Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1. Общая характеристика фотометрических и колориметрических исследований вспыхивающих звезд 14
1.1. О переменности звезд типа UV Cet 14
1.2. Особенности кривых блеска вспышек. Открытие высокочастотных колебаний 19
1.3. Колориметрия вспышек 22
1.4. Новые методы исследования вспышек красных карликов 25
ГЛАВА 2. Наблюдения звезд типа uv cet: международные кооперативные программы и создание синхронной сети телескопов 27
2.1. Кампании международных кооперативных наблюдений вспыхивающих звезд 27
2.2. Техника многоцветных наблюдений вспыхивающих звезд с Синхронной Сетью Телескопов 28
2.3. Многоцветные наблюдения вспыхивающих красных карликов в режиме быстрой фотометрии на 1.25-м телескопе АЗТ-11 КрАО 31
2.4. Выводы 38
ГЛАВА 3. Методы статистической обработки данных быстрой многоцветной фотометрии 40
3.1. Цифровая фильтрация кривых блеска с целью повышения отношения сигнал/шум. Цифровой фильтр Кайзера 41
3.2. Спектральный анализ данных многоцветной фотометрии с помощью Фурье и вейвлет анализа 43
3.3. Методика получения и анализа цветовых характеристик вспышечного излучения 46
3.3.1. Вопросы точности колориметрических характеристик в приближении пуассоновских шумов 46
3.3.2. Метод двухцветных диаграмм. Исследование динамики колориметрических характеристик вспышек с использованием техники цветовых треков 47
3.3.3. Определение температуры и размера вспышки в максимуме светимости 50
3.4. Выводы 51
ГЛАВА 4. Обнаружение высокочастотных колебаний во время вспышек 53
4.1. Вспышка EV Lac 11 сентября 1998г 54
4.2. Анализ вспышек EV Lac 12 и 14 сентября 2004 года по наблюдениям Синхронной Сети Телескопов 59
4.2.1. Вспышка EV Lac 14.09.2004 59
4.2.2. Вспышка EV Lac 12.09.2004 63
4.3. Две сильные вспышки EV Lac 15 октября 1996 года и 10 октября 1998 года 66
4.3.1. Вспышка EV Lac 15.10.1996 66
4.3.2. Вспышка EV Lac 10.10.1998 67
4.4. Последовательность вспышек AD Leo 4 февраля 2003 года 68
4.5. Вспышка YZ CMi 9 февраля 2008 года 72
4.6. Выводы 74
ГЛАВА 5. Колориметрические сценарии вспышек избранных звезд типа UV CET 76
5.1. Колориметрический анализ вспышек EV Lac
12 и 14 сентября 2004 года 78
5.1.1. Вспышка EV Lac 14.09.2004. 78
5.1.2. Вспышка EV Lac 12.09.2004 81
5.2. Колориметрический анализ двух сильных вспышек EV Lac
15 октября 1996г. и 10 октября 1998г 85
5.2.1. Вспышка EV Lac 15.10.1996 86
5.2.2. Вспышка EV Lac 10.10.1998 88
5.3. Колориметрический анализ последовательности вспышек AD Leo 4 февраля 2003г 91
5.3.1. Вспышка AD Leo 4.02.2003 23:17:58 UT 92
5.3.2. Вспышка AD Leo 4.02.2003 23:41:20 UT 96
5.4. Оценка площади вспышек 98
5.5. Выводы 99
Заключение
- Особенности кривых блеска вспышек. Открытие высокочастотных колебаний
- Техника многоцветных наблюдений вспыхивающих звезд с Синхронной Сетью Телескопов
- Вопросы точности колориметрических характеристик в приближении пуассоновских шумов
- Две сильные вспышки EV Lac 15 октября 1996 года и 10 октября 1998 года
Особенности кривых блеска вспышек. Открытие высокочастотных колебаний
Первый количественный анализ характеристик оптических вспышек красных карликов типа UV Cet состоял в оценке их амплитуд и длительностей. Еще при визуальных и фотографических наблюдениях было замечено, что время возгорания вспышки существенно меньше времени затухания, т.е. кривые блеска вспышек резко асимметричны – крутой подъем яркости на восходящей ветви сменяется более медленным плавным спуском на нисходящей.
С переходом к фотоэлектрической регистрации сигнала появилась возможность получения более детальной информации о форме кривых блеска вспышек. Мониторинг вспыхивающих красных карликов позволил накопить большое количество массивов данных со вспышками различной амплитуды и продолжительности. Оказалось, что подавляющее большинство вспышек имеет острый узкий максимум. Нисходящую ветвь кривой блеска вспышки обычно можно разделить на два участка. Начало угасания достаточно быстрое, со скоростью по абсолютной величине в полтора-три раза меньше, чем на восходящей ветви. Далее, примерно на уровне 0.2-0.3 максимального блеска, следует переход к более медленному затуханию [8]. Часто на нисходящей ветви отмечаются вторичные максимумы яркости. Несмотря на присущие вспышкам красных карликов общие черты, трудно найти две вспышки с идентичными кривыми блеска. Моффет первым обратил внимание на сложный характер кривых блеска звезд типа UV Cet [94]. Он отметил, что на кривую блеска классической вспышки могут накладываться фликеринг и вторичные выбросы длительностью несколько секунд. 20 ноября 1972 г. Родоно наблюдал у вспыхивающей звезды HII 2411 в Гиа-дах вспышку, имевшую при средней интенсивности необычную кривую блеска – на гладкую кривую, определяющую ход вспышки, накладывались интенсивные колебания с периодом около 13 с (от 13.7 до 12.4 за время регистрации около 12 мин). При этом сами колебания отличались формой, характерной для вспышек, т.е. имели резкий подъем и более медленный спад. Амплитуда колебаний оставалась примерно одинаковой на протяжении вспышки и составляла около 25% интенсивности в белом свете для звезды в спокойном состоянии [109].
Г.Ш.Ройзман и Г.И.Кабичев зарегистрировали у EV Lac в 1980-81гг. 49 вспышек [23]. Они обратили внимание на большое разнообразие и, как правило, сложность кривых блеска вспышек, отметив, что простые «классические» вспышки на самом деле довольно редкое явление. Типичные отклонения от классической формы кривой блеска проявляются в многокомпо-нентности вспышек, отсутствии участков экспоненциального спада блеска, наличии вторичных всплесков яркости почти равной амплитуды. У ряда вспышек на нисходящих участках наблюдались квазициклические колебания блеска с периодом в несколько минут. Ройзман и Кабичев предположили, что подобные «осциллирующие» вспышки не являются редкостью, но их трудно обнаружить из-за высокого уровня квантовых шумов в полосе U.
Реальность открытых Родоно пульсаций яркости в оптике впервые подтвердил Жиляев с коллегами при проведении международной кампании наблюдений EV Lac в сентябре-октябре 1998 г. [121]. Объединение новых подходов – синхронные наблюдения сетью удаленных телескопов, высокое временное разрешение, цифровая фильтрация полученных рядов данных – позволило обнаружить быстрые колебания блеска в трех вспышках EV Lac на протяжении значительной части времени вспышки. Квазипериоды найденных колебаний близки к 13 и 26 с, амплитуды в полосе U – до 15% интенсивности излучения спокойной звезды, в полосе B – 2.5%.
Квазипериодические пульсации во вспышках красных карликов в эти же годы были обнаружены и другими наблюдателями. Отмечалась периодичность от нескольких секунд [41] до нескольких минут [88]. Однако оставался открытым вопрос о возможных атмосферных и инструментальных эффектах. Только уверенное согласие результатов, полученных синхронно на удаленных друг от друга инструментах организованной Б.Е. Жиляевым Синхронной Сети Телескопов (SNT) доказало звездную природу обнаруженных колебаний. Степанов и др. [25] исследовали пульсации, обнаруженные Жи-ляевым и др. и, связав их с быстрыми магнитозвуковыми колебаниями коро-нальных арок, получили оценки напряженности магнитного поля (B 320 Гс), температуры (Т 3.7107 К) и концентрации плазмы в области энерго-выделения (n 1.61011 см-3).
Высокочастотные колебания (ВЧК) во вспышках красных карликов были обнаружены не только в оптике, но и в радиодиапазоне [29, 43, 66, 114] и в рентгене [91-93]. На 305-м радиотелескопе Аресибо были зарегистрированы колебания с квазипериодом 5-10 с на частоте 1,4 ГГц в десятке вспышек красного карлика AD Leo [29]. По наблюдениям вспышки AD Leo 19 мая 1997 г. на 100-м радиотелескопе в Эффельсберге Зайцев и др. [16] обнаружили квазипериодические пульсации излучения с периодом, изменяющимся за время вспышки от 0.5 с до 5 с, и другую составляющую с постоянной 0.5-секундной периодичностью. Заключив, что источником радиоизлучения является корональная магнитная петля, они оценили длину (4.21010 см) и толщину петли, а также энергию и скорость энерговыделения, и отметили, что величина запасенной энергии и скорость энерговыделения на 2-3 порядка больше, чем в солнечных вспышках. Митра-Краев и др. [93] при наблюдениях красного карлика AT Mic телескопом XMM-Newton в мягком рентгене зафиксировали вспышку, на расширенном плоском максимуме которой видны затухающие колебания с периодом около 750 с, экспоненциальным временем затухания около 2000 с. и начальной относительной амплитудой около 15%. Они выдвинули предпо ложение, что колебания являются магнито-акустической волной, связанной со вспышечной петлей, и, посчитав наиболее вероятной интерпретацией мо ды колебаний медленную продольную, получили оценки длины петли (2,5 ± 0,2) 1010 см и напряженности локального магнитного поля 105 ± 50 Гс. Степанов и др. [25] отметили, что большое число неизвестных параметров в существующих методиках диагностики звездных петель приводит к заметным расхождениям у разных авторов, поэтому необходимо дальнейшее развитие методов диагностики, для чего, в свою очередь, нужны исследования тонкой временной структуры излучения звездных вспышек.
Техника многоцветных наблюдений вспыхивающих звезд с Синхронной Сетью Телескопов
Возможность повышения точности фотометрии звезд исследовалась неоднократно. [54, 118]. Стандартная техника наблюдений при хороших ат мосферных условиях обеспечивает точность, как правило, не лучше 0.005m для ярких звезд. Один из аспектов повышения точности фотометрии связан с подавлением атмосферных и фотонных шумов. Традиционный прием повы шения отношения S/N состоит в увеличении времени накопления сигнала. Но этот способ применим только для шумов с равномерной спектральной плотностью. Например, для устранения влияния быстрых вариаций атмо сферной прозрачности увеличение времени накопления эффективно примерно до 40 с, дальше происходит снижение S/N [69]. Однако при изуче нии быстрой переменности, как в случае вспыхивающих звезд, необходимо получить кривые блеска с высоким уровнем отношения S/N, не потеряв вы сокого временного разрешения. Достичь компромисса в этом вопросе позволяет, например, методика цифровой фильтрации наблюдательных ря дов, разработанная в ГАО НАН Украины Б.Е. Жиляевым. [13, 121]. Эта методика положена в основу пакета программ, написанных им для обработки наблюдений. На базе программ Жиляева диссертантом были написаны сце нарии отдельных этапов обработки данных многоцветной фотометрии, полученных на телескопе АЗТ-11 КрАО. Цифровая фильтрация кривых блеска с целью повышения отношения сигнал/шум. Цифровой фильтр Кайзера
Цифровые фильтры широко используются для выделения в исходном сигнале составляющих определенного диапазона частот с подавлением частот, не относящихся к указанному диапазону.
Фильтрация в частотной области может быть выполнена путем свертки ряда измерений пф с коэффициентами h(i) импульсной характеристики фильтра nf(k)=kh(i)n(k-i). (3.1) Импульсная характеристика является откликом фильтра на сигнал в виде дельта-функции 8(к - і). Она определяет временное разрешение ряда данных после фильтрации. Спектры отфильтрованного и исходного рядов G(f) и S(f) связаны соотношением G(0 = 3(0 Нф. (3.2) Частотная Нф и импульсная Нф характеристики фильтра связаны взаимным преобразованием Фурье Щу) = /2(0) + 2ВД cos(7rvk), (3.3) к=1 где частота v =///N задается в единицах предельной частоты Найквиста/v = 1/(2), а t время выборки. Идеальный фильтр низких частот с частотой среза vc 1 с частотной и импульсной характеристиками Я0)ЧЛ h(k) =r (3.4) 0,v vc як на практике не может быть реализован, так как число его коэффициентов бесконечно. Простейшим фильтром низких частот является фильтр скользящего среднего. Коэффициенты импульсной характеристики этого фильтра постоянны: h (i) = 1/L, где L = 2l + 1 - длина фильтра.
Фильтр скользящего среднего дает умеренный выигрыш отношения S / N. Более значимого результата можно добиться применением близкого к идеальному фильтра Кайзера. Коэффициенты фильтра Кайзера имеют вид: где I0(x) является модифицированной функцией Бесселя нулевого порядка, величина 7] является параметром, который входит в модель фильтра, / - число пар коэффициентов фильтра.
Фильтр Кайзера полностью определяют три основных входных параметра, а именно: полоса пропускания (задается частотой среза фильтра vc), ширина переходной зоны dv и величина подавления в зоне заграждения, выраженная в децибелах. Фильтр низких частот Кайзера эффективно пропускает частотный спектр сигнала ниже частоты среза vc и уменьшает с заданным коэффициентом подавления частоты сигнала в зоне заграждения (т.е. выше vc). Высокочастотный фильтр, напротив, подавляет составляющую с частотами ниже частоты среза фильтра vc , оставляя неизмененным сигнал с высокими частотами.
В представляемых работах для подавления высокочастотных шумов и получения сглаженных кривых блеска исследуемых звезд использовался цифровой фильтр Кайзера и, в отдельных случаях, - фильтр скользящего среднего.
Спектральный анализ - это метод обработки сигнала, позволяющий характеризовать частотную составляющую измеряемого сигнала. Математической основой спектрального анализа является преобразование Фурье, которое представляет сигнал, заданный во временной области, в виде разложения по ортогональным базисным функциям (синусам и косинусам) и, таким образом, связывает временной сигнал с его представлением в частотной области.
Для исследования частотного спектра колебаний использовалось преобразование Фурье со спектральным окном Тьюки [71]. Спектральная плотность мощности Рф определяется как преобразование Фурье аподизи-рованной автоковариационной функции с(к)
Недостатком преобразования Фурье является ограничение, связанное с тем, что частотные компоненты не могут быть локализованы во времени. Поэтому преобразование Фурье применяется только для анализа стационарных процессов. В случае данных с переменной мощностью результаты анализа должны содержать не только общую частотную характеристику сигнала, но и сведения о локальных координатах (во времени или в пространстве), на которых проявляют себя те или иные частотные составляющие.
Удобным и эффективным инструментом для анализа временных рядов с переменным частотным спектром является вейвлет-преобразование, когда для разложения сигнала используются не синусоиды, а другие функции. В отличие от преобразований Фурье, вейвлет-преобразование одномерных сигналов обеспечивает двумерную развертку, при этом частота и координата рассматриваются как независимые переменные, что дает возможность анализа сигналов сразу в двух пространствах.
Для анализа временных рядов с переменной мощностью применялось непрерывное вейвлет-преобразование по методике [116].
Пусть хп - временной ряд с временным разрешением dt ип = 0 ... N -1. В качестве базисной функции использовался вейвлет Морле - плоская волна, модулированная гауссианой: %(77)=7Г-1/4Є Є- /2 (3.12) где ц = t / s - безразмерный временной параметр, t - время, и s - масштабный множитель. Вейвлет-преобразование определяется как свертка дискретной последовательности хп с масштабированной и транслированной версией означает комплексное сопряжение. Варьируя индексы s и n, можно построить картину изменения амплитуды сигнала со временем и в зависимости от временного масштаба. Ошибки вейвлет-преобразования оценивались согласно [92]. Для временных рядов белого шума вейвлет спектр мощности \Wn(s)\2 = а2, где о2 -дисперсия шума. Распределение локального значения вейвлет спектра мощности для любого момента времени t и масштаба s, где xl - распределение /-квадрат с двумя степенями свободы. Используя распределение /-квадрат, определяется уровень значимости для пиков в вейвлет-спектре мощности.
Вейвлет-преобразование позволяет осуществлять низкочастотную, высокочастотную и полосовую фильтрацию наблюдательных данных. С его помощью полезный сигнал может быть отфильтрован от шумов и восстановлен без потерь, а также получены оценки ошибок реконструированного сигнала в предположении стационарного белого шума.
Вопросы точности колориметрических характеристик в приближении пуассоновских шумов
Пониманию природы излучения какого-либо источника может помочь сравнение цветовых характеристик исследуемого источника с цветами известных источников излучения. Метод двухцветных диаграмм позволяет сделать такое сравнение весьма наглядным и информативным. Этот метод применяется достаточно давно. Когда наблюдения проводились только в трех полосах UBV, существовал единственный вариант двухцветной диаграммы (U-B) - (B-V). Со временем диапазон длин волн, в котором проводились наблюдения, был расширен. Появилась возможность построения нескольких диаграмм, используя разные пары показателей цвета. С другой стороны, появились теоретические рассчеты цветовых характеристик излучения для различных моделей источников. Все это позволило проводить колориметрический анализ излучения наблюдаемых объектов на более широкой теоретической основе.
В первые годы активного изучения вспыхивающих красных карликов делались попытки построения на двухцветной диаграме цветовых треков для полного излучения системы звезда+вспышка. Однако, это не дало весомых свидетельств в пользу какой-либо одной из рассматриваемых моделей [4]. Вспышка является локальной структурой на поверхности звезды и не изменяет звезду в целом. Если излучение самой звезды во время вспышки остается постоянным, и к нему лишь добавляется излучение вспышки, то для понимания природы последней колориметрическому анализу необходимо подвергать так называемое “собственное излучение вспышки” - возникающий во время вспышки избыточный поток излучения от уровня излучения спокойной звезды.
Для фотометрической системы UBVRI можно построить четыре двухцветные диаграммы. Например, в [27] выполнены рассчеты показателей цвета на диаграммах (U-B) - (B-V), (U-B) - (V-R), (U-B) - (V-I) и (B-V) -(V-R) для излучения целого ряда источников (рис. 3.1):
Близкие значения параметров были использованы при проведении колориметрического анализа десятка сильных вспышек EV Lac, зарегистрированных на телескопе АЗТ-11 КрАО за время уже упоминавшейся международной кампании наблюдений этого красного карлика 1986 - 1995 гг. [5,7,30,32,33]. Полученные результаты привели к следующему заключению относительно локализации собственного излучения вспышек на двухцветных диаграммах: “диагностика излучения с помощью таких диаграмм возможна лишь в случае, когда рассматриваемое
Теоретические двухцветные диаграммы для различных источников излучения из [27]. Объяснение кривых приведено в тексте. излучение одинаково расположено относительно теоретических моделей на всех диаграммах.… В случае, когда наблюдаемое в UBVRI-полосах излуче ние обусловлено единственным механизмом, вспышка должна локализоваться в области, соответствующей теоретической модели на всех диаграммах. Но если два различных механизма излучения вносят сопостави мые вклады, то вспышка должна локализоваться в области, промежуточной между теоретическими кривыми соответствующих моделей; однако степень ее близости к той или иной модели на разных диаграммах может быть раз лична”. В диссертационном исследовании для колориметрического анализа вспышек использовались теоретические двухцветные диаграммы из работы [27], цветовые характеристики излучения абсолютно черного тела взяты из монографии [26].
Несмотря на то, что совокупность четырех диаграмм позволяет проводить диагностику вспышечного излучения с большей уверенностью, главное внимание было направлено на исследование диаграммы (U-B) – (B-V). Это связано с тем, что основная доля энергии вспышки в оптике приходится на полосы U и B. В то же время, амплитуды в полосах R и I у многих даже сравнительно сильных вспышек могут быть настолько незначительны, что мы не имеем возможности построить надежные цветовые треки вспышечного излучения на всем наборе двухцветных диаграмм для хоть сколько-нибудь протяженного участка вспышки.
По временным трекам вспышки на двуцветных диаграммах можно проследить эволюцию цветовых характеристик собственного излучения вспышки. Трек строится как последовательность эллипсов, следующих с интервалом 1с. Положение каждого эллипса определяется значениями показателей цвета, а размеры – пуассоновскими ошибками цветов для данной точки на кривой блеска вспышки.
Точность локализации треков соответствует 95%-ному доверительному уровню (полуоси эллипсов ошибок равны ±2).
Определение температуры и размера вспышки в максимуме светимости. Как следует из колориметрического анализа вспышек, приведенного ниже, излучение в максимуме вспышки имеет спектр абсолютно черного тела. Температуру излучения абсолютно черного тела можно определить по положению вспышки на диаграмме цвет-цвет. Далее, используя модель абсолютно черного тела для фотосферы EV Lac в спокойном состоянии, можно оценить и размер вспышки.
Две сильные вспышки EV Lac 15 октября 1996 года и 10 октября 1998 года
В наблюдениях вспыхивающей звезды EV Lac, проводившихся с Синхронной Сетью Телескопов в сентябре 2004 года, было задействовано 6 инструментов: - Пик Терскол, Северный Кавказ, Россия: 2-м телескоп, двухканаль-ный быстродействующий фотометр UBVR [119]; - КрАО, Украина: AЗT-11 (1.25-м), UBVRI фотометр-поляриметр [18]; 50”, двухканальный быстродействующий фотометр UBVR [119]; - Стефанион, Греция: 76-см, одноканальный фотометр в полосе U [89] - Рожен и Белоградчик, Болгария: 2-м, 60-см, одноканальный UBV фотометр [42]. За 14 ночей наблюдений было зарегистрировано более десятка вспышек и достигнуто значительное пересечение временных рядов с разных астропунктов. Для детального анализа были отобраны 2 наиболее яркие вспышки из тех, что были синхронно зарегистрированы на нескольких телескопах.
Вспышка EV Lac 14 сентября 2004 г. (Ттах = 20:31 UT) наблюдалась на трех телескопах: 2-м (Терскол), 50” и 1.25-м телескоп АЗТ-11 (КрАО). Амплитуда вспышки в полосе U превышала 2 звездные величины, длительность - около 40 с.
На рисунке 4.5 приведены фрагменты кривых блеска этой вспышки в полосе U до (верхний график) и после высокочастотной фильтрации (нижний график). Кривые блеска нормированы к единичной интенсивности в максимуме блеска. В исходных фотометрических данных на графике можно заметить только слабые признаки ВЧК. Нижний график ясно показывает присутствие ВЧК после соответствующей высокочастотной цифровой фильтрации кривых блеска. Использовался фильтр Кайзера с параметрами: частота среза 0.167 Гц, ширина переходной области 0.1 Гц, подавление сигнала в полосе заграждения 50 дБ. Для уменьшения шумовых колебаний также был применен фильтр скользящего среднего с эффективной полосой пропускания 1.5 с. Очевидная корреляция в отчетах, полученных на различных инструментах, является свидетельством реального существования ВЧК.
Временные ряды данных с этой вспышкой, полученные одновременно на 2-м (Терскол) и 50” (Крым) телескопах были использованы для построения вейвлет-спектров мощности. Кривые блеска вспышки в полосе U представлены на верхней панели рисунка 4.6. Ниже – ВЧК, полученные в результате цифровой фильтрации этих кривых блеска. Период колебаний 4.5 с, амплитуда – несколько сотых звездной величины.
Рис. 4.6. (а) кривые блеска вспышки в полосе U по данным телескопов 2-м (Терскол) и 50” (Крым); (b) ВЧК, полученные в результате цифровой фильтрации этих кривых блеска; (c,d) вейвлет-спектры мощности в зависимости от времени.
Далее следует вейвлет-спектр мощности в зависимости от времени, построенный для кривых блеска (после цифровой фильтрации). Толстая красная кривая ограничивает 95% доверительную область для пиков в спектре мощности. Как видим, наибольшая мощность сконцентрирована в интервале периодов колебаний 3 – 5 с. Из сравнения рельефа пика с амплитудами ВЧК на верхних панелях можно заключить, что пик в вейвлет-спектре на нижних панелях связан с ВЧК в окрестности максимума вспышки на интервале около 20 с. Рисунок 4.7 показывает исходные и сглаженные кривые блеска в полосах U и I по наблюдениям на 1.25-м телескопе АЗТ-11 КрАО. Сглаженные кривые получены аппроксимацией полиномами (от 5 до 13 степени) по методу наименьших квадратов. После вычитания сглаженных кривых остаточные отклонения были подвергнуты спектральному анализу путем сглаживания спектров мощности со спектральным окном Тьюки [71]. Спектры мощности на рисунке 4.7 демонстрируют колебания с низкой степенью когерентности в полосах U и I с периодами 4.5 с и 6.3 с соответственно. Пунктиром обозначен 99% доверительный уровень для шумовых пиков. Между колебаниями, зарегистрированными в полосах U и I, отмечается сдвиг по частоте.
Наблюденные и сглаженные полиномами кривые блеска вспышки 14.09.2004 в полосах U (верхний слева) и I (верхний справа). Спектры мощности остатков (нижний ряд) обнаруживают наличие гармоник ВЧК с периодами 4.5 с и 6.3 с соответственно. 4.2.2. Вспышку EV Lac 12.09.2004 зарегистрировали все астропункты в Украине, России, Греции и Болгарии. Эта вспышка была не такой яркой, как предыдущая, но гораздо продолжительнее. Ее амплитуда в полосе U составила 1.5m, длительность 150 с. показывает нормированные к единичной интенсивности кривые блеска в полосе U, полученные на телескопах 1.25-м КрАО (красная линия), 0.60-м Белоградчик, Болгария (синяя линия) и 0.76-м Стефанион, Греция (черная линия). Как видим, данные трех удаленных телескопов демонстрируют высокую степень совпадения. Исходные и сглаженные кривые ясно показывают присутствие ВЧК на нисходящей части вспышки. Вспышка EV Lac 12.09.2004 по данным трех астропунктов: КрАО 1.25-м, Болгария 60-см и Греция 76-см. Вычисленные по этим кривым блеска спектры мощности, приведены на рисунке 4.9. Все спектры демонстрируют колебания с периодами около 17, 8 и 6 секунд. Вспышка EV Lac 12 сентября 2004г. Спектры мощности кривых в блеска в полосе U по данным трех удаленных телескопов.
Временные ряды, содержащие эту вспышку, также были подвергнуты вейвлет-анализу. Из исходных данных были вычтены кривых блеска, сглаженные с помощью полиномов по методу наименьших квадратов. Остаточные разности демонстрируют присутствие ВЧК в данных всех астро-пунктов.
Рисунок 4.10 на двух верхних панелях представляет кривые блеска вспышки в полосе U по наблюдениям на 3-х телескопах в КрАО, Болгарии и Греции и высокочастотные колебания блеска в U после исключения основной кривой блеска вспышки. На нижних панелях представлены локальные вейвлет-спектры мощности для каждого телескопа, построенные с использованием вейвлетов Морле. Красная контурная кривая ограничивает 95% доверительную область для пиков в спектре мощности. Графики показывают, что ВЧК с периодом около 17 с появляются вблизи начала вспышки. Время жизни высокочастотных колебаний меньше времени существования вспышки и составляет примерно 1 минуту.
UBVRI кривые блеска вспышки EV Lac 15.10.1996. По оси абсцисс время в секундах от начала мониторинга. Для получения сглаженных кривых блеска вспышки 15.10.1996 был применен низкочастотный фильтр Кайзера с временным окном 10 с (частота среза 0.1 Гц, ширина переходной области 0.05 Гц, затухание в полосе заграждения 40 дБ).
Показатели цвета вспышечного излучения демонстрируют вариации, вызванные присутствием высокочастотных колебаний собственного излучения вспышки [20]. Эти цветовые вариации отчетливо прослеживаются на протяжении всей вспышки и по временным трекам вспышки на двухцветной диаграмме (U-B) - (B-V). По диаграмме на рисунках 5.7 и 5.8 (Глава 5, стр.87, 88) можно даже грубо оценить период колебаний, составляющий примерно 15 секунд. Амплитуда вариаций цветов собственного излучения вспышки может достигать половины звездной величины, особенно на начальной стадии вспышки.