Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Поиск и исследование вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях 15
I. I Телескопы 15
1.2 Методика фотографических наблюдений и их обработки 16
1.3 Результаты фотографических наблюдений областей звездных ассоциации и скоплений 19
1.4 Сводка результатов фотографических наблюдений вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях 33
ГЛАВА 2. Колориметрические фотографические наблюдения звездных вспышек .! 35
2.1 Результаты U BV -фотометрии для некоторых вспыхивающих звезд в минимуме их блеска 37
2.2 Результаты фотографических колориметрических наблюдений звездных вспышек 40
2.3 Изменение цветов вспьшечного излучения в период вспышек для вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях 49
2.4 Сводные результаты фотографических колориметрических наблюдений звездных вспышек 51
ГЛАВА 3. Электрофотометрические синхронные UBV -наблюдения звезды UV Кита 53
3.1 Телескопы, методика наблюдений и их обработки 54
3.2 Вспышки звезды UV Кита 59
3.3 Кривые блеска звездных вспышек 66
3.4 Явление группирования звездных вспышек 69
3.5 Цвета вспышечного излучения вспышек звезды UV Кита 74
3.6 Изменение собственных цветов вспышечного излучения в период вспышки 77
3.7 Сводные результаты синхронных фотоэлектрических UBV - наблюдений звезды UV Кита 81
ГЛАВА 4. Некоторые статистические корреляции между параметрами вспышек 83
4.1 Зависимость амплитуды, формы кривой блеска и средней частоты вспышек от времени интегрирования 83
4.2 Корреляция между амплитудами в разных полосах спектра, а также между временами возгорания и спада блеска вспышек 92
4.3 "Быстрые" и "медленные" вспышки 97
4.4 Распределение цветов вспышечного излучения и средние цвета вспышек 102
4.5 Зависимость показателя цвета (U — В ) вспышечного излучения от времени возгорания вспышки и яркости вспыхивающей звезды в минимуме ее блеска 108
4.6 Вспыхивающие звезды с Н с* -эмиссией в спектре в ассоциации Ориона 114
4.7 Сводные результаты к главе четыре 118
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 121
ЛИТЕРАТУРА 127
ПРИЛОЖЕНИЕ 140
- Методика фотографических наблюдений и их обработки
- Результаты U BV -фотометрии для некоторых вспыхивающих звезд в минимуме их блеска
- Телескопы, методика наблюдений и их обработки
- Зависимость амплитуды, формы кривой блеска и средней частоты вспышек от времени интегрирования
Введение к работе
Вспыхивающие звезды привлекают к себе внимание астрономов уже более 35 лет. В течение этого времени накопилось огромное количество наблюдательного материала. Этот материал с различных точек зрения подробно анализируется в книгах Гершберга[і,2], Гурзадяна[з] и Мирзояна [4] *. Все эти авторы едины, однако, в том, что исследования вспыхивающих звезд в настоящее время приобрели большое значение для проблем физики и эволюции красных карликовых звезд.
Исследования вспыхивающих звезд начались после открытия первой вспышки у красной карликовой звезды L-726-8 [б,7] , находящейся в окрестности Солнца. Вскоре в окрестности Солнца, были открыты и другие вспыхивающие звезды, которые были выделены в отдельный класс переменных звезд - типа UV Кита.
Несколько лет спустя были открыты первые вспыхивающие звезды в звездных ассоциациях и звездных скоплениях [8] , и начался новый важный этап в исследовании вспыхивающих звезд. Открытие вспыхивающих звезд в молодых звездных системах, где имеются много звезд типа Т Тельца, подтвердило предположение Амбарцумяна 9,10] о родственной связи этих двух типов молодых звезд, вые -казанное на основе физического сходства излучения, возникающего во время звездной вспышки с непрерывной эмиссией, наблюдаемой в спектрах звезд типа Т Тельца. Этот вывод подтвердился наблю - *) Более поздние результаты были обобщены в трудах коллоквиума МАС, посвященного активности красных карликовых звезд 5 . дениями Аро [їїJ , который зарегистрировал вспышки у некоторых звезд типа Т Тельца в ассоциации Ориона. В дальнейшем были зарегистрированы вспышки и у некоторых других звезд этого типа, в том числе у самой звезды Т Тельца [12] . Подтверждение эволюционной связи звезд типа Т Тельца и вспыхивающих звезд, сильно увеличило интерес к вспыхивающим звездам.
Первые систематические поиски и исследования вспыхивающих звезд одновременно в нескольких звездных ассоциациях и скопле -ниях проводились в обсерваториях Тонанцинтла (Мексика), под руководством Аро [ІЗ] , и Азяго (Италия), под руководством Рози-но [14-18] .
В Вюраканской астрофизической обсерватории первые наблюде -ния с целью обнаружения и исследования вспыхивающих звезд в области ассоциации Ориона были начаты позже [19] .
В 1968г Амбарцумян [20І предполагая, что распределение последовательности вспышек во времени у каждой вспыхивающей звезды носит случайный характер и подчиняется закону Пуассона, и что все звезды в данной системе имеют одинаковую среднюю частоту вспышек, оценил полное число вспыхивающих звезд в скоплении Плеяды. Это число оказалось близким к числу всех звезд низкой светимости в этой системе. Имея ввиду, что среди ярких звезд вспыхивающих нет, был получен вывод о том, что все звезды низкой светимости в скоплении Плеяд должны быть вспыхивающими. При справедливости этого вывода следует принять, что стадия вспыхи -вающей звезды является эволюционной стадией в жизни звезд низ -ких светимостей.
После этого результата Амбарцумяна [20] во многих обсерваториях мира начались планомерные наблюдения в областях ближайших - б - звездных ассоциаций и скоплений с целью обнаружения и исследо -вания вспыхивающих звезд. Особое внимание поиску и исследованию вспыхивающих звезд в этих звездных системах было уделено в Бю -раканской астрофизической обсерватории. Заслуживают внимания результаты» полученные для вспыхивающих звезд в области Плеяд[21-2ф В частности, эта область была подробно изучена Чавушяном [29] . Янкович [ЗО] и Цветков [Зі] провели полное и подробное исследования вспыхивающих звезд в скоплении Ясли и системе около NGC 7000 в Лебеде.
Полученный наблюдательный материал позволил Амбарцумяну, Аро и их сотрудникам выявить важные закономерности звездной эволюции ГіО,П,ІЗ,І9-33]. Было установлено, что вспышечная фаза, действительно, является закономерной фазой в эволюции красных карликовых звезд. Сравнительный анализ результатов этих наблюдений показал также, что в зависимости от возраста звездной системы меняется ее звездное население: с увеличением возраста звездной системы, в ней встречаются вспыхивающие звезды более меньших светимостей [13,33,34] . Светимости вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях изменяются в очень больших преде -лах, и эти пределы меняются от системы к системе. Так например, в ассоциации Ориона абсолютная визуальная звездная величина вспыхивающих звезд находится в интервале 4.0 — 13.0, а в скоп - m m Г 1 лении Плеяды она изменяется в пределах 6.0 — 15.5 |_I4,32,35-38J. Исследование спектров вспыхивающих звезд в минимуме их блеска показало, что они не отличаются от спектров нормальных красных карликовых звезд [39] .
Если исследования вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях сыграли решающую роль в установлении их эволюцион- _ 7 - ного статуса, то для изучения физической природы звездных вспышек важное значение имели наблюдения вспышек звезд типа UV Кита в окрестности Солнца.
Начиная с 1967 года неоднократно были организованы международные кооперативные фотоэлектрические наблюдения вспыхивающих звезд типа UV Кита. Эти наблюдения позволили выявить некоторые общие свойства вспышечной активности. В частности, на осно -ве полученных наблюдательных данных, Осканян и Теребиж [40,41] показали, что временное распределение вспышек у ярких вспыхи -вающих звезд типа UV Кита с достаточной точностью можно представить в виде пуассоновского распределения. К такому же заключению позже пришли Лейси, Моффетт и Эванс [42] .
Для объяснения физической природы звездных вспышек особен -но важны спектральные наблюдения. Несмотря на трудности спек -тральных наблюдений вспышек звезд типа UV Кита, к настоящему времени известны около двух десятков вспышек, зарегистриро -ванных одновременно фотоэлектрически и спектрально [43-49]. Среди них следует отметить наблюдения Боппа и Моффетта [47,48], которые показывают, что быстрый подъем блеска к максимуму и вторичные резкие всплески обусловлены, в основном, усилением непрерывного спектра. Показано также, что вблизи максимума вспышки вклад энергии линейчатой эмиссии не превьшает 10% общей излучаемой энергии, тогда как во время угасания вспышки доля энергии линейчатой эмиссии сильно возрастает (до 30%). Согласно [48] у 7 вспышек максимумы эквивалентных ширин линий На и К Са. II наступали с запаздыванием относительно максимума вспышки.
Следует отметить, что раньше, приблизительно такой же ре - зультат был получен при наблюдениях Гершберга и Чугайнова [43]. Запаздывание максимумов интенсивностей спектральных линий относительно максимума самой вспышки, по видимому, говорит о том, что изменения спектральных линий являются вторичным эффектом, то есть, оно является следствием преобразования выделенной при вспышке энергии.
Спектральные исследования звездных вспышек наиболее инфор -мативны, однако они связаны с большими трудностями. Во первых, часто вспыхивающие звезды довольно слабы, чтобы провести спек -тральные наблюдения звездных вспышек с высоким временным разрешением. Во вторых, эффективность таких наблюдений сильно падает из-за случайности явления вспышки. Наконец, спектральные наблюдения с высоким временным разрешением, связаны с большими техническими трудностьями. Поэтому, весьма целесообразно провести синхронные, колориметрические наблюдения звездных вспышек, несмотря на то, что такие наблюдения дают довольно грубое пред -ставление о спектральных изменениях во время вспышки.
Уже первое спектральное наблюдение звездной вспышки, выполненное Джоем и Хьюмасоном [ 7] , показало, что во время вспышки звезда обладает более голубым цветом относительно цвета в минимуме блеска.
Первое колориметрическое наблюдение звездной вспышки было выполнено случайно, Джонсоном и Митчеллем [50] у звезды НИ 1306 в Плеядах в 1958г, во время U В V - фотоэлектрических колориметрических наблюдений звезд этой области. Оно показало, что амплитуда вспышки уменьшается в сторону длинных волн. Этот результат был подтвержден Эйбеллем [51] , которым была зарегистрирована вспышка у звезды AD Leo в U BV -полосах спектра.
К настоящему времени было выполнено большое количество наблюдений звезд типа UV Кита одновременно в двух или в трех полосах спектра. Из этих наблюдений можно отметить наб -людения Чугайнова [52-54] , Кункеля [55], Кристальди и Родоно [5б], Моффетта [57], Ичимура и Шимизу [58,59] и др.
В пользу идентичности природы вспышек вспыхивающих звезд типа (JV Кита в окрестности Солнца с одной стороны, и вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях с другой стороны, свидетельствуют многие характеристики вспышек: кривые блеска, амплитуды, цвета вспышечного излучения и т.д.
С этой точки зрения, для сравнительного анализа, наряду с колориметрическими наблюдениями вспыхивающих звезд типа UV Кита, важно иметь такие же наблюдения и для вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях. Но из-за малой наблюдаемой средней частоты и слабости этих вспыхивающих звезд, фотоэлектрические наблюдения отдельных звезд в этих системах пока не эффективны.
Более эффективными являются фотографические наблюдения звездных вспышек в звездных системах одновременно на нескольких широкоугольных телескопах. Первые наблюдения такого рода были выполнены для вспыхивающих звезд области скопления Плеяды в 1970г., одновременно в ультрафиолетовых ( U ) и фотографических (рЗ ) лучах Парсамян и Чавушяном [б0,бі] в Бюраканской астрофизической обсерватории, двумя телескопами системы Шмидта. Такие наблюдения продолжались до 1975 года [62] . На этих же телеско -пах, случайно, была зарегистрирована одна медленная вспышка у звезды Т 236 в Орионе в трех ( U , ро и V ) областях спектра [63,64] .
Уже эти первые наблюдения показали, что вспышки вспыхивающих звезд в Плеядах и в Орионе, подобно вспышкам звезд типа UV Кита окрестности Солнца, обладают амплитудами, увеличивающимися в сторону более коротких длин волн. Они свидетель -ствовали также, что собственные цвета вспышечного излучения очень синие.
Начиная с 1979г., были проведены планомерные синхронные U13V - наблюдения звездных вспышек в звездных ассоциациях и скоплениях. Во время этих наблюдений помимо двух телескопов системы Шмидта Бюраканской астрофизической обсерватории был использован также и 28" - телескоп системы Максутова Абастуманской астрофизической обсерватории АН Груз. ССР [27,28] .
В этот же период, на Майданакской высокогорной станции Ташкентского астрономического института АН Узб. ССР, на трех телескопах классической системы были проведены синхронные U t3>V -фотоэлектрические наблюдения вспышек звезды UV Кита [ 65-67J .
На основе результатов этих фотографических и фотоэлектрических UBV - наблюдений звездных вспышек выяснилось, что собственные цвета вспышечного излучения весьма различны не только в максимуме разных вспышек, но и в разных фазах одной и той же вспышки. Хотя обычно вспышечное излучение имеет синий цвет, во время этих наблюдений были зарегистрированы вспышки необычно синего цвета [28,68] .
В настоящей диссертационной работе представлены результаты сравнительного исследования вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях и звезды UV Кита. Работа состоит из четырех глав, заключения и приложения.
В первой главе настоящей работы представлены результаты, - II - полученные на основе фотографических наблюдений звездных вспы -шек в ассоциациях и скоплениях. Приведены основные характеристики 40" - и 21" - телескопов системы Шмидта Бюраканской астрофизической обсерватории, использованных для этой цели. Описана примененная методика фотографических наблюдений и их обработки. Отдельно рассмотрены результаты поиска вспыхивающих звезд в областях Плеяды, Орион, NGC 7000 в Лебеде, Ясли и вокруг jf Лебедя (Т ассоциация Лебедь Т2).
Во второй главе представлены результаты U Б V- фотографической фотометрии 38 вспыхивающих звезд в областях Плеяды и Орион, в минимуме их блеска. Приведены также собственные цвета вспышечного излучения как в максимуме блеска, так и в период вспышек для вспыхивающих звезд областей Плеяд, Ориона и NGC 7000, зарегистрированных во время колориметрических UBV - наблюдений.
В третьей главе представлены результаты электрофотометри -ческих синхронных UBV - наблюдений вспышек звезды UV Кита. Коротко описаны использованные телескопы, методика наблюдений и их обработки. Приведены данные о 104 зарегистрированных вспышках звезды UV Кита. Обсуждены вопросы о формах кривых блеска звездных вспышек и о тенденции вспышек к группированию во времени. Приводятся собственные цвета вспышечного излучения вспышек звезды U V Кита, в максимуме блеска. Рассматриваются также изменения собственных цветов вспышечного излучения во времени и их траектории на двухцветной диаграмме.
В четвертой главе, на основе фотоэлектрических наблюдений рассмотрены зависимости амплитуды, формы кривой блеска и частоты вспышек от выбранного времени интегрирования. Получена зави- симость между амплитудами, временами возгорания и спада блеска вспышек. Показано, что зависимости между амплитудами одинаковы, как для вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях, так и для звезд типа UV Кита. Рассмотрено распределение цветов вспышечного излучения ( U - Ё> )+ и ( В - V ) + . Приведены данные о медленных вспышках, зарегистрированных в областях Плеяды и Орион. Исследовано распределение времен возгорания для вспышек звезд типа UV Кита. Показано, что существует определенная корреляция между временем возгорания и цветом вспы -шечного излучения. Приведены результаты спектральных наблюдений области Ориона, полученные с помощью 4 объективной призмы, с целью обнаружения Н ы - эмиссии в спектрах вспыхивающих звезд.
В заключении представлены основные результаты, полученные в настоящей диссертационной работе.
Приложение состоит из трех частей. В них приведены резуль -таты измерений вспышек по точкам, зарегистрированных во время колориметрических наблюдений в звездных системах Плеяды, Орион и NGC 7000. Представлены кривые блеска вспышек звезды UV Кита, зарегистрированных одновременно по крайней мере в двух областях спектра. Для некоторых вспышек звезды UV Кита, приведены траектории цветов вспышечного излучения на двухцветной диаграмме ( U - В> , В - V ) .
Автор выносит на защиту следующие основные положения.
I. Результаты поиска вспыхивающих звезд в звездных системах Плеяды, Орион, NGC 7000, Ясли и вокруг # Лебедя. Эффективное время этих фотографических наблюдений составляет 551 час, во время которого зарегистрированы 136 вспышек, из которых 51 у новых вспыхивающих звезд. Из этих 136 вспышек 55 зарегистри- - ІЗ - рованы во время U,pg -, и UBV - фотографических колори -метрических наблюдений.
Результаты U13V - фотографической фотометрии 38 вспыхивающих звезд областей Плеяд и Ориона, в минимуме их блеска.
Результаты фотоэлектрических синхронных U5V - наблю -дений звезды UV Кита, во время которых за 94 часа эффек -тивного времени наблюдений зарегистрированы 104 вспышки этой звезды.
Собственные цвета ( (J _ В )+ и ( В - V )+ вспышечного излучения вспышек звезд в звездных системах и звезды UV Кита, как в максимуме блеска, так и в период вспышки на двухцветной диаграмме ( U- В , В - V ) .
Сравнительное изучение вспышек вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях и звезды U V Кита, которое при -водит к непосредственному выводу об их идентичной физической природе.
Автор настоящей работы принимал непосредственное участие в постановке задачи, в получении наблюдательного материала и в обсуждении полученных результатов. В подавляющем большинстве случаев наблюдательные данные, полученные как при фотографических наблюдениях вспышек в звездных ассоциациях и скоплениях, так и во время фотоэлектрических наблюдений вспышек звезды UV Кита, были обработаны и измерены автором настоящей работы. Остальная часть наблюдательных данных обработана и измерена совместно с соавторами.
Основные результаты настоящей диссертационной работы докладывались на семинарах отдела физики звезд и туманностей Бюра -канской астрофизической обсерватории АН Арм. ССР и на семинаре молодых сотрудников обсерватории, на семинаре обсерватории Конколи(Венгрия) в 1980г, на совместных коллоквиумах Бюракан -ской и Абастуманской обсерваторий в 1975 и 1983гг, на симпозиуме "Вспыхивающие звезды", имевшем место в Бюракане в 197бг, на Советско-Финском астрономическом совещании в 1981г и на республиканской конференции молодых ученых по физике в 1983г в Бюракане.
Научные статьи автора, отражающие содержание настоящей ра -боты, приводятся в общем списке литературы.
Методика фотографических наблюдений и их обработки
Фотографические наблюдения, с целью обнаружения и исследования вспыхивающих звезд в звездных ассоциациях и скоплениях, проводились по многоэкспозиционной методике. Область снималась с пятиминутными или десятиминутными экспозициями с небольшим сме -щением телескопа перед каждой экспозицией. Использовались преимущественно фотопластинки Косіак 103 аО или ORWO ZU- 2 (предельное время суммарной экспозиции на 40" - телескопе в ультрафиолетовых ( U ) лучах, для пластинок Косіак 103 аО, составляет 60 минут). Число экспозиций ограничивалось влиянием освещенности неба, при этом суммарная экспозиция обычно не превышала одного часа на обоих телескопах. Соответственно, максимальное число изображений при пятиминутных и десятиминутных экспозициях не превышало 12 и б .
В результате на каждой пластинке получались цепочки изображений отдельных звезд, с практически одинаковыми почернениями для звезд постоянного во время наблюдений блеска. Если же у звезды во время наблюдения происходила вспышка, то в период вспышки изображения звезды в цепочке имели размеры, возрастаю -щие на восходящей ветви и уменьшающиеся - после достижения максимума блеска. Для большинства вспышек наблюдается только нис -ходящая ветвь, из-за небольшой продолжительности времени возгорания вспышки.
Поиск вспыхивающих звезд на пластинке осуществлялся в основном на блинк - компараторе, методом сравнения пластинок, полученных в разное время.
Результаты U BV -фотометрии для некоторых вспыхивающих звезд в минимуме их блеска
Для определения показателей цветов вспышечного излучения требуются значения показателей цветов вспыхивающих звезд в минимуме их блеска. Поэтому, для тех вспыхивающих звезд, вспышки которых были зарегистрированы во время наших колориметрических наблюдений и которые не имеют этих данных, была выполнена фотографическая колориметрия в минимуме их блеска в системе U , Ъ »V . В случае вспыхивающих звезд Ориона, однако, были фо-тометрированы все звезды, зарегистрированные во время колори -метрических наблюдений.
Все фотометрические измерения были выполнены на ирисовом микрофотометре "Аскания" Бюраканской обсерватории.
Ниже приводятся результаты этих измерений.
I. Область звездного скопления Плеяды. 27 вспыхивающих звезд, показавших вспышки во время наших колориметрических наблюдений, не имели U BV -данных в минимуме блеска. Для них мы выполнили U В V -фотометрию в минимуме блеска.
При фотометрии достаточно ярких звезд, в качестве звезд--стандартов были использованы звезды из работ Джонсона и Митчелла [50J и Ириарте [89] . Так как у вспыхивающих звезд Плеяд вне вспышек не обнаружено каких-либо изменений блеска, превышающих фотографические ошибки измерений, то при фотометрии некоторых слабых вспыхивающих звезд в качестве звезд --стандартов были использованы также слабые вспыхивающие звезды из работы Чавушяна и Гарибджаняна [90] .
Фотометрия была проведена на наблюдательном материале этой работы [90] , полученном на 40"-телескопе системы Шмидта Бюра - 38 канской обсерватории: в V -лучах на пластинках KodaK I03aD, с использованием светофильтра GG 495, а в В - и U -лучах на пластинках KodaK ІОЗаО, в сочетании со светофильтрами GG 385 и U G 2, соответственно.
Телескопы, методика наблюдений и их обработки
Использованные для фотоэлектрических наблюдений вспышек Кита, приведенных в настоящей главе два цейссовских телескопа расположены на горе Майданак, на расстоянии друг от друга приблизительно 500м, а телескоп АЗТ - 14 находится рядом с одним из них. Оба цейссовские телескопа совершенно одинаковы. Диаметр главного зеркала у них равен а = 600мм, а фокусное расстояние F = 7700мм. Главное зеркало телес -копа АЗТ - 14 имеет диаметр d = 480мм и фокусное рас -тояние F = 7715мм.
Наблюдения в одной полосе спектра всегда проводились на одном и том же телескопе. Наблюдения в U - и В - лучах проводились на цейссовских телескопах, а в V -лучах - на АЗТ - 14, причем аппаратура на каждом телескопе за весь наблюдательный период в данной полосе спектра, не менялась.
Во время наблюдений были использованы три комплекта аппаратуры, работающей в режиме счета импульсов. Использованная аппаратура и методика наблюдений подробно описаны в работе Килячкова [93] . Здесь отметим лишь некоторые характерные данные о наших U BV - наблюдениях.
Во время наблюдений мы непрерывно следили за звездой, за исключением того времени, когда проводились измерения звезды сравнения и фона. В это время, по крайней мере, один телескоп следил за звездой. Использованные три комплекта аппаратуры работали синхронно, с точностью до 0.001с. Время интегрирования для получения каждого отсчета составляло 1.6с(в 1978г.) или 2.0с (в 1979 и 1982гг.) . Во всех случаях интервал времени между двумя экспозициями составлял 0.4с.
Зависимость амплитуды, формы кривой блеска и средней частоты вспышек от времени интегрирования
Время интегрирования, применяемое при наблюдениях звездных вспышек, сильно влияет на все наблюдаемые характеристики вспышек. Рассмотрим влияние времени интегрирования на амплитуду, форму кривой блеска и среднюю частоту вспышек.
Для исследования вопроса о влиянии времени интегрирования на амплитуду вспышки мы выбрали из наших наблюдений самые мощные вспышки, зарегистрированные в ультрафиолетовых лучах. Самая слабая из выбранных нами 16 вспышек имеет ампли-туду д U = 2.90 .
Используя времена интегрирования в 1.6с и 2.0с наших наблюдений мы вычислили "теоретические" амплитуды, ожидаемые, для разных времен интегрирования путем сложения чисел накопленных импульсов. При этом было принято, что все наблюдения ( с разными временами интегрирования ) начинались в момент, совпадающий с моментом начала наших реальных наблюдений для каждой вспышки.
