Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Фотометрическая система WBVR 32
1.1. Потребность создания широкополосной системы
1.2. Принципы, положенные в основу широкополосной системы WBVR 38
1.3. Сеть вторичных стандартов фотометрической системы WBVR. Вариант 1976-1984 гг 44
1.4. Увязка величин вторичных стандартов 46
1.5. Исследование постоянства первичного стандарта фотометрической системы WBVR. 49
1.6. Учет спектрального пропускания атмосферы Земли 53
1.7. Каталог WBVR-величин ярких звезд северного неба 61
Выводы по Главе 1 70
Глава 2. Фотометрия Солнца и солнечных аналогов . 71
2.1. Показатели цвета Солнца в системе WBVR. 71
2.2. Фотометрия звезд Гиад и положение Солнца на двухцветных диаграммах 88
2.3. Поиск аналогов Солнца на основе многоцветной фотометрии 94
2.3. Выбор объектов SETI. 102
Выводы по Главе 2 109
Глава 3. Сравнение звездных величин в высокоточных фотометрических каталогах 110
3.1. О точности фотометрии в каталогах Hipparcos, Tycho и WBVR 110
3.2. Перевод величин из одной фотометрической системы в другую 112
3.3. Систематические ошибки фотометрии, зависящие от небесных координат 118
3.4. Подбор кандидатов в состав системы фотометрических стандартов 127
3.5. Предвычисление звездных величин в системе типичного фотоприемника на основе приборов с зарядовой связью 128
Выводы по Главе 3 136
Глава 4. Обнаружение переменных звезд при помощи многоцветных фотометрических систем 137
4.1. Методы открытия переменных звезд при многоканальных наблюдениях 137
4.2. Метод MZ 142
4.3. Система WBVR-стандартов на северном небе .
Анализ переменности 147
Выводы по Главе 4 163
Глава 5. Астрофотометрический проект «Лира-Б». Цели и принципы реализации 164
5.1. Необходимость космического фотометрического обзора 164
5.2. Цели космического эксперимента «Лира-Б» 167
5.3. Научные задачи космического эксперимента «Лира-Б» 169
5.4. Принципы проведения эксперимента «Лира-Б» . 179
5.5. Причины проведения эксперимента на МКС и вызываемые этим проблемы 190
5.6. Ожидаемый объем и времення структура данных . 193
5.7. Реализация проекта 194
5.8. О названии проекта «Лира-Б» 195
Выводы по Главе 5. 197
Глава 6. Фотометрическая система «Лира-Б» и ожидаемые результаты обзора . 198
6.1. Полосы фотометрической системы «Лира» 198
6.2. Техническая реализация полос фотометрической системы «Лира» 201
6.3. Определение межзвездного поглощения по фотометрии в полосах фотометрической системы «Лира» 203
6.4. Трехмерная спектральная классификация с помощью фотометрической системы «Лира» 208
6.5. Количество звезд разных спектральных классов, наблюдаемое в полосах будущего каталога «Лира» 211
6.6. Подходы к улучшению фотометрической точности и созданию высокоточной системы звезд-стандартов
Выводы по Главе 6 224
Заключение 225
Основные выводы диссертации 230
Список литературы
- Сеть вторичных стандартов фотометрической системы WBVR. Вариант 1976-1984 гг
- Перевод величин из одной фотометрической системы в другую
- Система WBVR-стандартов на северном небе
- Научные задачи космического эксперимента «Лира-Б»
Введение к работе
Актуальность темы исследования
Фотометрические измерения, проведенные в ходе миссии Hippar-cos (в главном канале), показали, что в космических экспериментах возможно достичь точности фотометрии на уровне 0m,001-0m,003 не только при сравнении блеска близких источников на небе, но и при глобальных обзорах. [1]. Подобная же точность ожидается в осуществляемом проекте GAIA [2].
Многие текущие задачи требуют высокой точности фотометрических и спектрофотометрических измерений.
Во-первых, звездные величины совместно с координатами служат для целей ориентации и навигации космических аппаратов. Автомат в космосе должен уметь, направив свои датчики в произвольный участок неба, отождествить звезды, попавшие в поле зрения, определить координаты этого участка и вычислить собственную ориентацию. Сложность заключается в том, что спектральная чувствительность бортовых датчиков, как правило, сильно отличается от общепринятых в астрономии фотометрических полос в видимой области спектра. Чаще всего максимум чувствительности современных датчиков находится в красной или инфракрасной области. Современная астрофотометрия должна уметь по измерениям в одной части спектра предсказывать реакцию прибора на излучение звезд в любой другой полосе пропускания.
Во-вторых, чтобы решить эту проблему, нужно справиться с другой важнейшей задачей: на основе многоцветной фотометрии звезд восстановить распределение энергии в спектрах звезд. Непосредственное получение спектроэнергетических кривых является сложной и трудоемкой задачей. Невероятно, чтобы распределение энергии в спектре можно
было бы получить для миллионов слабых звезд от 15-й до 20-й звездной величины. Однако спектральное распределение энергии во многих случаях можно восстановить по результатам многоцветной фотометрии. Если эта задача будет решена успешно, то фундаментальная астрофизика получит данные о температуре, светимости и химическом составе атмосфер звезд, а прикладная астрономия — звездные величины в любой наперёд заданной полосе реакции приемника. Для успешного решения этой задачи фотометрия должна быть высокоточной, то есть как случайные, так и систематические погрешности не должны превышать нескольких тысячных долей звездной величины. Задача восстановления распределения энергии в спектре по фотометрическим данным тесно связана с задачей спектральной классификации.
В-третьих, для понимания строения и эволюции звезд и звездных систем было и остается крайне необходимым изучение многочисленных и разнообразных эффектов переменности звезд. В последнее время возникает все больше задач, требующих предельно высокой фотометрической точности. Это изучение радиальных и нерадиальных пульсаций звезд, задачи астросейсмологии, кроме того, высокая точность требуется для поиска планет вне солнечной системы и для многого другого.
И, наконец, на совершенно новые рубежи вышла современная астрометрия. В последние десятилетия с Земли и из космоса было получено около миллиона измерений точных положений и собственных движений ярких звезд и измерены точные параллаксы практически всех звезд, удаленных на расстояние до 200 парсек от Солнца. Современная точность астрометрии — это примерно 0",002 угловой секунды. На повестку дня выходят задачи получения астрометрических данных с погрешностями, не превосходящими 0",00001 угловой секунды. Но поскольку распространение света в любой среде, кроме абсолютного вакуума, зависит от
длины волны, то эту задачу нельзя решить, если не располагать данными высокоточной многоцветной фотометрии.
Все перечисленные задачи требуют точности 0m,001-0m,003 величины и имеют важнейшее значение для современной фундаментальной и прикладной астрономии. Для их решения необходимо создать соответствующие фотометрические системы для наблюдений с поверхности Земли и из космоса. Следовательно, вопросы создания и методов применения многоцветных фотометрических систем, безусловно, являются актуальной темой современной астрономии. Ключевым вопросом здесь является повышение фотометрической точности, как в случайном, так и в систематическом отношении. Задача повышения точности напрямую связана с созданием систем фотометрических стандартов и калибровкой результатов измерений. Актуальность этих вопросов подтверждается тем, что в последнее десятилетие проведены и предполагаются к проведению ряд проектов астрометрических и фотометрических обзоров неба, преследующих различные цели. Лидирующее место в ряду этих проектов занимает космический эксперимент GAIA. Для всех этих проектов является актуальным решение задач уточнения фотометрических систем и создания сетей стандартов.
Внутренняя среднеквадратическая ошибка звездной величины для лучших фотометрических обзоров заявлена на уровне 0m,003-0m,005 величины. Однако сравнение разных фотометрических каталогов указывает на то, что наблюдения обычно имеют систематические ошибки, которые значительно выходят за пределы внутренней точности. Даже лучшие современные фотометрические обзоры, такие как 2MASS [3, 4] и SDSS [5], содержат систематические ошибки примерно в 0m,01-0m,02 величины [6].
Сегодня многие коллективы исследователей в разных странах планируют осуществить астрометрические и фотометрические обзоры неба
с различными целями как с поверхности Земли, так и из космоса [7, 8, 9, 10]. Требование повышения точности астрофотометрических измерений стимулирует преобразование астрофотометрии из раздела практической астрофизики в раздел астрономической метрологии, как это уже имеет место в астрометрии.
Степень разработанности темы
До начала настоящей работы, то есть в конце 70-х годов XX века, основной широкополосной фотометрической системой, в которой проводилось большинство астрономических наблюдений, была система UBV, созданная Джонсоном и Морганом [11, 12]. Однако различные исследователи (например [13, 14]) отмечали ряд существенных недостатков, допущенных при определении этой системы. Типичная случайная среднеквадратичная ошибка звездных величин, измеренных в системе UBV, составляла ±0,02. Систематические ошибки у разных авторов были существенно больше. Встающие астрономические задачи требовали существенного повышения точности фотометрии и проведения глобальных обзоров с целью создания высокоточных звездных каталогов. Поэтому во второй половине 80-х годов коллективом сотрудников ГАИШ МГУ с участием автора настоящей работы был создан «Каталог WBVR-величин ярких звезд северного неба» [15], выполненный в новой фотометрической системе WBVR [16]. Вскоре после этого на достижение сходных целей были направлены миссии Hipparcos, SDSS, 2MASS и ряд других, однако в задачи этих миссий не входила высокоточная многоцветная фотометрия звезд в широком интервале звездных величин. Для решения этой задачи в настоящее время проводится миссия GAIA (Европейское космическое агентство) и готовится космический эксперименте Лира-Б» (МГУ + Роскосмос).
Цели и задачи работы
Целями настоящей работы являются:
анализ характеристик существующих и проектируемых широкополосных фотометрических систем, позволяющих получать высокоточные результаты;
разработка методов высокоточных фотометрических измерений и методов создания однородных фотометрических каталогов;
получение с помощью этих методов точных и надежных данных об основных фотометрических и спектрофотометрических стандартах и о звездах-аналогах Солнца;
разработка методов создания систем высокоточных глобальных фотометрических стандартов;
открытие малоамплитудных переменных звезд и получение новых данных о них;
разработка фотометрической системы для космического многоцветного обзора всего неба;
оценка ожидаемых результатов космического эксперимента «Лира-Б».
Научная новизна
Все результаты, выносимые на защиту, были получены методами, разработанными впервые, и являются новыми.
Впервые была разработана широкополосная фотометрическая система WBVR, основанная на новых принципах и позволяющая переводить полученные в ней звездные величины в другие системы с высокой точностью и контролировать систематические ошибки.
Впервые был разработан алгоритм вычисления модели спектральной экстинкции в атмосфере Земли; модель используется при редукциях
фотометрических измерений за атмосферу в качестве начального приближения.
Впервые было показано, что точность индивидуального измерения звездных величин в фотометрическом каталоге WBVR-величин звезд северного неба не уступает точности внеатмоферной спутниковой фотометрии.
Впервые были получены показатели цвета Солнца в системе WBVR.
Впервые был разработан метод сравнения данных фотометрических каталогов, полученных в различных фотометрических системах, на основе сравнения каталогов WBVR, Hipparcos и Tycho с целью выявления и исключения их взаимных систематических ошибок; в результате получен каталог 6484 фотометрических стандартов на северном небе [18].
Впервые был разработан метод пересчета звездных величин, содержащихся в традиционных звездных каталогах, на систему типичного (в общем случае - произвольного) фоточувствительного приемника.
Впервые разработаны принципы проведения космического многоцветного фотометрического обзора неба, направленные на достижение высокой точности измерений, для одновременных измерений в ультрафиолетовой, видимой и ближней инфракрасной областях спектра.
Впервые создана новая 10-полосная фотометрическая система для широкополосных космических обзоров, позволяющая получать фотометрическую информацию с высокой точностью и определять такие физические параметры звезд, как эффективная температура, величина ускорения силы тяжести на поверхности звезды и металличность, а также определять значение межзвездного поглощения.
Теоретическая и практическая значимость работы
Разработаны теоретические основы создания фотометрических систем нового типа [16, 17], позволяющих контролировать и, при появлении новых данных, исправлять систематические ошибки измерений. Разработана теория создания системы фотометрических стандартов и методы пересчета данных этой системы на другие многоцветные системы.
На практике создана система из 6484 высокоточных стандартов на северном небе [18], определены показатели цвета Солнца в системе WBVR [19], составлен список аналогов Солнца [20] и звезд, пригодных для программы SETI [21], выведены уравнения перевода величин WBVR на систему типичного приемника на основе кремниевого ПЗС [22].
Разработаны принципы многоцветного фотометрического обзора неба с борта космического аппарата [23] и создана 10-цветная фотометрическая система для обзорных наблюдений из космоса [24].
Диссертация имеет большую научную значимость, так как на основе сделанных в ней выводов, созданных фотометрических каталогов, и, применяя описанные в ней методики фотометрических измерений, стало возможным достигать более высокой точности фотометрии и получать новые, недоступные ранее, данные об астрономических объектах.
Диссертация имеет большую практическую значимость, так как использование полученных в ней результатов позволяет рассчитывать звездные величины в любых наперед заданных фотометрических полосах. Это обеспечивает нужды многочисленных конструкторских организаций, проектирующих системы ориентации космических аппаратов.
Методология и методы исследования
Методология настоящего исследования основана на том, чтобы на всех этапах получения наблюдательного материала и его обработки были тщательно описаны все действия и алгоритмы. В большинстве опубликованных работ нет подробных описаний последовательности действий при проведении и обработке астрофотометрических измерений. Поэтому исследователь не в состоянии проанализировать возможные причины возникновения систематических погрешностей.
Основой методологии настоящего исследования являются требования метрологии для обеспечения воспроизводимости результатов, а именно: наличие эталона, использование определенных средств измерений и определение методик измерений и их обработки.
Для проведения измерений и их обработки на каждом этапе нами были созданы новые или существенно уточнены использовавшиеся ранее методы.
Положения, выносимые на защиту
Разработана система принципов для создания широкополосных фотометрических систем для получения высокоточных астрофотометрических данных. В результате получены высокоточные измерения в фотометрической системе WBVR.
Разработан метод построения модели атмосферной экстинкции. В результате применения этого метода при обработке фотометрических наблюдений повышена точность учета ослабления света в атмосфере Земли.
Определены точные показатели цвета Солнца в фотометрической системе WBVR.
Разработан метод сравнения каталогов, выполненных в разных фотометрических системах; обнаружены систематические ошибки высокоточных фотометрических каталогов, зависящие от небесных координат.
Разработан корреляционный метод открытия фотометрической переменности звезд и создан каталог 6484 фотометрических стандартов северного неба.
Разработаны принципы многоцветного фотометрического обзора неба с борта пилотируемой космической станции.
Разработана новая широкополосная 10-цветная фотометрическая система «Лира-Б»; показаны возможности этой системы для определения межзвездной экстинкции и трехмерной спектральной классификации звезд.
Предложен метод пересчета звездных величин в системах WBVR и «Лира-Б» на систему произвольного фотоприемника.
Степень достоверности и апробация результатов Результаты, представленные в различных разделах диссертации, неоднократно докладывались на многочисленных всероссийских и международных конференциях, в частности, на регулярных совещаниях рабочей группы Астросовета АН СССР «Фотометрические и спектрофо-тометрические стандарты», на ШМАМ-2000 и JENAM-2003, на конференциях исследователей переменных звезд, на конференциях «Census of the Galaxy» и «Stellar Photometry: Past, Present and Future» в Вильнюсе, на конференции «The Future of Photomeric, Spectrophotometric and Polar-imetric Standardisation» в Бельгии, на конференции «Variable Stars, the Galactic Halo and Galaxy Formation» в Звенигороде, на конференции «Calibration and Standartization of Large Surveys and Missions in Astronomy and Astrophysics» в ФермиЛаб (Батавия, штат Иллинойс, США), а
также на конференциях МГУ «Ломоносовские чтения», на семинарах научных отделов в ГАИШ, ГАО (Пулково), НИИ КрАО (Украина) и др.
На опубликованные работы, в которых изложено основное содержание диссертации, существуют ссылки 78 авторов (по базе данных ADS citation list).
Полученные в диссертации результаты могут найти применение во всех астрономических учреждениях, где ведутся наблюдения и исследования астрономических объектов методами многоцветной фотометрии, в частности в ГАИШ МГУ, САО РАН, ИНАСАН, НИИ КрАО, ГАО РАН и др. Также эти результаты могут применяться в организациях, занимающихся разработкой приборов для космических исследований и обработкой данных, поступающих с борта космических аппаратов, в частности в ИКИ РАН, НПО им. С.А.Лавочкина, РКК «Энергия» и др.
Сеть вторичных стандартов фотометрической системы WBVR. Вариант 1976-1984 гг
Система UBV благодаря сравнительно строгому определению, и обилию вторичных стандартов получила широкое распространение и полностью вытеснила из употребления интернациональную систему Ipg, Ipv. На рубеже 1980-1990-х годов Мермийо [1987, 1991, 1994] составил общую сводку измерений в системе UBV, содержащую измерения более чем для 100 000 звезд.
Несмотря на то, что в системе UBV были опубликованы кривые реакции всех полос, система была задана не ими, а звездными величинами стандартов, определяемыми с помощью конкретного фотометра Джонсона. Стандартная система UBV оказалась связанной с характеристиками конкретного прибора и методикой (к сожалению содержащей ошибки) выноса за атмосферу показателей цвета, применявшейся Джонсоном. В результате, после утраты оригинального фотометра стало невозможно точно воспроизвести при наблюдениях величины стандартов, а методика перевода инструментальных величин в стандартную систему осталась неопределенной.
Внутренние случайные ошибки измерений звездных величин в системе UBV у разных авторов сходны и приблизительно характеризуются значением = 0m,02. Существенно хуже обстоит дело с систематическими ошибками. В качестве примера нами были рассмотрены два ряда измерений звезд Гиад, опубликованных Джонсоном и Нуклесом [1955] и Апгреном и Вайсом [1977]. Сравнение показало, что разность величин V в этих двух рядах имеет систематический ход с показателем цвета B–V и на интервале 0,6 B– V 1,4 изменяется на 0m,1. Кроме этого среднеквадратическое значение разности величин V в этих двух рядах (в смысле отклонений от найденной зависимости) равняется = 0m,048, что сильно превосходит ожидаемую внутреннюю случайную ошибку. Подробнее см. Приложение «А», рисунок А1.
Причины неопределенностей звездных величин, получаемых в системе UBV, уже давно были проанализированы вильнюсскими астрономами. Их подробный анализ содержится в статьях Ажусениса и Страйжиса [1966a,b] и в знаменитой монографии В.Страйжиса «Многоцветная фотометрия звезд. Фотометрические системы и методы» [Страйжис, 1977, глава 6].
На основе сделанного ими анализа были сделаны следующие выводы.
Во-первых, в самом начале введения системы были допущены недочёты в том смысле, что базовые наблюдения первичных стандартов зимой и летом 1951 года реально производились с несколько различными кривыми реакции. Использовался то охлаждаемый, то неохлаж-даемый фотоумножитель, в процессе наблюдений первоначальная линза Фабри, изготовленная из кварца и флуорита и склеенная бальзамом, была заменена на цельную кварцевую, возможная селективность отражения света от алюминированных зеркал не учитывалась.
Во-вторых, нуль-пункт величин V системы UBV был перенесён из старой международной системы IPv с помощью звезд Северного Полярного Ряда. Посредством его были определены величины десяти первичных стандартов, которые использовались для определения звездных величин V других звезд, а также для определения коэффициентов атмосферной экстинкции. Однако в их число входили звезда Hya, которая является переменной типа BCEP с амплитудой переменности 0m,06, и звезды, заподозренные в переменности NSV 725, NSV 3973 и NSV 14458 с амплитудами 0m,06, 0m,08 и 0m,09, соответственно.
В-третьих, нуль-пункт системы колор-индексов U -В и В - V был определён как среднее значение инструментальных колор-индексов звезд шести спектрального класса А0 на северном небе. Это были HR 3314, UMa, 109 Vir, СгВ, Oph и Lyr. По данным Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ или GCVS) известно, что СгВ — переменная типа Алголя с периодом около 17 суток и амплитудой переменности около 0т,1. Постоянство блеска Lyr также находится под сомнением: ОКПЗ сообщает, что это переменная звезда типа DSCTC с амплитудой переменности 0т,09. Звезды UMa и 109 Vir входят в каталог звезд, заподозренных в переменности (NSV 05379 и NSV 06794 ) с амплитудамиОт,05 и 0т,04, соответственно. В результате, как нуль-пункт величин V, так и нуль-пункт показателей цвета оказались неточно определёнными.
Наконец, самым серьёзным недостатком было то, что редукция за атмосферу показателя цвета U - B производилась с постоянным коэффициентом экстинкции, не зависящим от спектрального класса звезды. В результате, цветовая система показателей цвета U - B оказалась непостоянной и зависящей от величины атмосферной массы, при которой проводились наблюдения. Поскольку десять первичных стандартов системы UBV — это звезды различных спектральных классов, даже для стандартных звезд цветовая система индексов U - B не является единой. Система UBV в принципе не может иметь единых кривых реакции, так как система величин U зависит от зенитного расстояния, атмосферных условий и высоты обсерватории над уровнем моря, а кривая реакции полосы U системы UBV принципиально не определена
Перевод величин из одной фотометрической системы в другую
Наблюдения, использованные при обработке, были выполнены в течение сеансов "ночь-утро" 8/9, 26/27, 27/28, 30/31 августа и 1/2 сентября 1996 года. Звездные величины звезд выносились за атмосферу по методу Мошкалева и Халиуллина [1985]. При обработке выяснилось, что во всех сеансах, кроме 1/2.09.96, в течение ночи происходило заметное изменение (улучшение) прозрачности атмосферы. После восхода Солнца наблюдались как периоды изменения, так и периоды относительного постоянства экстинкции. Поэтому, для редукций за атмосферу наблюдений Солнца нельзя было применить коэффициенты экстинкции, полученные по звездам. В этих случаях, измерения звезд использовались только для вычисления аппаратурных констант, а величины Солнца выносились за атмосферу методом Бугера, причем использовались те фрагменты измерений, когда внеатмосферные показатели цвета оставались практически неизменными. Во время сеанса 1/2.09.96 наклоны бугеровских линий, построенных по звездам и по Солнцу (разумеется, после внесения необходимых поправок за различие спектральных классов), были близки. При усреднении результатов данные этого сеанса были взяты с двойным весом.
Наблюдения звезд в Гиадах проводились в течение 8 ночей: 13, 20, 21, 22, 23, 24 и 25 февраля и 6 марта 1995 года. Всего по программе было измерено 149 из 152 звезд классического списка ван Бурена [1955] членов рассеянного скопления Гиады, отобранных по пространственным скоростям. Наблюдения и их обработка проводились по той же самой схеме, как и при создании Тянь-Шаньского каталога. Каждая звезда наблюдалась в течение двух ночей. Окончательные результаты были переведены в систему Тянь-Шаньского каталога WBVR-величин на основании сравнения величин общих звезд.
В каждую ночь для каждой звезды проводилось два измерения, разделенные измерением стандарта. Результаты представлены в таблице Г3 Приложения «Г» и на рисунке 2.6. В первой и второй колонках табл. Г3 даны, соответственно, номера звезд по ван Бурену [1955] и по каталогу HD. В остальных колонках приведены величины и показатели цвета.
На рис. 2.6 показано полученное нами положение Солнца на двухцветной диаграмме (W-B,B-V) относительно звезд Гиад, а на рис. 2.7 — относительно ярких звезд, имеющих заведомо надежно определенный спектральный класс G2 V. Это та же самая выборка звезд, которая использовалась в работе Харитонова и др. [1994], с рассмотрения которой мы начали изложение данной главы, и в которой сообщалось об обнаружении эксцентричного положения Солнца на диаграмме. 1 I I
Величины (W-B) и (B-V) звезд взяты из Тянь-Шаньского каталога. Штриховой линией показано положение участка главной последова 90 тельности звезд Гиад по данным наших измерений. Из рисунка следует, что среди ярких звезд G2 V есть звезды, как сходные со звездами Гиад, так и отклоняющиеся от последовательности Гиад. К последним принадлежит и Солнце. По всей вероятности на двухцветной диаграмме мы наблюдаем тенденцию разделения звезд по химическому составу и возрасту: более старое и менее металличное относительно Гиад Солнце занимает естественное положение среди звезд спектрального класса G2 V с аналогичными характеристиками. Его нецентральное положение по отношению к совокупности ярких G2 V звезд на двухиндексных диаграммах можно объяснить тем, что используемая выборка в значительной степени состоит из звезд, сходных со звездами Гиад, то есть имеющих более высокое, чем Солнце, содержание металлов.
Нами было проведено сравнение полученных данных с теоретическими моделями, рассчитанными Куруцем. Мы вычислили синтетические показатели цвета в системе WBVR для ряда моделей желтых звезд, близких по параметрам к Солнцу. Распределения энергии в спектре моделей брались из каталога A6039, хранящегося в Страсбургском Центре астрономических данных и содержащего сведения о 1200 моделях, из которых первые 284 были опубликованы ранее [Куруц, 1979]. Параметры отобранных моделей приведены в табл. 2.1. Чтобы получить синтетические показатели цвета необходимо для каждого из этих теоретических распределений определить константу нуль-пункта, используя распределение энергии и показателям цвета некоторой нормировочной звезды. Для вычислений констант мы взяли модель № 202 из каталога A6039 с параметрами Teff = 9400 K, lg g = 3,90, [m/H] = 0,0. Эта модель соответствует звезде, близкой к Веге; ей мы приписали реальные показатели цвета Ве-ги из каталога WBVR.
Система WBVR-стандартов на северном небе
Существует широкий класс астрономических задач, когда наблюдения небесных объектов ведется в единственной фотометрической полосе, кривая реакции которой определяется, в основном, спектральной чувствительностью приемника излучения. В общем случае для каждого приемника, характеризуемого своей кривой реакции, требуется составить с п е ц и а л ь н ы й каталог опорных звезд, в котором звездные величины приведены в фотометрическую систему применяемого приемника. При составлении специальных каталогов должна быть решена задача вычисления величин звезд в заранее заданной спектральной полосе. Одним из важнейших случаев является ситуация, когда требуется проводить фотометрические измерения искусственных небесных тел.
Если для опорной звезды известна спектральная плотность энергетического потока излучения в подходящем спектральном диапазоне, то такая задача не представляет сложности. В действительности же распределение энергии в спектре известно только для 2–3 тысяч ярких звезд. Этого явно недостаточно для составления специальных каталогов.
В последние годы при разговоре о составлении специального каталога звездных величин в широкополосной фотометрической системе, соответствующей спектральной чувствительности некоторого приемника излучения, обычно речь идет о кривой реакции одной из разновидностей приемников на основе кремниевых матриц приборов с зарядовой связью. Разумеется, прямым способом решения этой задачи является проведение астрономических наблюдений необходимых звезд с этим приемником. Однако это трудный и долгий способ, а в некоторых случаях, когда, например, нужно провести наблюдения вне атмосферы Земли, он вообще неосуществим практически. Следовательно, требуется произвести математический расчет звездных величин в системе заданного приемника на основе данных о распределении энергии в спектрах звезд и о звездных величинах в различных фотометрических полосах, содержащихся в имеющихся каталогах фотометрических характеристик звезд. Отметим, что поскольку спектральная чувствительность кремниевого приемника простирается в ближнюю инфракрасную область спектра, для такого расчета желательно иметь каталоги, в которых были бы приведены звездные величины в фотометрических полосах R и I
Расчет звездных величин в фотометрической системе кремниевой матрицы ПЗС Опишем методику расчета величин звезд в системе типового широкополосного приемника на конкретном примере [Захаров, Колесни-ченко, Миронов и др., 2008]. Пусть требуется получить звездные величины и показатели цвета для некоторого списка звезд в фотометрической системе, определяемой кривой реакции обозначенной нами RM и показанной на рисунке 3.8. Эта кривая соответствует типичной кремниевой матрице ПЗС с прямой засветкой. Будем считать, что непосредственных измерений в полосе RM, как и данных о распределении энергии в спектрах звезд нашего списка не существует. Однако имеются данные
Аризонской системы [Джонсон и Митчелл, 1975; Шустер 1976], и W, B, V, R системы Тянь-Шаньского каталога [Корнилов, Волков, Захаров и др., 1991]. Таким же образом были вычислены величины M, в полосе RM. Для определения нуль-пункта использовалось распределение энергии в спектре Веги, которой во всех фотометрических полосах была приписана звездная величина, равная ее величине в полосе V, т.е. VВега = +0m,028. Для того чтобы приблизить модельные звездные величины к наблюдаемым, при интегрировании были использованы как непосредственно наблюдаемые спектральные плотности энергетической освещенности (СПЭО) звезд на верхней границе земной атмосферы, так и покрасннные в соответствии с законом межзвездного покраснения для случайных значений количества межзвездного вещества X. Распределение случайной величины X соответствовало положительной ветви нормального закона с центром X0 = 0,001 и стандартным отклонением 0,2.
В результате этих вычислений появилась возможность найти уравнения связи между величиной M и величинами из Тянь-Шаньского каталога [Корнилов, Волков, Захаров и др., 1991] и каталогов Джонсона и Митчелла [1975] и Шустера [1976], содержащие звездные величины в среднеполосной Аризонской фотометрической системе. Кроме того, были привлечены два каталога Кузинса [1980a, 1980b] содержащие звездные величины в широкополосной системе VRI.
Построение полиномов производилось так же, как было описано в разделе 3.2. То есть сначала в качестве модельного полинома принималась формула полного куба от всех независимых показателей цвета и искалось решение методом Левенберга-Маркгардта (см. монографию Гилла, Мюр-рея и Райта, [1985]). После каждого очередного цикла решения член с коэффициентом, значимость которого была наименьшей, отбрасывался, и решение производилось снова. Этот процесс продолжался до тех пор, пока все оставшиеся коэффициенты не становились значимыми.
Научные задачи космического эксперимента «Лира-Б»
Очевидно, что опорная система звезд стандартов нужна, чтобы установить нуль-пункт и шкалу звездных величин.
Если можно сравнить измерения звезды-стандарта и исследуемого объекта, то чтобы определить звездную величину этого объекта, нет необходимости проводить абсолютные измерения. Измерения объектов относительно звезд-стандартов позволяют не слишком бдительно следить за стабильностью характеристик измерительной аппаратуры. Стабильность аппаратуры — единственное условие для хороших измерений вне земной атмосферы.
При наблюдениях с поверхности Земли возникает дополнительный источник нестабильности. Атмосферная экстинкция изменяет абсолютную чувствительность и спектральные характеристики фотометрических полос. Но не это самое важное. Важнее то, что результаты измерений под атмосферой различны в условиях разных обсерваторий, для разных объектов, для разных зенитных расстояний и (это самое главное!) изменяются со временем. Мы же хотим, чтобы в итоге наблюдения были приведены к единым характеристикам для данной фотометрической системы.
Система опорных фотометрических стандартов должна удовлетворять следующим требованиям:
Система должна быть стабильной во времени. Чтобы контролировать стабильность параметры всех звезд из списка стандартов, включая их возможные вариации блеска и переменность спектра, должны быть тщательно изучены.
Система должна быть удобна для использования. Для этой цели должна быть создана достаточно плотная сетка стандартов в различных диапазонах величин звезд. В идеале число опорных объектов должно было бы достигать 1-6 миллионов. В таком случае при использовании большого наземного телескопа в его поле зрения, размер которого обычно составляет 1010, в среднем содержалось бы от одного до четырех опорных объектов.
Система должна содержать стандарты в различных диапазонах звездных величин. Наиболее яркие стандарты должны быть изучены по особой программе. Величины стандартов, принадлежащих различным диапазонам блеска, должны быть хорошо скоординированы друг с другом.
Система должна поддерживать высокую внутреннюю точность. Обычно считается, что таковая точность для индивидуального наземного наблюдения равна 0m,01 (нормальная точность наблюдений). Стандарты опорной системы должны быть измерены в 3-10 раз точнее.
Система должна быть равноточной. Точность опорных стандартов в систематическом отношении практически не должна зависеть ни от положения на небе, ни от блеска и показателя цвета, ни от других параметров.
С помощью системы опорных фотометрических стандартов мы должны уметь: вычислять параметры атмосферы Земли для точного учета атмосферной экстинкции; кривые реакции при наземной фотометрии всегда непостоянны из-за изменений атмосферной прозрачности, поэтому стандарты опорной системы должны обеспечивать величины, которые можно редуцировать к унифицированным кривым ре 219 акции; некоторые из стандартов должны обладать распределениями энергии в спектре, делающими возможным вывести параметры моделей земной атмосферы с требуемой точностью; переводить результаты измерений, сделанных в текущей инструментальной фотометрической системе, спектральные параметры которой медленно дрейфуют, в общую (стандартную!) фотометрическую систему, выводить уравнения трансформации между различными фотометрическими системами.
Звезды, входящие в состав каталога опорных фотометрических стандартов должны обладать следующими свойствами: звезды должны быть представлены в широком диапазоне звездных величин; звезды должны быть отобраны из представительной выборки спектральных классов и классов светимости; распределение энергии в спектрах звезд-стандартов должно обеспечивать простую и однозначную трансформацию из инструментальной фотометрической системы в стандартную и обратно, а также из стандартной системы в любую другую фотометрическую систему; средняя ошибка такой трансформации должна быть менее чем 0m,001 - 0m,003; звезды не должны показывать переменность в пределах погрешности аппаратуры, т.е. их величины должны быть неизменны с точностью 0т,001 - 0т,003 величины; если это не так, то должен быть известен закон изменения блеска во времени так, чтобы обеспечить такую же точность измерений величин; двойные должны быть исключены; звезды не должны иметь в ближайшей окрестности звезд-помех, мешающим измерениям; для слабых звезд-стандартов дополнитель 220 но требуется отсутствие мешающего измерениям неоднородного фона (туманностей и пр,); звезды должны быть измерены с малой погрешностью (конечно, за висящей от звездной величины, спектрального типа и фотометриче ской полосы).
Наконец, каталог опорных фотометрических стандартов должен быть дополнен: таблицами, описывающими набор внеатмосферных кривых реакции его собственных фотометрических полос; таблицами типичных распределений энергии в спектрах (РЭС) для звезд различных спектральных классов и классов светимости в спектральном диапазоне, соответствующем кривым реакции фотометрических полос каталога; этот набор должен включать звезды различных температур, давлений в фотосфере, обилия химических элементов, межзвездных покраснений и др.; описанием метода контроля кривых реакции, использующего наблюдения стандартов в рекомендованных полосах. описанием метода трансформации величин в среднюю и стандартную системы;
