Спекл-интерферометрические исследования на большом азимутальном телескопе Балега, Юрий Юрьевич

Введение к работе

1. Введение 4

2. Актуальность проблемы 6 1 Л Цели диссеріации 7

4. Научная новизна и практическая ценность работы 7

5. Достоверность основных результатов 8

6. Апробация работы 8

7. Основные результаты работы, выносимые на защиту 9

8. Личный вклад автора 10

2. АППАРАТУРА И МЕТОДЫ СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИИ

1. Особенности применения спекл-интерферометрии на БТА 12

2. Ошикй для спекл-интерферометрии в главном фокусе БГА 15

3. Приемники для сискл-интсрфсромсгрии 17

4. Корреляционный анализ спекл-изображений 20

5. Восстановление изображений с помощью спскл-.маскирования 23

6. Позиционные измерения компонентов двойных систем 26

7. Измерения угловых диаметров звезд 28

8. Дифференциальная спекл-интерферометрия звезд 29

9. Спекл-спектроскопия активных ядер галактик 32

1. Основные задачи интерферометрии кратных звезд 34

2. Спекл-интерферометрия и миссия HIPPARCOS 36

3. Статистика выполненных измерений 37

4. Вычисление орбит интерферометрических пар 39

5. Анализ движения некоторых систем 41

6. Скорость ОССВОІ о ізрацдешія холодного компонента Капеллы 43

7. Угловой диаметр Бетельгейзе 47

8. Строение протяженных фотосфер R Cas и о Cet 49

9. Облачная структура центральной области 52

10. Кинематика ионизированного газа в ядре 53

В оптической астрономии основная часть наб.цодсний выполняется сквозь многокилометровую толщу воздушного океана, чье турбулентное движение приводит к фазовым искажениям волнового фронта. Временои масштаб фазовых флуктуации заключен в пределах 1 - 50 мс. Изображение точечно!о источника, формируемое телескопом большого диаметра, размывается в пятно размером А/г₀, где Л - длина волны, г„ - параметр, определяющий состояние атмосферы (Фрид, 1966). Параметр г₀ примерно равен такому диаметру апертуры D, при котором кружок дифракции XID совпадает по размерам с атмосферным пятном размытия Мг₀. В типичных условиях при г, » 0.1 м это соответствует примерно 1", откуда следует, что в наблюдениях сквозь оптически нестабильную атмосферу простым увеличением диаметра телескопа не достигается более высокое угловое разрешение.

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

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

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

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

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

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

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

1. Исследования кратных систем звезд. Точные значения основных параметров звезды - массы, радиуса, светимости - можно получить только в том случае, если она является членом двойной системы. Определения фундаментальных значений масс и светимостей дія компонентов двойных звезд является классической задачей астрономии. Снскл-шггерфсромстрия позволяет с высокой точностью определять орбиты относительно короткопериодических пар, многие из которых являются спектрально-двойными, и вычислять их массы и светимости. Особое значение имеют исследования звезд главной последовательности (ГЦ) из окрестностей Солнца (г < 25 пк), дтя которых можно построй і ь полную выборку .В настоящее время с достаточной для проверки моделей звездной эволюции точностью (»2%) известны массы звезд только верхней части ГП. Как правило, это спектрально- и затменно-двойные системы с короткими орбитальными периодами. Маломассивные звезды нижней части ГП изучены значительно хуже; их массы получены в основном из визуальных наблюдений и измерений параллаксов, которые обременены различными систематическими ошибками. 10-15% точность оценки масс для них оказывается недостаточной для получения результатов в теории звездной эволюции. При этом карлики ГП типов К - М составляют более 90% населения Галактики.

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

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

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

Основными целями настоящей работы являются:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

в узких участках спектра, совпадающих с полосами поглощения молекулой "ПО, получены прямые оценки видимых диамегров трех сверхгигантов - a Ori, о Cet, R Cos;

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

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

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

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

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

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

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

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

Автором также были сделаны доклады на следующих совещаниях и конференциях:

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

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

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

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

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

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

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

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