезд и позволяющий проводить наблюдения колебаний блеска переменных звезд во временных масштабах от секунд до часов;

2. Исследовать характеристики фотометра, точность измерений на нем и возможности обнаружения и анализа быстрых изменений блеска переменных звезд, проведя наблюдения звезд, характер переменности которых известен из литературных источников;

3. На основании проведенных исследований и приобретенного опыта работы модифицировать конструкцию фотометра с целью устранения обнаруженных недостатков и повышения его эффективности;

4. Провести фотометрические наблюдения ряда малоисследованных взрывных переменных звезд с целью обнаружения среди них объектов, показывающих новые и ценные в научном отношении наблюдательные факты;

5. Провести детальный анализ этих наблюдений с целью выяснения характерных особенностей обнаруженной переменности блеска и дать качественную интерпретацию результатов в свете существующих представлений о строении и эволюции взрывных переменных звезд.

Научная яовизиа

Наблюдательные результаты, приведенные ниже, получены из собственных фотометрических наблюдений автора, проведенных на сконструированном и изготовленном им фотометре. В работе впервые сделано следующее:

6. Для центрирования звезд в диафрагмах многоканального фотометра и офсетного гидирования применена предложенная автором оригинальная оптическая система, обеспечивающая высокоточное центрирование звезд в течение наблюдательной ночи;

7. На основе Фурье-анализа проведен анализ шумов дифференциальных кривых блеска, полученных с помощью фотометра;

8. Показано, что шум в дифференциальной кривой блеска, вызываемый дрожанием звездных изображений в диафрагмах фотометра, может быть в значительной степени подавлен благодаря корреляции движения изображений;

4. В промежуточном поляре V709 Саз впервые обнаружены оптические колебания с периодами 312.77 и 317.94 с, соответствующие колебаниям с периодом, найденным в рентгеновском излучении и отождествляемым с периодом вращения белого карлика, и колебаниям с периодом биений межу орбитальным периодом и периодом вращения белого карлика, а также их первые гармоники;

5. Поставлены пределы на возможную величину орбитального периода двойной системы V709 Cas. Орбитальный период должен находиться в интервале 5.26-5.43 часа;

6. Открыты когерентные колебания с периодом 87.65 минуты в звезде NSV 2872, заподозренной в принадлежности к типу взрывных переменных, говорящие о том, что эта звезда с большой вероятностью является промежуточным поляром;

7. Впервые найдены надежные признаки слабого фликеринга в кривых блеска и спектрах мощности звезды NSV 2872. В спектре, полученном Лиу и Ху (2000), NSV 2872 не показала эмиссионных линий, что нетипично для взрывной переменной. Однако обнаружение слабого фликеринга говорит о том, что NSV 2872 может быть необычной взрывной переменной, находящейся в состоянии низкого темпа массообмена;

8. В кривых блеска и спектрах мощности звезды V747 Cyg, считавшейся спектрально подтвержденной взрывной переменной, обнаружено полное отсутствие фликеринга на уровне тысячных долей звездной величины. Следовательно, V747 Cyg не является взрывной переменной;

9. В кривых блеска звезды V747 Cyg впервые найдены плавные и, по-видимому, периодические колебания с вероятными периодами 5.77, 7.41 и 7.59 часа и амплитудой 0^т.01 - 0^т.02. Эти периоды и амплитуда, а также поведение колебаний в различных цветах являются типичными для переменных Be звезд. Принимая во внимание литературные данные о спектрах этой звезды (Цвиттер и Мунари, 1994; Доунс и др., 1995), можно с большой уверенностью полагать, что эта звезда является переменной Be звездой;

10. В кривых блеска звезды AT Спс, являющейся карликовой новой подтипа Z Саш, впервые найдены колебания с периодом 4.7 часа. Сравнение с орбитальным периодом AT Спс, найденным Ногами и др. (1999), показывает, что эти колебания могут представлять собой отрицательные сверхі орбы, так как их период в среднем на 3% короче орбитального периода. Обнару-

жение этих колебаний означает, что AT Спс является системой, показывающей сверхгорбы и имеющей при этом довольно большой орбитальный период и большое отношение масс компонентов. Это также первое обнаружение сверхгорбов в карликовой новой подтипа Z Cam.

Практическая и научная ценность

Практическая ценность работы заключается в том, что в ней показаны возможности многоканальных фотометров в получении высокоточных наблюдательных данных при проведении наблюдений даже в нефотометрических условиях. Такие наблюдения возможны, благодаря способности одновременных наблюдений двух звезд, находящихся на малом угловом разделении, компенсировать влияние на результаты измерений поглощения света тонкими облаками и туманом. Это не только увеличивает общую продолжительность наблюдений, но и делает полученные из наблюдений результаты в значительной степени независимыми от внешних условий. Такая методика наблюдений позволяет избежать ошибочных выводов, когда эффекты, вызываемые атмосферой Земли, могли бы быть интерпретированы как особенности изменений блеска, присущие исследуемой звезде.

Непрерывность наблюдений в течение наблюдательной ночи, которой можно добиться, даже несмотря на появление тонких облаков или тумана, крайне важна для поиска и анализа периодических колебаний, скрытых в шуме. Улучшение чувствительности обнаружения колебаний происходит также благодаря снижению шума, вызываемого дрожанием изображений звезд в диафрагмах фотометра. Этот шум может быть в значительной степени подавлен благодаря корреляции движения изображений.

Показана возможность использования автоматического гидиро-вания. Автоматическое гидирование не только улучшает точность центрирования звезд в диафрагмах фотометра и позволяет использовать диафрагмы меньших размеров, но и существенно повышает производительность труда. При автоматическом гидировании получение непрерывных кривых блеска в течение продолжительных зимних ночей оказывается простым делом.

Практическую ценность имеет сравнение чувствительности обнаружения скрытых в шуме периодических колебаний при применении различных методов анализа. Оказалось, что метод поиска скрытых периодичностей, основанный на использовании классического дисперсионного анализа, обладает более высокой чувствительностью по сравнению со спектрами мощности, вычисляемыми с по-

мощью алгоритма быстрого преобразования Фурье. Не уступающим по чувствительности методу дисперсионного анализа оказался метод вычисления спектров мощности посредством аппроксимации синусоидой кривых блеска, свернутых с перебором пробных периодов. Однако этот метод обладает тем преимуществом, что оказывается нечувствительным к кратным периодам в свернутой кривой блеска, тогда как чувствительность к кратным периодам метода дисперсионного анализа затрудняет интерпретацию результатов наблюдений.

Научная ценность работы состоит в обнаружении новых наблюдательных фактов для звезд V709 Cas, NSV 2872, V747 Cyg и AT Спс. Показано, что в промежуточном поляре V709 Cas, в котором оптические колебания обнаружены нами впервые, форма импульса колебаний, соответствующих периоду биений между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом, существенно отличается от формы импульса колебаний, период которых соответствует периоду вращения белого карлика. Этот факт может быть интерпретирован в модели аккреционного занавеса промежуточных поляров (Хеллиер, 1995), что ведет к лучшему пониманию процессов аккреции во взрывных переменных. Оценен орбитальный период системы V709 Cas, что имеет значение в понимании эволюционного статуса этой звезды. Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты и слабого фликеринга в звезде NSV 2872, которая к началу наблюдений не считалась взрывной переменной (Лиу и Ху, 2000), делает эту звезду очень интересным объектом. Необычность этой звезды, а именно ее красный цвет и слабая активность фликеринга, может быть связана с вековой эволюцией взрывных переменных и имеет отношение к модели "зимней спячки" (hibernation) (Шара и др., 1986). Наши наблюдения показали, что звезда V747 Cyg не является взрывной переменной. Характер обнаруженных изменений блеска, а также литературные данные о спектрах этой звезды (Цвиттер и Мунари, 1994; Доунс и др., 1995) говорят о том. что эта звезда может быть переменной Be звездой. Результат представляется ценным. Звезды этого типа в последнее время привлекают к себе большое внимание. Обнаружение сверхгорбов в звезде AT Спс ценно тем, что в этой системе обнаружены отрицательные сверхгорбы, а звезды, показывающие таковые, являются редкими. Это тем более ценно, потому что AT Спс оказалась первой карликовой новой в подтипе Z Cam, показывающей сверхгорбы.

Основные результаты, полученные нами для звезд V709 Cas и NSV 2872, признаны за рубежом. Полученные нами наблюдательные данные V709 Cas включены в седьмое издание каталога Рит-тера взрывных переменных (Риттер и Колб, 2003), в базу данных

взрывных переменных Кубе и др. (Kube J., Gansicke В.Т., Hoffmann В.) на интернет-сайте и в интернет-сайт Мукая (Mukai К.), посвященный промежуточным полярам, . Полученные нами наблюдательные данные NSV 2872 включены в "живое" издание каталога взрывных переменных звезд Доунса и др. (2001) на интернет-сайте "^- downes/cvcat и в базу данных взрывных переменных Кубе и др.

Основные результаты, выносимые на защиту

Все наблюдательные результаты получены впервые на основе проведенного автором анализа собственных фотометрических наблюдений на сконструированном и изготовленном им фотометре.

1. Особенности конструкции многоканального фотометра, сконструированного и изготовленного автором работы. Эти особенности заключаются в использовании для центрирования звезд в диафрагмах фотометра предложенной автором оригинальной оптической системы, позволяющей сохранять высокоточное центрирование двух звезд в диафрагмах, а также в применении автоматической гидирующей ПЗС-системы, позволяющей поддерживать высокоточное центрирование звезд в малых диафрагмах (12" - 16");

2. Первое обнаружение оптических колебаний с периодами 312.77 и 317.94 секунды промежуточного поляра V709 Cas, которые соответствуют рентгеновскому периоду и периоду биений между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом, обнаружение особенностей формы импульсов оптических колебаний, которые могут быть интерпретированы в модели аккреционного занавеса промежуточных пол яров, а также оценка величины орбитального периода двойной системы V709 Cas в пределах 5.26-5.43 часа;

3. Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты в звезде NSV 2872, которые показывают, что эта звезда с большой вероятностью является промежуточным поляром, а также обнаружение слабого фликеринга, который означает, что эта звезда является необычной взрывной переменной с очень низким темпом массообмена;

4 Обнаружение отсутствия фликеринга на уровне тысячных долей звездной величины и плавных и, по-видимому, периодичс-

ских колебаний блеска звезды V747 Cyg с вероятными периодами 5.77, 7.41 и 7.59 часа. Характерные особенности поведения этих колебаний в цветах В и R, наряду с литературными данными о спектрах этой звезды, классифицируют V747 Cyg как вероятную переменную Be звезду;

5. Обнаружение в звезде AT Спс колебаний блеска с периодом 4.7 часа, обладающих характерными особенностями поведения, типичными для сверхгорбов, которое означает, что AT Спс является первой карликовой новой подтипа Z Cam, показывающей сверхгорбы;

6. Эффективность фотометрических исследований взрывных переменных с использованием автоматизированного многоканального фотометра, который позволяет с высоким уровнем чувствительности обнаруживать колебания блеска на временных масштабах от секунд до часов.

Апробация результатов

Материалы диссертации докладывались и обсуждались на следующих конференциях:

1. Международной конференции "Disks, Planetesimals and Planets", Тенерифе, Испания, 2000 г.;

2. Международной конференции "Jenam-2000", Москва, 2000 г.;

3. Международной конференции "I^я* Eddington Workshop "Stellar Structure and Habitable Planet Finding", Кордоба, Испания, 2001 г.;

4. Всероссийской астрономической конференции, Санкт-Петербург, 2001 г.;

5. Конференции, посвященной семидесятилетию М.А. Свечнико-ва, Екатеринбург, 2003 г.;

6. Международной конференции "Interacting Binary Stars - 2003", Одесса, 2003 г.

Результаты работы также представлялись на нескольких студенческих научных конференциях "Физика Космоса", ежегодно проводимых в Коуровской обсерватории, и на семинарах кафедры астрономии и геодезии и астрономической обсерватории УрГУ.

Исследование линейности и световых потерь по полю фотометра

Линейность измерений на фотометре характеризует возможности наблюдений при больших световых потоках и определяется длительностью импульсов фотоумножителей и мертвыми временами усилителей-дискриминаторов и счетчиков. Используемые нами усилители-дискриминаторы включают в себя усилители на четырех СВЧ транзисторах КТ372 и компараторы 597СА1, осуществляющие амплитудную дискриминацию и формирование импульсов. Длительность импульсов на выходе усилителя-дискриминатора приблизительно 30 не. Счетчики позволяют пересчитывать периодические сигналы частотой до 50 МГц.

Наблюдения с целью исследования линейности проводились 8 сентября 1995 г. на 70-см телескопе Коуровской обсерватории (Кожевников, 1995). Для исследования линейности был использован фотоэлектрический стандарт в окрестности a Per (Казанасмас и др., 1981). Были измерены световые потоки двенадцати звезд этого стандарта в цвете В п в диапазоне звездных величин 9"\73 — 4т.88. Для того чтобы избежать влияния несоответствия инструментальной и стандартной цветовых систем, для измерений были выбраны звезды, мало различающиеся по цвету. Для устранения влияния изменений воздушной массы, наблюдения проводились по симметричной схеме, т.е. каждая звезда регистрировалась два раза симметрично относительно среднего момента времени всего цикла наблюдений. Чтобы избежать каких-либо 9 8 7 6

Сопоставление видимых относительных звездных величин звезд фотоэлектрического стандарта в окрестности си Per и звездных величин этих звезд, взятых из каталога. других систематических ошибок, порядок наблюдений звезд был случайным, т.е. не зависящим от блеска звезд. Для каждой звезды была вычислена видимая относительная звездная величина по формуле т = —2.5 (7/1000). Здесь / - световой поток звезды, т.е. количество импульсов, приходящих от фотоумножителя за время экспозиции 1 с. На рис. 1.2 приводится сопоставление видимых относительных звездных величин измеренных звезд и звездных величин (цвет В) этих звезд по каталогу фотоэлектрических стандартов (Казанасмас и др., 1981). Прямая линия проведена под углом 45 к осям координат. Как следует из рис. 1.2, отклонение от линейной зависимости становится заметным для звезд ярче 7т, что соответствует световому потоку примерно 200 000 имп./с, и значительно возрастает для звезд ярче 5т. Таким образом, при использовании фотометра совместно с 70-см телескопом линейность измерений световых потоков обеспечивается для звезд 7т и более слабых.

При наблюдениях звезд, находящихся на больших расстояниях от центра поля, неизбежны световые потери, обусловленные виньетированием световых пучков отсекателями телескопа. Фон неба также меняется по полю, что вызвано, главным образом, неполным экранирова нием отсекателями фокальной плоскости телескопа от прямой фоновой засветки. Для выбора оптимальных условий наблюдений нужно иметь оценку величины световых потерь и избыточной интенсивности фона. Световые потери и распределение интенсивности фона исследовались 8 сентября 1995 г. в лунную ночь. Использовалась одна из звезд фотоэлектрического стандарта в звездном скоплении NGC 7092 (Казанасмас и др., 1981), имеющая V = 7"\95 и В — V = О7".01. Наблюдения проводились в цветах В и R. Измерялись световые потоки звезды и фона при восьми значениях расстояния от центра поля. Как и в случае исследования линейности, для устранения влияния изменений воздушной массы, наблюдения проводились по симметричной схеме. Было сделано четыре разреза по полю для четырех позиционных углов. Световые потоки для каждого разреза были усреднены, и для каждого значения расстояния от центра поля были найдены отклонения светового потока от среднего значения. Затем эти отклонения были усреднены по всем четырем разрезам. Результаты измерений для цвета В приведены на рис. 1.3. График (а) характеризует изменение светового потока звезды в зависимости от расстояния от центра поля. График (б) характеризует изменение интенсивности фона. Как следует из рис. 1.3, световые потери для звезды не превышают 2% на краю поля, а избыток фона не превышает 20%. Для цвета R результат аналогичен. Очевидно, что световые потери на краю поля несущественны. Увеличение интенсивности фона на 20% также не имеет большого значения. Результаты исследования линейности и световых потерь опубликованы в работе Кожевникова (1997).

Канал для непосредственных измерений фона неба

Некоторые наблюдатели отмечают, что высокая точность двухзвездной фотометрии не может быть достигнута в условиях нестабильной яркости неба. Такие условия возникают в нефотометрические лунные ночи (Паттерсон, 1979; Грауер и Бонд, 1981). Яркость неба также нестабильна и в темные нефотометрические ночи, хотя и в меньшей степени. Для того чтобы исключить ошибки, вызванные нерегулярными изменениями фона неба, были сконструированы трехканальные фотометры (Вауклаир и др., 1989; Бельмонте и др., 1991; Клейнман и др., 1996). Понятно, что третий канал усложняет и без того сложное устройство двухзвездных фотометров и необходимость его применения не кажется очевидной. И действительно, в некоторых случаях правильный выбор звезды сравнения, а именно близость ее по блеску к программной звезде, позволяет свести к минимуму влияние переменного фона неба. Во время наблюдений CM Dra фон неба измерялся путем вывода изображений звезд из диафрагм фотометра с помощью микрометрических винтов телескопа. Эта процедура проводилась автоматически благодаря использованию шаговых двигателей, работающих под управлением компьютера. Затем эти измерения фона, производимые один раз каждые 34 минуты, аппроксимировались многочленом третьей степени, и фон неба вычитался из отсчетов звезд с помощью коэффициентов этого многочлена. Если во время наблюдений фон неба изменялся случайным образом, т.е. испытывал резкие скачки, то такие изменения нельзя было вычесть с помощью аппроксимирующего многочлена. Оценим вносимые такими изменениями фона ошибки и найдем условия, при которых они будут минимальны.

Дифференциальная звездная величина в инструментальной системе может быть определена следующим образом: Am = -2.5log(Ni/N2) и imin(Nl/N2), (1.10) где N\ и N2 - отсчеты программной звезды и звезды сравнения, исправленные за фон неба и разницу в светочувствительности каналов фотометра. Предположим, что S это некоторый избыток фона неба, который мы не можем вычесть. Тогда дифференциальная звездная величина, содержащая ошибку, определится соотношением:

Как следует из соотношения 1.13, ошибка, вызванная недостаточно точным учетом фона неба, уменьшается, когда разница блеска исследуемой звезды и звезды сравнения становится малой. Если разница звездных величин двух звезд равна 0т.5, то неучтенный избыток фона неба 1% дает ошибку Am! — Am — 0m.005. Тот же самый избыток фона неба дает только Am! — Am — 0m.001, если разница звездных величин программной звезды и звезды сравнения составляет О1".].. Таким образом, оказывается, что, если в многоканальном фотометре измеряются интенсивности световых потоков только звезд, но не фона неба одновременно вместе с ними, высокоточные наблюдательные данные могут быть получены, если программная звезда близка по яркости к звезде сравнения или если фон неба пренебрежимо мал.

Наблюдения CM Dra по программе ТЕР проводились преимущественно в темные безлунные ночи в цвете R с применением диафрагм размером 23". В таких условиях интенсивность фона неба составляла 10% — 15% световых потоков звезд. Благодаря достаточно большому полю зрения фотометра нам удалось подобрать звезду сравнения, очень близкую по блеску к CM Dra в цвете R (AR на внезатменных частях кривых блеска не превосходила 0m.l). Это минимизировало влияние переменного фона неба. Однажды мы попытались провести наблюдения CM Dra одновременно в двух цветах, а именно В и R, используя дихроматические светоделители. Результат оказался неудовлетворительным. В то время как дифференциальная кривая блеска, полученная в цвете Л, показывала только плавные изменения, не превышающие 0"\01 в течение ночи, дифференциальная кривая блеска, полученная в цвете В, обнаруживала нерегулярные изменения, достигающие 0m.l, которые коррелировали с изменениями фона неба. Причина неудовлетворительной точности этих наблюдений была в большой разнице блеска двух звезд в цвете Вив большом уровне фона. Разность блеска между CM Dra звездой сравнения в цвете В составляла примерно Г".5, а фон неба в цвете В оказался в несколько раз больше по сравнению с фоном в цвете R. Эти наблюдения убедили нас в необходимости применения канала для непосредственных измерений фона неба.

Анализ шумов фотометра позволяет определить пути дальнейшего повышения точности измерений. Поскольку фотонный шум и шум, вызываемый атмосферными сцинтилляциями, определяются размером телескопа и высотой обсерватории и в конкретных условиях не могут быть снижены, резервы повышения точности нужно искать в снижении 1//-шума и шума, вызванного дрожанием звездных изображений в диафрагмах фотометра. Причины 1//-шума могут быть различными и устранить его полностью вряд ли возможно. Однако часть этого шума может быть вызвана нестабильным уровнем фона неба, когда фон не измеряется с помощью третьего канала. Хотя мы показали, что влияние фона уменьшается, если программная звезда и звезда сравнения близки по блеску, оно все равно может быть заметно. Для того чтобы проверить это, были заново проанализированы ранее проведенные наблюдения двух звезд в звездном скоплении М39. Эти звезды имеют В величины 8т.ОЗ и 7т.89 и почти одинаковые цвета. Наблюдения были проведены 8 и 9 сентября 1995 г. в лунные ночи с использованием фильтров, обеспечивающих измерения в цвете В, и диафрагм 23". Во время наблюдений Луна была в фазе примерно 3/4 на расстоянии от звезд 30с,-40. При таких условиях интенсивность фона составляла примерно 5% световых потоков звезд. Две непрерывных записи измерений этих звезд были сделаны в течение 68 минут каждая, а фон неба был измерен в начале и конце наблюдений. При обработке этих наблюдений фон неба вычитался с использованием линейной интерполяции. В.то время как в первую ночь небо было вполне ясным, в течение второй ночи в лунном свете хорошо были видны цирусовые облака. Кривые блеска, полученные во вторую ночь, приведены на рис. 1.5. Как следует из рисунка, эффекты цирусовых облаков хорошо скомпенсированы в дифференциальной кривой блеска, однако заметны медленные плавные изменения с амплитудой около 0"\004 на временах 10-20 минут. Эти изменения могут быть объяснены переменной яркостью неба, поскольку дифференциальная кривая блеска, полученная в предыдущую ночь при таких же условиях за исключением наличия цирусовых облаков, не показывает ощутимых изменений.

С применением преобразования Фурье были вычислены шумы дифференциальных кривых блеска таким же образом, как это было сделано для наблюдений CM Dra. Фотонные шумы, сцинтилляционные шумы и шумы, вызванные дрожанием звездных изображений, оказались одинаковыми для двух ночей. Среднеквадратичные значения этих шумов равны 0"\0008, 0"\0012 и 0т.0011 соответственно (время интегрирования 64 с). Однако 1//-шумы существенно различаются в эти ночи. Их среднеквадратичные значения равны 0т.008 в ясную ночь и 0т.0016 в ночь с цирусовыми облаками. Следовательно, даже в тех случаях, когда наблюдаемые звезды близки по блеску, а относительная интенсивность фона неба мала, неучтенные изменения фона в нефотометрическую ночь вызывают дополнительный 1//-шум,

Анализ наблюдений и обсуждение результатов

Звезда V709 Cas наблюдалась 4-9 октября 1999 г. с помощью многоканального фотометра и 70-см телескопа Коуровской обсерватории. Журнал наблюдений дается в таблице 2.1. В наблюдениях применялась автоматизированная система регистрации данных и управления телескопом и фотометром на основе IBM-совместимого персонального компьютера. Ко времени этих наблюдений автоматическая гидиру-ющая система еще не была введена в эксплуатацию. Тем не менее, большое склонение V709 Cas (PS 60) и соответствующая ему малая Таблица 2.1. Журнал наблюдений скорость суточного движения позволили использовать диафрагмы достаточно малых размеров, а гидирование осуществлялось по гидирую-щей звезде с помощью окуляра с крестом нитей. Программная звезда и близлежащая звезда сравнения наблюдались с использованием диафрагм размером 16" в первом и втором каналах фотометра, а фон неба измерялся в третьем канале с использованием диафрагмы размером 30". Данные были получены с временным разрешением 8 с в интегральном свете (приблизительно 3000-7000 А).

Отношение светочувствительности каналов звезд определялось в начале каждой ночи путем трехкратных поочередных измерений светового потока звезды сравнения в двух каналах. Различия светочувствительности каналов по отношению к фону определялись путем кратковременного (в течение 16 с) вывода звезд из диафрагм и измерения интенсивности фона во всех трех каналах периодически каждые 34 минуты. Затем отношения светочувствительности каналов звезд и фона аппроксимировались многочленом второй степени. Для обеспечения непрерывности кривых блеска, небольшие пробелы в данных, вызванные этими измерениями, были заполнены данными, усредненными в окрестностях пробелов. Такая процедура не может исказить результаты наблюдений, поскольку общая продолжительность этих кратковременных пробелов не превышает 1% полного времени наблюдений. Непрерывные измерения фона неба были вычтены из измерений программной звезды и звезды сравнения с учетом различий в светочувствительности каналов. После вычитания фона были найдены разности звездных величин программной звезды и звезды сравнения. Поскольку угловое разделение между наблюдавшимися звездами не превышает 10 , дифференциальные величины оказываются исправленными за ат мосферную экстинкцию первого порядка и поглощение света тонкими облаками, появлявшимися иногда в течение наблюдений.

Средние отсчеты оказались равными 8300, 9700, 2500 и 2500 для V709 Cas, звезды сравнения и фона неба в первом и втором каналах соответственно. Эти отсчеты соответствуют среднеквадратичному значению фотонного шума дифференциальных кривых блеска 0т.023. Среднее значение интенсивности фона неба, измеренной через диафрагму размером 30" в третьем канале, приблизительно равно 10 000, Этот фон неба был исправлен за разницу светочувствительности каналов и приведен в соответствие с диафрагмами, применявшимися для наблюдений звезд, и после этого вычтен из отсчетов программной звезды и звезды сравнения. Такое вычитание фона не может произвести заметный дополнительный фотонный шум, так как после исправления относительные флуктуации отсчетов фона оказываются малыми по сравнению с фотонным шумом самих отсчетов звезд. Кроме того, из отсчетов звезд вычитаются отсчеты фона, практически одинаковые для каждой звезды при каждой экспозиции счета, так как отношение светочувствительности каналов звезд близко к единице, и этот дополнительный фотонный шум компенсируется в дифференциальной кривой блеска.

Фактический среднеквадратичный шум дифференциальных кривых блеска включает также шумы, вызываемые атмосферными сцинтилляциями и дрожанием изображений звезд в диафрагмах. Шум, вызванный атмосферными сцинтилляциями и вычисленный по формуле 1.8, равен 0т.005. Шум, вызванный дрожанием изображений звезд в диафрагмах, можно оценить только приближенно, полагаясь на результаты исследования шумов фотометра по наблюдениям CM Dra (см. Главу 1) и учитывая то, что V709 Cas наблюдалась на больших высотах над горизонтом. Мы считаем, что этот шум примерно равен сцинтилляционно-му шуму. Фактический среднеквадратичный шум дифференциальных кривых блеска с учетом этих шумов оказывается только слегка большим, чем фотонный шум, и равняется 0т.024. В наблюдениях V709 Cas 1//-шум фотометра, проявляющий себя на частотах ниже одного мил-лигерца, не является принципиальным, поскольку на этих частотах значительно более мощный шум создает фликеринг этой звезды. Рисунок 2.1 представляет полученные нами дифференциальные кривые блеска V709 Cas. В этих кривых блеска дифференциальные величины усреднены по 64-секундным временным интервалам. Их среднеквадратичный шум меньше в у8 раз и равен 0т.009.

Анализ наблюдений и результаты

Наиболее высокая линия в периодограмме (рис. 2.5(a)) соответствует первой гармонике колебаний в орбитальной боковой полосе. Линии, вызванные суточной скважностью наблюдений, легко отличить от главной линии благодаря их малым высотам и симметричному расположению относительно главной линии. Благодаря малой ширине главной линии период, соответствующий первой гармонике орбитальной боковой полосы, может быть оценен достаточно точно. Этот период равняется 158.97 ± 0.02 с. Мы полагаем, что ошибка равняется половине ширины линии на уровне половинной мощности. Эта периодограмма обнаруживает еще одну линию, соответствующую периоду первой гармоники колебаний с рентгеновским периодом. Этот период равняется 156.38 ± 0.02 с. Пики, соответствующие этому периоду, также видны в среднем спектре мощности (рис. 2.3) и амплитудном спектре, вычисленном с использованием всех наблюдательных данных совместно (рис. 2.4(6)). Очевидно, в этих спектрах мы не можем считать эти пики статистически значимыми, так как они превышают соседние шумовые пики только слегка, в то время как в периодограмме, вычисленной с помощью дисперсионного анализа, соответствующая линия существенно выделяется на уровне шумов. Следовательно, периодограммы, вычисленные с помощью дисперсионного анализа свернутых кривых блеска, имеют лучшие статистические свойства и способны обнаруживать более слабые периодические сигналы по сравнению со спектрами мощности, вычисляемыми с помощью алгоритма БПФ.

Периодограмма, представленная на рис. 2.5(6), охватывает интервалы периодов, которые позволяют проанализировать колебания, соответствующие рентгеновскому периоду и периоду биений. Самая высокая линия в этой периодограмме соответствует рентгеновскому периоду. В этом случае дополнительные линии, вызванные суточной скважностью наблюдений, можно также легко отличить от главной линии. Главная линия соответствует периоду 312.77 ± 0.04 с. Величина периода находится в согласии с первой гармоникой этого колебания (рис. 2.4(a)). Однако структура этой периодограммы в окрестности периода биений (или орбитальной боковой полосы) довольно необычна. Такую структуру можно объяснить, если предположить, что импульс колебаний в орбитальной боковой полосе имеет двухпиковую форму. Тогда совпадение главных импульсов и субимпульсов в свернутых кривых блеска для некоторых пробных периодов может дать дополнительные линии между линиями, соответствующими суточной скважности, как это видно на рис, 2.5(б). Кроме того, можно заметить, что эти дополнительные линии оказываются несколько более широкими. Это может означать, что основные импульсы и субимпульсы не разделены половиной колебательного цикла. В этом случае было бы трудно различить две высоких узких линии, которая из них является главной, а которая вызвана суточной скважностью наблюдений, потому что эти линии имеют почти равные высоты. Однако, поскольку мы знаем период первой гармоники колебаний, мы должны считать главной ту линию, которая соответствует периоду 317.94 ± 0.04 с, так как этот период в точности в два раза больше периода первой гармоники. Таблица 2.3. Окончательные значения обнаруженных периодов сигнал период (секунды) первая гармоника периода вращения 156.38 ± 0.02 первая гармоника периода биений 158.97 ± 0.02 период вращения 312.77 ± 0.04 период биений 317.94 ± 0.04

Периодограмма, представленная на рис. 2.5(B), охватывает интервал периодов для анализа субгармоники колебаний в орбитальной боковой полосе. Эта периодограмма не выявляет каких-либо статистически значимых колебаний в интервале периодов 600-680 с. Более того, точное совпадение субгармоники орбитальной боковой полосы (ее положение отмечено стрелкой) и какой-нибудь выделяющейся линии отсутствует. Следовательно, обнаружение субгармоники колебаний в орбитальной боковой полосе в среднем спектре мощности (рис. 2.3) оказалось ложным. Повышенный уровень континуума в интервале периодов 638-646 с, который виден на рис. 2.5(B), может быть вызван квазипериодическими колебаниями. Эти квазипериодические колебания могли проявить себя в виде пиков в индивидуальных амплитудных спектрах, вычисленных по данным наблюдений 7 и 8 октября (рис. 2.2). Периодограмма на рис. 2.5(B) показывает, что эти колебания не являются когерентными, так как иначе мы должны были бы обнаружить в периодограмме структуру, соответствующую функции окна, подобную тем, которые видны на рис. 2.5(a) и рис. 2.5(6). В таблице 2.3 приведены окончательные значения периодов обнаруженных колебаний.

Используя радиальные скорости, Мотч и др. (1996) оценили орбитальный период V709 Cas, который может равняться 5.4 ± 0.2 или 4.45 ± 0.2 часа. Как упоминалось, неопределенность возникает вследствие суточной скважности их наблюдений. Чтобы выяснять, какой из двух периодов является фактическим орбитальным периодом, мы попытались найти соответствующие пики в низкочастотной части амплитудного спектра, вычисленного с использованием всех наблюдательных данных совместно. Эта часть амплитудного спектра приведена на рис. 2.6. Хотя амплитудный спектр не показывает статистически значимых пиков из-за высокого уровня шума, он все же позволяет обнаружить два пика, соответствующие периодам 5.20±0.09 и 4.28 ±0.06 часа, которые совпадают с возможными орбитальными периодами в

Похожие диссертации на Наблюдения взрывных переменных звезд на многоканальном фотометре

Распределение энергии в спектрах звезд наблюдения и астрофизические приложения Глушнева Ирина Николаевна

Характеристики рентгеновских двойных звезд, пульсаров и гамма-всплесков по данным космических экспериментов на основе метода мониторных наблюденийСвертилов Сергей Игоревич

Фотоэлектрические наблюдения покрытий звезд Луной и анализ результатовШаймухаметов, Рамиль Рашитович

Определение орбит широких визуально-двойных звезд из наблюдений относительных положений и лучевых скоростей компонентРоманенко, Людмила Георгиевна

Координаты галактических радиоисточников и звезд южного неба по наблюдениям на астрографе Цейсс Зеленчукской станцииДаутов, Ильгизар Ахметович

Астрометрическое исследование избранных близких звезд с предполагаемыми невидимыми спутниками по наблюдениям в ПулковеШахт Наталия Андреевна