Поиск и исследование пылевых оболочек в галактических и внегалактических объектах

2
СОДЕРЖАНИЕ
ОСНОВНЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ И СОКРАЩЕНИЯ 5
ВВЕДЕНИЕ 6
ГЛАВА I. ИНФРАКРАСНЫЙ КОМПЛЕКС АППАРАТУРЫ ГАИШ И МЕТОДИКА СПЕКТРАЛЬНЫХ И МНОГОЦВЕТНЫХ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ
I I. Комплекс аппаратуры ГАИШ для астрофизических наблюдений в
инфракрасном диапазоне. Мелодика наблюдений.. 22
1.2. Пропускание атмосферы в инфракрасном диапазоне в Крыму. Учет
атмосферной экстинкнни в инфракрасном диапазоне. 28
1.3. Стандартные звезды для инфракрасной фотометрии. Сравнение нашей
фотометрической системы со стандартной (аризонской) системой Джонсона. 32
1.4. Общие представления о проблеме исследований. 34
Выводы 38
ГЛАВА И. СТАТИСТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ИНФРАКРАСНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ИССЛЕДУЕМЫХ ОБЪЕКТОВ (1975-1999 ГГ.).
И. I. Список объектов и их средние фотометрические особенности. 39
11.2. Средине параметры звездных компонентов исследуемых объектов. 51
11.3. Средние параметры пылевых оболочек исследуемых объектов. 58
11.4. Сортировка объектов но оптической толщине пылевых оболочек (критерий - показатель цвета К-Ь). 62
Выводы 64
î
ГЛАВА III. ИССЛЕДОВАНИЯ ОБЪЕКТОВ С ПЫЛЕВЫМИ ОБОЛОЧКАМИ, ИМЕЮЩИМИ ЗАМЕЛ 1УЮ 011ТИЧЕСКУЮ ТОЛЩИ! 1У
III. 1. Симбиотические новые: VI016 Cyg и НМ Sge. 66
Ш.2. Симбиотические звезды близкие к D-типу: СН Cyg и ТХ CVn 83
111.3. Поиск пылевых оболочек углеродных звезд: UV Aur. NQ Gem и RWLMi. 124
111.4. Модели пылевых оболочек. 135
Выводы 168
ГЛАВА IV. ИССЛЕДОВАНИЯ ОБЪЕКТОВ С ОПТИЧЕСКИ ГОНКИМИ ПЫЛЕВЫМИ ОБОЛОЧКАМИ
IV. 1. Поиск пылевых оболочек в серпентидах RX Cas, КХ And, V367 Cyg и алголе TXUMa. 176
IV.2. Симбиотические звезды S-типа: 7. And, CI Cyg, BF Cyg, AG Dra, V443 Her,
AX Per, FG Ser, V13 29 Cyg. 194
IV.3. Поиск пылевых оболочек в долгопериодических двойных: с Aur, Ç Лиг, VV Сер, ZZ CMi, WY Gem. 230
IV.4. Оптическая и инфракрасная фотометрия FG Sge до осени 1992 г. 244
IV.5. Инфракрасная фотометрия рентгеновской Новой ХТЕ J1118+4800 в
аиреле-июлс 2000 г. 260
Выводы 268
4
ГЛАВА V. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ОБЪЕКТЫ
V.l. Ссйфертовская галактика NGC 4151: ИК-нсремснность ядра в 1985-2000 гг. 275
V.2. Инфракрасная переменность сейфертовской галактики NGC 1068 в 1998-2000 гг. 305
Выводы 307
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 310
СПИСОК РАБОТ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ 315
ЦИТИРУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА 321
ПРИЛОЖЕНИЕ 332
5
ОСНОВНЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ И СОКРАЩЕНИЯ
АД - аккреционный диск.
АЧТ, (ВВ) - абсолютно черное тело.
ЛЯГ - активные ядра галактик
Диаграмма ГР - диаграмма Герцшпрунга-Рассела
ИК - инфракрасный (ое, ые).
М3 - межзвездный (ые).
МЗП - межзвездное поглощение.
МС - межзвездная среда.
ОКГ13 - Обший каталог переменных звезд.
ПО - пылевые оболочки.
ПО/О - пылевые оболочки/облака.
ПОЗО - пылевые околозвездные оболочки.
РЭ - распределение энергии.
СПМ скорость потери массы.
8р - спектральный класс.
ТДС - тесные двойные системы.
ВВЕДЕНИЕ
6
Работа направлена на решение фундаментальной проблемы современной астрофизики, связанной с исследованиями строения и эволюции пылевых оболочек/облаков, взаимодействующих со звездами различных типов переменности, тесными двойными системами, ядрами сейфертовских галактик и т.д.
Объект и актуальность исследований. Пылевые околозвездные оболочки привлекли к себе внимание астрономов в начале века вместе с осознанием факта, что в среде между звездами присутствует значительное количество вещества в виде газовых и пылевых частиц. Трюмплср (1930) первый связал наблюдаемые избытки цвета звезд с межзвездным поглощении света. Основным резервуаром межзвездного вещества является газопылевая составляющая галактических и внегалактических объектов и, в частности, пылевые околозвездные оболочки, которые являются существенными компонентами межзвездной среды. Их взаимосвязь очевидна. Величина среднего межзвездного поглощения составляет ~ 1ш / кпк на длине волны 4000А и означает довольно высокую плотность межзвездных пылевых частиц, их массовая плотность (для наиболее эффективного размера) не менее 10 26 г/см'. Так как полная средняя плотность межзвездного пространства не более 5 10'* г / см , следовательно - 1/500 часть (по массе) межзвездной среды существует в форме пылевых частиц. В пользу существования пылевых частиц свидетельствуют также отражающие туманности, рассеяние и поляризация света в других галактиках. Наконец, пылевые частицы - наиболее вероятный компонент планетного и органического материала. Эти частицы - звездное вещество из которого мы и наша планета были сформированы. Молодые звездные объекты формируются в плотных пылевых облаках. Относительно недавно были обнаружены диски вокруг новых звезд - возможно родоначальники планет, а также других тел «солнечной» системы.
7
Окружающая источник пыль переизлучает, рассеивает и поглощает излучение источника. Результатом этого процесса является сдвиг распределения энергии в ближнюю ИК-область. Источник может быть полностью закрыт пылью в оптике и информацию о нем можно получить лишь в ИК-диапазоне. Детальное изучение закона МЗП в широком спектральном диапазоне и в разных участках неба, вместе с моделированием состава межзвездных частиц сфокусировали внимание исследователей в основном на силикатных и углеродных частицах. Одна из первых моделей Оорта и Ван де Хюлста (см. Гринберг, 1970) с графитовыми чешуйками, покрытыми оболочками из загрязненного льда могла объяснить МЗП в видимом диапазоне, но в УФ и ИК-диапазонах наблюдаемая кривая МЗП существенно отличается от модельной. Состав М3 пылевых частиц до сих пор не вполне изучен, но есть много свидетельств тому, что пылинки в межзвездной среде сформированы главным образом из силикатов и аморфного углерода. Возможны силикаты, включающие О, и Ге, так как среди тяжелых элементов, они наиболее обильны в галактике. Тяжелые элементы конденсируются и могут формировать пылевую частицу из газовой фазы при типичных для МС давлениях и при температурах менее 2000 К. Температура конденсации определятся как температура, при которой 50% атомов элемента конденсируются в твердую фазу при термодинамическим равновесии. Для тугоплавких элементов Mg, 81, Ге, Л), Са, N1 значения этих температур находятся между 1200 и 1600 К. Температура конденсации для О и С < 200 К. Водород и гелий не конденсируются. К середине 50-х годов стало очевидно, что для образования ядер пылинок идеально подходят атмосферы холодных красных звезд -гигантов. Во-первых, фотосферная температура этих звезд - 2000 - 3000 К. во-вторых, из-за того, что эти долгоживущие звезды подвергались длительное время ядерному синтезу, содержание тяжелых элементов в их атмосферах должно быть значительным, в-третьих, красные гиганты характеризуются заметной потерей массы (величина 10 Монгол может считаться типичной).
8
Пылевые оболочки вокруг красных гигантов могут формироваться на расстоянии, где температура становится благоприятной для конденсации. Так, для Тс - 1000 К образование пыли начнется на расстоянии - 10 радиусов красного гиганта и может продолжаться до расстояния ~ 10 ‘ радиусов. Звездный ветер от холодной звезды-гиганта, вероятно, является доминирующим источником пылевых частиц в межзвездной среде. Частицы обнаруживают себя через тепловое излучение, простирающееся от ближнего ИК до миллиметрового диапазона длин волн. Звезды М-типа можно разделить на кислородные и углеродные. Значение С/О > 1 указывает на углеродную атмосферу, - С/О <1 на кислородную. Молекула СО очень обильна в звездных атмосферах, но химически неактивна. Следовательно, в углеродных звездах весь кислород, скорее всего, будет связан в молекуле СО и из двух элементов (С и О) только углерод будет доступен для образования ядер конденсации пылевых частиц. Совершенно обратное ожидается для кислородных звезд. Таким образом, можно ожидать значительного различия в сорте пылевых частиц, сформированных в указанных типах красных звезд, что и подтверждается наблюдениями. Установлено, например, что составляющие 9.7 и 18 мкм, связанные с силикатами, видны в кислородных звездах, а полоса 3.4 мкм, которую приписывают пылевым частицам из ароматических гидрокарбонатов, видна только в углеродных звездах. Скорости потери массы и скорости истечения у красных звезд-гигантов почти постоянны во времени и зависят от параметров звезды, т.е. от ее положения на диаграмме НЯ. Другими словами, можно сказать, что потеря массы является эволюционным параметром звезды. Однако для количественных эволюционных оценок требуются наблюдения очень большого числа звезд (возможно тысяч звезд).
В 60-е годы в теоретических и экспериментальных работах, связанных с вопросом о возникновении ядер конденсации пылевых межзвездных частиц, разрабатывались модели, которые предполагали образование ядер конденсации и самих пылевых частиц в атмосферах холодных звезд, с последующим
9
выбросом их в пространство под действием светового давления. Начало основным работам в этом направлении было положено Хойлом и Викрамасинго.м (1962), которые рассмотрели вопрос об образовании графитовых частиц достаточно большого размера ( *- 10 : см) и в достаточном количестве, чтобы можно было объяснить все межзвездное поглощение. Камийо (1963) показал теоретическую возможность образования жидких (или твердых) $Ю2 - частиц ( - 10" см) в оболочках, окружающих
долгоисриодические переменные класса М. Процессы первичной конденсации вокруг М-звезд были рассмотрены также в работе Гайла и Сепдмайера (1986), в которой авторы детализировали проблему и показали, что первичная конденсация для поздних М-звезд происходит при температуре газа - Б00 К и -600 К для ранних М-звезд с хромосферой. Начальным конденсатом в этих звездах является ЗЮг- Основными физическими процессами, приводящими к формированию частиц в звездных атмосферах и околозвездных газовых оболочках, являются: образование ядер частиц либо непосредственно при образовании молекул, либо путем .конденсации на уже имеющихся нонах или молекулах; последующая конденсация на этих ядрах вследствие высокого парциального давления, превышающего давление насыщенного пара; выталкивание образовавшихся частиц световым давлением в межзвездное пространство. Эти условия выполняются в N и М-гигантах. Отмеченные процессы либо ведут к образованию малых частиц, служащих потом ядрами конденсации в межзвездном пространстве, либо непосредственно производят достаточное количество частиц такого размера, что они сами по себе способны играть существенную роль в оптике межзвездного пространства.
Вероятность того, что межзвездные частицы являются частицами, образованными в атмосферах звезд, имеет важное космогоническое значение, так как из этого следует, например, что частицы могут образовываться в галактиках, в которых мало (или вовсе нет) газа. В пользу гипотезы образования частиц в атмосферах звезд косвенно свидетельствуют и
10
проведенные за последние десятилетия наблюдения звезд в ИК-диапазоне, на основе которых обнаружены пылевые оболочки вокруг звезд разных спектральных классов. На непосредственную связь параметров пылевых околозвездных оболочек с центральным источником (звездой) указывают ИК наблюдения послевспышечного излучения новых, нестационарных явлений в тесных двойных системах, связанных с выбросом вещества из звездных атмосфер, что в свою очередь приводил к наблюдаемым изменениям параметров околозвездных оболочек.
В работе Ивезица и др. (1997) подробно рассмотрено состояние вопроса исследования пылевых оболочек к середине 90-х годов и приводится обширная библиография. В этой работе, в частности, отмечается, что проблема переноса излучения пылью на разных длинах волн может быть решена лишь численными методами и попытки получить аналитическое приближение к полуаналитичсскому решению всегда предполагают серый случай и основываются на эллингтоновском приближении, при котором поле излучения изотропно. Впервые полное аппроксимацнонное решение было получено Рован-Робннсоном (1980) и основано на прямых итерациях уравнения переноса излучения. Модификации этого метода применялись до начала 90-х годов, в том числе и в данной работе. Дальнейший прогресс связан с именами Эгана и др. (1988), которые на основании описания алгоритма уравнения переноса излучения из работы Леунга (1976), создали программу CSDUST3 для численного решения этого уравнения; эта программа использовалась нами для расчета модели пылевой оболочки углеродной звезды RW LMi. С конца 90-х годов решение задачи переноса излучения r пылевой оболочке проводится с использованием программы DUSTY (версия 2.0). Описание алгоритма, положенного в основу этой программы, приведено в работах (Mathis et al., 1977; Ivezic, Elitzur, 1997).
Постановка задачи. Очевидно, что основой и предпосылкой развития вычислительных методов и теоретических исследований пылевого компонента
II
в галактических и внегалактических объектах являются наблюдения. Эффективность фундаментальных исследований в астрофизике во многом определяется состоянием наблюдательной базы, главным образом чувствительностью, в том числе, и в ближнем инфракрасном диапазоне 1-5 мкм. До середины 50-х годов исследование околозвездного окружения проводилось на основе наземных наблюдений в оптическом диапазоне, что позволяло исследовать, в лучшем случае, поглощение в околозвездных пылевых оболочках. Наличие плотной околозвездной оболочки зачастую делало вообще невозможным исследование звезды. Увидеть излучение самих пылевых околозвездных оболочек, максимум излучения которых приходиться на инфракрасный диапазон (X > 1 мкм), стало возможным лишь с середины 50-х годов, когда в астрономии стали применяться фотоприемники на базе РЬБ-фотосопротивлсния. С этого времени начинается бурное развитие наземной ИК-астрономии. С конца 60-х годов, с началом применения 1п$Ь фотоприемника для диапазона 1-5 мкм и ОеОа болометра в диапазоне л>5 мкм, произошел революционный прорыв по чувствительности в ИК-астрономии. Наземные наблюдения в ИК-диапазоне (1-5 мкм) в последние годы активно проводятся на многих обсерваториях, зачастую на специальных ИК-телескопах, однако длительные (несколько десятков лет) систематические ряды наблюдений астрофизических объектов все еще являются уникальными из-за технических трудностей, сопутствующих ИК'Наблюдениям.
Создание и развитие отечественной ИК-астрономии начались в ГАИШ в 60-е годы и, в первую очередь, связаны с именем Мороза В.И., чьи работы по исследованию атмосфер планет на базе их спсктрофотометрнческих наблюдений в ИК-диапазоне, обшепризнаны. Однако, после запуска КА "Марсов", "Венер" и т.д., интерес к наземной планетной астрономии упал и внимание сотрудников группы ИК-астрономии ГАИШ, в том числе и соискателя, было переключено на звездную асгрономию. Нами начались
12
разработки и изготовление новой аппаратуры для наземной звездной ИК-астрономии. Параллельно составлялся список объектов исследований.
Первая группа объектов, на которую было обращено внимание, естественно, были красные звезды - мириды и полуправильные переменные. В 1975 г. для восьми звезд данных типов нами были проведены спектральные наблюдения в диапазоне 0.6-2.5 мкм и фотометрические до 10 мкм. Оказалось, что у этих звезд пылевые оболочки, как правило, холодные (температура пылинок не более 300 К) и для их исследований необходимы систематические наблюдения с болометром, охлаждаемым гелием. Последнее обстоятельство и, связанные с ним технические и финансовые трудности использования и приобретения гелия, значительно ограничивали наши исследования. Наиболее информативным и оперативным прибором до середины 80-х годов для нас оказался "двухканальный" фотометр с двумя фотоприемниками: РЬ$-
фотосопротивлением, охлаждаемым твердой углекислотой (.ТНК-фото.метрия) и фотоумножителем (ЦВУЯ-фотометрия). Эпизодически проводились наблюдения с РЬБ-фотосопротиплением, охлажденным жидким азотом (I-фотометрия) и устанавливаемым на тог же "двухканальный" фотометр, а так же с Оева-болометром, охлаждаемым жидким гелием (ММО-фотометрия). В 1984 -1985 гг. в ГАИШ (при участии соискателя на разных этапах работы) разработан и изготовлен ИК-фогометр с ІпБЬ-фотовольтаическим приемником излучения. Фотометр работает в ЛІКЬМ-системе, близкой к стандартной джонсоновской системе. Фотометрическая чувствительность данного фотометра, при наблюдениях на том же телескопе (Крым. 125 см рефлектор), оказалась на несколько порядков выше, чем у предыдущего с РЬН-фотосопротивлением и, поэтому список исследуемых объектов был существенно расширен.
Основные критерии при выборе объектов таковы. Во-первых, визуально объекты либо должны быть нс слабее 12 '”-13 (чтобы их можно было видеть и гидировать в подсмотре 125 см телескопа Крымской лаборатории ГАИШ),
13
либо иметь мощные пылевые оболочки, излучение которых на Я > I мкм позволяет ’вслепую" по сигналу гидировать объект при фотометрии.
Во-вторых, у объектов можно ожидать существование пылевой оболочки. По опубликованным к моменту начала наших исследований (конец 70-х годов) данным, представлялось, что для околозвездных пылевых оболочек одиночных звезд проблема достаточно хорошо изучена и для них построены модели, согласующиеся с наблюдениями. Поэтому к наиболее перспективным для ИК-наблюдений были отнесены тесные (взаимодействующие) двойные системы -ТДС, при условии, что одним из компонентов является красная звезда. Здесь наши надежды на обнаружение горячих пылевых оболочек основывались на двух аспектах: во-первых, в системе есть холодная звезда и, следовательно, есть околозвезднос вещество (в том числе и пыль) и, во-вторых, есть второй, более горячий компонент, который это вещество может нагреть. Кроме того, исследования пылевых оболочек в двойных системах, к началу наших ИК-наблюдений, если и проводились, го эпизодически, хотя, как раз исследования таких систем в ИК-диапазоне могут дать надежную информацию о положении, размере, плотности и температуре пылевою и газового компонентов и их взаимодействии с нагревающей звездой. Перенос массы - важная детерминанта эволюции ТДС. На ее наличие указывают эмиссионные линии; искажения кривой блеска, вызванные поглощением и рассеянием в газовых потоках; поляризация; изменения в орбитальном периоде. 1 !аблюдения в УФ и ИК также обнаруживают искажения континуума из-за излучения газопылевых компонентов. Для звезд с пысокими собственными скоростями потери массы, тесные компоненты могут изменить скорость потерн массы (СПМ), скорость истечения или образования частиц, которые могут снова изменить характеристики инфракрасного излучения и привести к пониманию основных механизмов самих процессов потери массы для звезд с высокими собственными скоростями потери массы.
14
К концу 70-х годов был составлен список астрофизических объектов, перспективных для наблюдений. Всестороннее исследование этих объектов на основе многолетних наблюдении и стало целью данной работы.
Основной список включал следующие типы объектов:
I. Тесные двойные системы (пол термином ТДС подразумеваются двойные системы, которые находятся на стадии эволюции, при которой происходит обмен веществом между компонентами системы и, следовательно, в системе и вокруг нее существует околозвезднос вещество в том числе и в виде пылевых оболочек/облаков). В том числе:
a) Звезды типа W Ser (серпентнды) и алголи. Серпентиды - ТДС, которые находятся в быстрой фазе переноса масс и кажутся естественным продолжением алголей, но с более длинными орбитальными периодами. Алгол и - ТДС (полуконтактные) в 1-ой фазе переноса масс, менее массивный компонент - звезда болсс позднего спектрального класса. До наших наблюдений в ИК-диапазоне совершенно не исследованные.
b) Звезды тина Z And (разнородная группа ТДС, состоящая из горячей звезды и звезды позднего спектрального класса, суммарный блеск которых испытывает неправильные изменения с амплитудой до 4"’):
•без пылевых оболочек или с холодными пылевыми оболочками (S - тип); •с горячими пылевыми оболочками (D - тип);
Эти ТДС до 1978 г. (начало наших исследований) эпизодически наблюдались в ИК-диапазонс (см., например: Swings, 1970; Gil let et al, 1971; Swings, Allen, 1972; Allen, 1973; Woolf, 1973; Szcody, 1977). В работе Свишса и Аллена (1972) все известные к тому времени симбиотические системы, по распределению энергии в ИК-диаиазоне, были разделены на две группы: симбиотические системы S-типа (без пылевых оболочек) и D-типа (с пылевыми оболочками).
II. Долгоперноднческие двойные с компонентами поздних спектральных классов, у которых можно ожидать потерю массы даже в отсутствии
15
близкого компонента. Эти системы также практически не наблюдались в ИК-лиапазоне.
III. Рентгеновская новая (двойная) ХТЕ JI118+480, открытая в марте 2000 г. Ремиллардом и др. (2000) в процессе эксперимента RXTE All-Sky Monitor.
IV. Одиночные звезды (уникальный объект FG Sgc - ядро планетарной туманности, в то время еше не испытавший катастрофических изменений 1992 г.; полу правильные переменные, мнриды и т.д.). ИК-наблюдения FG Sge до начала наших наблюдений (1985 г)- проводились трижды: в 1970 г. Жиллеттом и др. в фильтрах L и N (1971), Свингсом и Алленом в 1971 г. (1972) в фильтрах Н, К и L и в гсх же фильтрах Алленом в 1972 г. (1973).
V. Внегалактические объекты: сейфсртовскис галактики (NGC 4151 и NGC 1068) с целью изучения динамики и структуры межзвездного вещества в них. Первые ИК наблюдения галактики, на основании которых был сделан вывод о ее ИК-переменности были проведены Фитчем и др. (1967), Пенстон и др. (1974) наблюдали галактику в фильтрах Н, К и L и подтвердили ее ИК переменность. До 1985 г. ИК-наблюдения галактики носили эпизодический харакгер.
Основные задачи, которые решались в процессе наших исследований, можно свести к следующим основным пунктам:
• Выявление закономерностей в излучении пылевых околозвездных оболочек, исследование их физических и оптических параметров; зависимость параметров от нагревающего источника.
• Выяснение природы переменности одиночных нестационарных звезд и звездных компонентов в двойных системах.
• Исследование ИК-переменности внегалактических источников и других астрофизических объектов.
<6
• Создание эмпирической логически самосогласованной картины явлений, на основе полученных наблюдений.
Содержание работы по главам. В первой главе описывается инфракрасный комплекс аппаратуры ГАИ1Л, созданный при нашем участии и разработанная нами методика спектральных и многоцветных фотометрических наблюдений. Анализируется пропускание атмосферы в инфракрасном диапазоне в Крыму на протяжении почти 25 лет. Описывается разработанная нами методика учета атмосферной экстинкции в инфракрасном диапазоне. По наблюдениям стандартных звезд проводится привязка нашей фотометрической системы к стандартной (аризонской) системе Джонсона.
Во второй главе приводятся данные статистического анализа всей совокупности инфракрасных наблюдений переменных звезд разных типов, проведенных с 1975 г. по 1999 г. В частности, по стандартным отклонениям оцениваются степень переменности ИК-блсска и цвета каждого источника, средние параметры звездных компонентов исследуемых объектов и их пылевых оболочек. Проводится сортировка объектов в зависимости от оптической толщины пылевой оболочки, критерием которой является среднее значение показателя цвета К-L исследуемой звезды.
В третьей главе приводятся результаты исследований объектов с пылевыми оболочками, имеющих заметную оптическую толщину, в том числе новоподобных симбиотических звезд VI016 Cyg и НМ Sge; симбиотических звезд CH Cyg и ТХ CVn и трех углеродных звезд - двух симбиотических NQ Gem и UV Aur и уникального объекта RW LMi Для R\V LMi, НМ Sge, VI016 Cyg и CH Cyg построены детальные модели пылевых оболочек, с использованием программ численного решения уравнений переноса CSDUST3 (Эгана и Леунга) и DUSTY (версия 2.0) [Ивсзнца и Элитзура] и данных космических аппаратов IRAS и ISO.
В четвертой главе приведены результаты исследований объектов с оптически тонкими пылевыми оболочками и без признаков их присутствия.
17
Здесь рассмотрены такие объекты, как ТДС типа W Ser (серпентиды) и алголь, симбиотические системы S-типа и долгопериодические двойные, а так же уникальный объект FG Sge (до ИК-вспышки) - ядро планетарной ту манности Нс1-5 и рентгеновской Новой ХТЕ J1118+480, открытой в марте 2000 г.
В питой главе анализируются результаты фотометрии внегалактических объектов - сейфертопскнх галактик NGC 4151 и NGC 1068.
В ПРИЛОЖЕНИИ, приведены результаты инфракрасной и оптической фотометрии исследуемых объектов в табличной форме.
Научная новизна. Содержание настоящего исследования представляет собой законченный этап работ по поиску и исследованию относительно горячих пылевых оболочек, выполненный на основе 25 - летних оригинальных наблюдении около пятидесяти галактических и внегалактических источников, проведенных соискателем в широком спектральном диапазоне (0.36-5 мкм). В работе впервые, на основе многолетних наблюдений, исследованы физические, динамические и структурные параметры таких разных по своей природе объектов, как тесные двойные системы с орбитальными периодами от нескольних до тысяч дней, пекулярные звезды, внегалактические объекты и т.
д.
Публикации. По теме диссертации опубликовано семьдесят пять работ в отечественных и иностранных астрономических журналах.
Обоснованность научных положений и достоверность выводов, сформулированных в диссертации, определяются комплексностью исследований, длительным рядом проведенных наблюдений, всесторонним их анализом, а также проведенными модельными расчетами.
Личный вклад. В совместных работах вклад соав торов, на равных правах, определятся их участием в получении наблюдательных данных. Анализ и интерпретация результатов наблюдений полностью принадлежит соискателю.
и
Научная и практическая значимость. Полученные соискателем многолетние ряды фотометрических в оптическом и инфракрасном диапазонах наблюдений содержат уникальные данные почти для полусотни астрофизических объектов. 'Эти результаты используются при анализе спектрального распределения в излучении объектов на разных фазах их эволюции, при оценках динамических и структурных параметров тесных двойных систем без пылевых оболочек и окруженных газопылевыми оболочками, при комплексном анализе излучения ядер сейфертовеких галактик на разных фазах их активности. Статистический анализ мнотолетних наблюдений звезд разных типов переменности может быть в дальнейшем использован для сравнительного анализа с другими типами астрофизических объектов. Подученные в диссертации выводы, наряду с разработанными методиками фотометрических ИК-наблюдений и их интерпретации, могут быть использованы в астрономии и других областях науки, например, при исследованиях верхней атмосферы Земли, Солнца, в планетной астрономии, при исследованиях исскуственных спутников Земли и т.д. Несомненная ценность работы состоит в создании и пополнении базы данных ИК-наблюдений астрофизических объектов. Разработанные нами методики и найденные технические решения могут быть внедрены при создании ИК-фотометров на других обсерваториях. В 1996-98 гг. работа по исследованию пылевых околозвездных оболочек была поддержана грантом РФФИ и поддерживается грантом "Пыль в околозвездной среде” по проекту ГНТ11 России «Фундаментальные космические исследования (раздел "Астрономия")». В 80-х годах на основе методов ИК-астрономии совместно с «Всесоюзным научно-исследовательским институтом ядерной геофизики и геохимии» проводились работы по обнаружению месторождений радона и метана.
19
Основные положении, выносимые ни защиту.
1. Законченный цикл работ по поиску и исследованиям пылевых оболочек в галактических и внегалактических объектах, включающих звезды разных типов переменности, в том числе, двойные системы [ ТДС типа W Ser (серпентиды), типа Z And (классические и новые симбиотические системы), долгопериодические системы и сенфертовские галактики.
2. Результаты многолетних (около 25 лет) фотометрических, в инфракрасном (частично и в оптическом) диапазоне, наблюдений около пятидесяти астрофизических объектов. Полученная база данных наблюдений является основной и неотъемлимой частью работы. Для всех объектов длительные ряды ИК-наблюдений получены впервые.
3. Результаты оценок параметров пылевых оболочек па основе наблюдений и моделирования оптических, физических и динамических параметров пылевых околозвездных оболочек/облаков, с использованием полученной информации о распределениях энергии в их спектрах и современных данных об оптических характеристиках охолозвездных пылинок. Для части объектов пылевые оболочки/облака обнаружены впервые.
4. Определены параметры звездного ветра и оценена скорость потери массы у звезд, находящихся на разных стадиях эволюционного развития, что имеет фундаментальное значение для понимания их эволюции, механизмов сброса оболочки и формирования межзвездной среды. Разработаны вычислительные методы моделирования излучения звезд окруженных пылевыми оболочками.
5. Результаты оценок параметров звезд разных типов переменности и звездных компонент двойных систем избранных типов на основе наблюдений и моделирования физических и оптических параметров самих переменных звезд, определение эволюционного статуса звезд с пылевыми оболочками, проведение сравнительного анализа. Определены и уточнены параметры
20
кривых изменения блеска и цвета звезд разных типов переменности в разных спектральных диапазонах и периоды переменных источников.
6. Результаты оценок параметров рентгеновской новой (двойной) ХТЕ J1118+480, открытой в марте 2000 г. Рсмиллардом и др. (2000) в процессе эксперемента RXTE All-Sky Monitor, на основе данных JHKL - фотометрии, полученных в апреле-июле 2000 г.
7. Результаты оценок параметров центральных областей сейфертовской галактики NGC 4151 на разных фазах активности ее ядра на основе моделирования наблюдаемых динамических и структурных особенностей галактики, проявляющихся в излучении в широком спектральном диапазоне 0.36-3.5 мкм.
Достоверность проведенных исследований обусловлена современной аппаратурой, разработанными методиками обработки данных наблюдений, расчета моделей пылевых оболочек. Оценки параметров звезд разных типов переменности (в том числе и ТДС), активных ядер галактик и т.д., погруженных в структуированные пылевые оболочки разной оптической толщины, позволили получить научные результаты на мировом уровне. Это подтверждается публикацией результатов исследований в ведущих отечественных и зарубежных журналах и их высокой цнтируемостью. Опубликовано около восьмидесяти научных работ, сделано более десяти научных докладов на международных конференциях.
Благодарности.
Автор выражает глубокую благодарность своему учителю Морозу В.И.
Автор выражает признательность руководству и всем сотрудникам Крымской лаборатории ГАИШ, в том числе. Теребижу В. Ю., Лютому В.М., Лютому A.B., Колотилову Е.А. и др. Особую признательность и благодарность автор выражает В.И. Шенаврину за многолетнее сотрудничество.
Автор признателен руководству и всем сотрудникам ГАИШ, мастерским ГАИШ и Крымской лаборатории.
21
Автор выражает благодарность сотрудникам отдела радиоастрономии и группы ИК-астрономии Есипову В.Ф., На джипу А.Э., Татарникову А.М., Юдину Б.Ф. и др..
Автор выражает благодарность Прокофьевой В.В. и Архиповой В.П. за доброжелательные и конструктивные советы.
Автор выражает глубокую признательность Богданову М.Б. (Сарат. ГУ) за «скорую помощь» и сотрудничество.
Автор выражает искреннюю признательность и благодарность всем своим соавторам по публикациям и докладам на различных конференциях, поддержавшим его и внесшим неоценимый вклад в общее дело развития отечественной ИК-астрономии.
Автор выражает благодарность оппонентам и рецензентам за ценные замечания.
Автор благодарен группе асгрофизиков Университета Кентуки (Zcljko Ivezic, Maia Netikova. Moshe Elitzur) за предоставленную возможноегь использования программы решения уравнения переноса излучения DUSTY, а также коллективам баз данных SIMBAD, Университета Калгари и обсерватории ISO за доступ к наблюдательным данным.
22
ГЛАВА I. ИНФРАКРАСНЫЙ КОМПЛЕКС АППАРАТУРЫ ГАИШ И МЕТОДИКА СПЕКТРАЛЬНЫХ И МНОГОЦВЕТНЫХ ФОТОМЕТРИ Ч ЕСКИХ НАБЛЮДЕНИ Й
1.1. Комплекс аппаратуры ГАИШ для астрофизических наблюдений в инфракрасном диапазоне. Методика наблюдений.
Для исследований пылевых околозвездных оболочек нами использовался спектрофотометрический комплекс аппаратуры, разработанный и созданный в ГАИШ, для инфракрасных наблюдений астрофизических объектов. Комплекс включает в себя два фотометра, позволяющих проводить фотометрические измерения в диапазоне 0.36 - 20 мкм и два спектрометра для наблюдений в диапазоне 0.6 - 2.5 мкм. На протяжении почти тридцати лет комплекс неоднократно модернизировался в соответствии с научно-техническим прогрессом.
Для целей данной работы автором в разное время проводились наблюдения на всех приборах ИК-комплекса.
До 1985 г. комплекс включал в себя приборы, перечисленные п табл. II! (Мороз и др., 1979) и в свое время соответствовал мировому уровню наземных исследований астрофизических объектов в широком спектральном диапазоне(0.36-20 мкм). С этим комплексом были получены пионерские данные относительно инфракрасного излучения планет, переменных звезд и т. Д.
Двухканальный электрофотометр содержал стандартный набор широкополосных иВУ'ШНКЬ- фильтров. Фотометрические наблюдения можно было проводить либо последовательно в каждом фильтре, либо одновременно в двух фильтрах: видимом и инфракрасном.
23
Таблица 111. Комплекс аппаратуры ГАИШ для инфракрасных исследований (использовался до 1985 г.)
Прибор Спектральная область, мкм Фотоприемиики Пороговая звездная величина
Двухканальный 0.36-3.5 мкм L'BVR: ФЭУ-79 +15"’
электрофотометр JH: Ge+Cu + 13
JHK: PbS (СО 2) +11
L: PbS (N 2) -4.5
Инфракрасный 1 -20 мкм (Gc+Ga) - +8 НК
фотометр болометр -61.
+4.5 М
-1.0 N
Призменный 0 6-16 мкм Ge+Cu +7 (1.5 мкм)
спектрометр 0.6-2.5 мкч PbS +5 (2.2 мкм)
Дифракционный 1-1.6 мкм ЭОЛ+ФЭУ +9 (0.9 мкм)
спектрометр 1-2.5 мкм Ge+Cu +3 (1.5 мкм)
PbS + 1 (2.2 мкм)
Инфракрасный фотометр предназначался для работы в спектральном диапазоне 1-20 мкм (JHKLMNQ-фотометричсская система). Фотоприемником служил болометр из германия легированного галлием (Ge+Ga), охлаждаемый жидким гелием до рабочей температуры 2 К. Болометр изготовлен фирмой “Infrared Lab Inc” (США).
В двухканальном фотометре, в призменном и дифракционном спектрометрах по необходимости могли использоваться разные фотоприемники. Для оптической фотометрии - фотоумножитель ФЭУ-79; фотосопротивления из германия, легированного медью (Ge+Cu) и сульфида свинца (PbS)-для наблюдений в ближнем ИК-диапазоне. Фотосопротивление (Ge+Cu) охлаждалось жидким азотом, фотосопротивление PbS - твердой углекислотой (для JHK-фотометрни) или жидким азотом (для [.-фотометрии).
Регистрация сигнала фотоумножителя осуществлялась в режиме счета фотонов. Инфракрасные фотоприемиики работали в режиме переменного тока с последующим синхронным детектированием.
24
Пороговые звездные величины в таб.ч. Ill соответствуют потокам на фотоприем никах при наблюдениях на 1.25 м телескопе.
В 1984 г., когда широкое распространение получил фотоприемник из антимонита индия (InSb), на его основе в ГАИШс был разработан и изготовлен новый инфракрасный фотометр, оптическая схема и конструкция которого позволила эффективно реализовать высокую чувствительность нового приемника. Порог чувствительности используемых нами фотоприемников близок к 10 '15 вт/ Гц"5 и это позволило повысить эффективность наблюдений с 1.25 м рефлектором Крымской лаборатории ГАИШ примерно в 100 раз, по сравнению с ранее созданными ИК-фотометрами (см. выше).
Краткое описание фотометра. С начала 1985 гола вся JHKLM фотометрия в Крымской лаборатории ГАИШ проводится с новым фотометром. Фотометр предназначен для измерений потоков излучения от звезд и других астрофизических объектов в спектральном диапазоне 1 - 5 мкм, т.е. в области наиболее доступной для наземных ИК наблюдений. Детальное описание конструкции и оптической схемы фотометра приведено в работе сотрудников группы инфракрасной астрономии ГАИШ (Наджип и др., 1986). Угловой диаметр диафрагмы поля ~ 12". Эта величина обусловлена следующими обстоятельствами. Величина фонового потока, падающего на чувствительную площадку приемника, пропорциональна произведению полной площади главного зеркала телескопа S и телесного угла О, под которым наблюдается источник. Поэтому, с одной стороны, для ограничения фона необходимо использовать диафрагму поля как можно меньшего размера. Однако, с другой стороны, изображения в Крыму редко бывают менее 3”, кроме того, необходимо учитывать ошибки гидирования и установки слабого объекта в центр диафрагмы. В результате для обеспечения необходимой фотометрической точности в подавляющем большинстве случаев приходится пользоваться диафрагмой поля с угловым диаметром не мснсс 12".
І аблипа 112. Характеристики ИК-фильтров.
25
Фильтр К мкм Д\, мкм Пропускание
і 1.25 0.23 0.66
И 1.63 0.40 0.67
К 2.19 0.46 0.76
1 3.47 0.60 0.60
М 4.7 0.78 0.70
В фотометре используются интерференционные полосовые ИК фильтры, изготовленные в Физическом институте АН БССР. Их параметры приведены в табл.112.
Для гидирорания фотометр снабжен подсмотром с полем зрения 1x1 \ Он используется для контроля изображения после модулирующей системы, установки одного из двух изображений объекта на центр полевой диафрагмы и гидирования. После 1998 г. разработан и изготовлен дистанционный телевизионный подсмотр, который существенно повысил эффективность ИК-наблюдений, особенно в зимний период.
Для подавления фона и низкочастотного шума неба в фотометре применяется обычная для ИК-наблюдений пространственная модуляция направленности телескопа по принципу "источник-фон неба-источник" (со смешением поля зрения телескопа на 20" - 30") с последующим синхронным детектированием генерируемого приемником переменного электрического сигнала.
Азотный криостат создан на базе промышленного образца оптического криостата общего применения, в котором была изменена система подвески и оптическая платформа, и установлен барабан с ИК фильтрами и механизмом для их автоматического переключения. Криостат снабжен бесконтактным датчиком положения барабана. Переключение фильтров может осуществляться по командам оператора или от управляющего фотометром ПК.
Фотометрия в ИК-области проводится с помощью так называемого относительного метода. В качестве первичных стандартов в основном
26
используются звезды сравнения из каталога Джонсона и др. (1966). В качестве стандартов мы используем звезды 0 - +6"' в инфракрасной области, что позволяет при времени накопления не более минуты получить точность порядка десятых долей процента. Наблюдения проводятся по общепринятой схеме. Измеряется блеск стандарта в одном или нескольких фильтрах, затем объект и снова стандарт. При наблюдениях последовательно интегрируется сигнал от первого и второго изображения звезды, затем снова от первого. Поскольку абсолютной компенсации фона добиться нельзя, такая методика наблюдении позволяет практически полностью исключить влияние фона на конечный результат измерений. Фоновый сигнал всегда находится в одной и тон же фазе по отношению к опорному напряжению и его значение на выходе интегратора в среднем имеет одну и ту же величину. В то же время сигнал от одного изображения находится в фазе с опорным напряжением, а от другог о - в противофазс. Поэтому отсчет на одно изображение дает на выходе интегратора сумму фон плюс сигнал, а от другого - фон минус сигнал. Разность между двумя последовательными отсчетами представляет собой удвоенный сигнал. Таким образом, влияние фона на конечный результат исключается. Дальнейшей обработке подлежит указанные разности между поел едовател ьн ы ми отсчетам и.
После завершения цикла наблюдений стандарт-объект-стандарт в реальном времени проводится первичная обработка полученных результатов: вычисляется значение звездной величины объекта со среднеквадратичной ошибкой по первому и второму измерениям стандарта отдельно, значение звездной величины как среднее из двух измерений стандарта и коэффициент
Таблица 113. Пороговые параметры InSb - фотометра
27
Фильтр f п*. Ю',5Вт/Гц05 Гп*. Ю|5Вт/Гц05 К 10',8Вт /см 2мкм ПТ п
J 10 13 30 13.3
н 7.8 9.7 15 13.0
К 5.6 7.2 8 12.6
L 3.7 6.8 6.1 10.8
М 2.7 19 21 8.1
/„* - теоретический порог чувствительности приемника /„*♦ - порог чувствительност и, определенный по наблюдениям - предельный поток тг - предельная звездная величина, полученная при отношении сигнала к шуму равном 3 и времени интегрирования 60 минут.
экстинкции атмосферы во время наблюдений. При необходимости все заведомо
Рис. 111. Внешний вид InSb фотометра, установлен ного на 1.25 м рефлектор
е (ЗТЭ)
Крымской лаборатор ии ГАИШ.
ошибочны с отсчеты (например,
изображение звезды выходило из диафрагмы) можно устранить из дальнейших
28
расчетов.
Пороговые параметры 1п$Ь - фотометра приведены в табл. 113.
Внешний вид 1пБЬ - фотометра, установленного на 1.25 м рефлекторе (ЗТЭ) Крымской лаборатории ГАИШ показан на рис. 111.
1.2. Пропускание земной атмосферы а инфракрасном диапазоне с Крыму. Учет атмосферной экстинкции л инфракрасном диапазоне.
Окна прозрачности земной атмосферы, на которые центрированы фотометрические полосы .1, Н, К, Ь и М, содержат полосы поглощение таких молекул как Н2О, СОг , СН4 и т.д. Многолетними исследованиями ИК-прозрачности земной атмосферы геофизическими методами установлено, что для всех молекул, кроме Н>0 и О3 , наблюдается приблизительное постоянство их удельных концентраций на всех высотах, а абсолютные концентрации слабо зависят от места и времени наблюдений. Основным фактором, определяющим прозрачность земной атмосферы в диапазоне 1-5 мкм, являются пространственно-временные вариации концентрации водяных паров, полосы поглощения которого в большей или меньшей степени присутствуют во всех ИК-окнах прозрачности.
По наблюдениям стандартных звезд, используемых в процессе ИК -фотометрии астрофизических объектов, исследована ИК - прозрачность земной атмосферы на Крымской станции ГЛИН! в 1976 - 98 гг. Проанализированы данные около ста ночей наблюдений, в том числе по тридцать ночей в 1976-77 гг. и 1985-86 гг. и около сорока - в 1997-98 гг. Все наблюдения проводились на 1.25 м телескопе при помощи фотометров с РЬ8 -фотосопрогнвление.м (1976 - 77 гг.) и 1п8Ь - фотоириемником (после 1985 г.) в .!НКГМ - фотометрической системе.
Н течение ночи, как правило, наблюдалось 5-6 стандартных звезд на разных зенитных и азимутальных углах. Схема ИК - фотометрии обычна для
29
фотометрических наблюдений: стандарт - звезда - стандарт. Цикл одного измерения занимал от 5 до 30 минут, за это время заметно менялось зенитное расстояние стандартной звезды. По этим наблюдениям стандарта в каждом фильтре можно обычным образом определить спектральную прозрачность земной атмосферы, предполагая, во-первых, что она не менялась за время наблюдений и, во-вторых, что ослабление света в земной атмосфере согласуется с законом Бугера (эмпирически установлено, что такое приближение достаточно, если наблюдения проводя гея на зенитных расстояниях менее 60°). Тогда в плоско-параллельном приближении поток от стандартной звезды на зенитном расстоянии 2 в одном из используемых фильтров можно представить в виде:
F(X, z) * F0 (X) exp (-sec г t(X)] = F0 (X) (P(X)J50:2 (121) где Fo (X) - внеатмосферный поток от стандартной звезды; Р(Х) -спектральная прозрачность земной атмосферы.
Для наблюдений стандартной звезды на двух зенитных расстояниях, можно записать:
[F(X, *)/ F(X, г,» «[Р(Х)) М!сс:> (122)
или, переходя к звездным величинам:
Дш(X) = -2.5 A(sec z) log Р(Х) ос A(sec 2), (123)
если прозрачность не менялась во время наблюдений стандарта.
Величину самой прозрачности Р(Х) можно определить из соотношения: log Р(Х) = - 0.4 (Am (X) / A(sec 2)] (124)
Анализ ИК-прозрачности на обсерваториях с хорошим астроклиматом, где систематически проводятся ИК-наблюдения, показывает, что для JHKLM -фотометрических полос соотношение (123) справедливо, по крайней мере, для воздушных масс в пределах 1-3.
„Тля Крымской станции ГАИШ просмотр зависимостей величин Дт(Х) от A(sec 2) показывает, что в так называемые фотометрические ночи (по
30
оптическим оценкам) наблюдаются самые разнообразные отклонения от зависимости, описываемой соотношением (123).
Наблюдаемые на Крымской станции ГАИШ отклонения в пропорциональной зависимости Ат (а) от Л(зес г) и являются в основном следствием пространственно-временных вариаций концентрации водяных паров.
Для оценок ИК-прозрачности земной атмосферы на Крымской станции ГАИШ, из всей совокупности наблюдений стандартных звезд, в указанные выше периоды, были отобраны лишь те наблюдения, которые не противоречат соотношению (123). В 1976-77 гг. таких ночей оказалось 20, в 1985-86 гг. - 15 ночей, в 1997-98 гг. (осень-весна) - 15. Из отобранных таким образом данных, на основании соотношения (1.2.4) получены оценки средних значений величин Р(А.)дяя 1976-77 гг., 1985-86 гг. и 1997-98 гг. и их значения приведены в табл. 121 (БО - стандартное отклонение).
Таблица 121. КК- прозрачность земной атмосферы на Крымской станции ГАИШ, 1975-98 гг.
Фильтр 1976-77 гг. Р(Х) БО 1985-86 гг. Р(Х) 1997-98 гг. Р(л) 5Э
1 0.59 0.20 0.75 0.12 0.72 0.15
Н 0.78 0.15 0.73 0.12 0.78 0.15
К 0.71 0.15 О.бв 0.10 0.82 0.07
1 0.57 0.30 0.70 0.15 0.70 0.17
м 0.49 0.20 0.49 0.20 0.70 0.13
Из табл. 121 видно, что в среднем ИК-прозрачность земной атмосферы и ее вариации на Крымской станции ГАИШ за более, чем двадцатилетиий интервал наблюдений , изменились незначительно. Отличия (особенно в фильтрах I. и М) можно связать с тем обстоятельством, что с 1985 г. в ИК-фотометре используются интерференционные фильтры. Можно так же отметить, что
наиболее неблагоприятные условия на Крымской станции ГАИШ относятся к наблюдениям в фильтре М (5мкм), где расположено много полос поглощения водяного пара. Достаточно высокая среднегодовая относительная влажность и сс изменения в течение одной ночи часто значительно ухудшают пороговую звездную М-величину. Следствием сезонных изменений относительной влажности является так же тот факт, что максимальные значения Р(Т) во всех фильтрах достигаются в период наблюдений с августа по ноябрь.
Для оценок реальных погрешностей ИК-фотометрии, связанных с вариациями прозрачности земной атмосферы, были проанализированы следующие наблюдения стандартных звезд: для одной и той же стандартной звезды отбирались наблюдения на близких зенитных расстояниях. Затем составлялись пары значений (Дт (Я.) и Д(яес г)] и анализировались зависимости средних значений Ат (X,) и их стандартных отклонений ($0) от соответствующей средней величины Д($ес 2). При значениях ДСьес 2), превышающих некоторое определенное значение [Д(8ес г)]о , начинает выполняться соотношение (123). Из анализа указанных зависимостей можно оценить минимальные значения величин (80) и [Д^ес г)]0 . Первая из них характеризует реальную погрешность, связанную с вариациями прозрачности земной атмосферы при однократном цикле фотометрических: стандарт-звезда-стандарт. Вторая (на наш взгляд) является мерой пространственных неоднородностей атмосферной прозрачности. В результате оказалось, что значения стандартных отклонений (БО) почти не зависят от значений величин Д^ес 2) в пределах их значений от 0 до 0.03-0.05 и обусловлены главным образом вариациями прозрачности земной атмосферы. Величине Д($ес 2) » 0.03, например, при зенитном расстоянии 30", соответствует изменение зенитного расстояния на 2" и на это расстояние звезда перемещается примерно за 10 минут.
32
Следовательно, для того, чтобы свести к минимуму ошибки ИК-фотометрии, связанные с вариациями атмосферной прозрачности (в ясные фотометрические ночи) желательно иметь стандартную звезду в пределах нескольких градусов от исследуемой и цикл одного фотометрического измерения проводить не более, чем за 10-15 минут.
Большая часть используемых нами стандартных звезд расположена на расстоянии менее 5 градусов от исследуемого объекта и, следовательно, учет прозрачности земной атмосферы при JHKLM фотометрии можно не проводить.
1.3. Стандартные звезды дли инфракрасной фотометрии. Сравнение нашей фотометрической системы со стандартной (аризонской) системой Джонсона.
При ИК-фогометрии астрофизических объектов использовались стандартные звезды из каталога Джонсона и др. (1966), в котором приведены их JKL величины. Н и М величины этих звезд определялись, как правило, на основании соотношений из работы Курниефа (1983). Список используемых стандартных звезд приведен в табл. 131, в первом столбце которой дан номер стандарта по каталогу Bright Stars, во втором — его спектральный класс, далее идут JIIKLM — величины стандарта и в последнем столбце помещены соответствующие исследуемые объекты. JKL — величины стандартных звезд, приведенные в каталоге Джонсона и др. (1966) определяют стандартную фотометрическую систему. Наша фотометрическая система, естественно, отличается от этой стандартной системы и получаемые нами данные имеют систематический сдвиг по отношению к стандартной системе. Для привязки нашей фотометрической системы к стандартной, наряду с программными наблюдениями нестационарных звезд на 1.25 м телескопе Крымской лаборатории ГАИШ, была проведена ПК — фотометрия нескольких десятков стандартных звезд разных спектральных классов. Основным фотометрическим
33
стандартом служила звезда а 1-уг, для которой Л-ЖЬМ величины принимались равными нулю. Проведено 5-8 кратное определение ЛЖЬМ — величин 15 стандартных звезд по отношению к а Ьуг (первичные стандарты) и еще 7 звезд (вторичные стандарты) уже по отношению к первичным стандартам. По полученным данным и ЖЬ величинам для тех же звезд из каталога Джонсона и др. метолом наименьших квадратов получены соотношения, связываюшие нашу ЖЬ фотометрическую систему со стандартной:
.1о- 1.002^ + 0.010; К-=1.00; <т„ = 0. 0.02
Ко = 1.018 Кн + 0.002; К ^ 0.999; <тп = 0. 0.023
1.024 3м + 0.140; Я = 0.995; о„= 0.0.075
О - К)о " 1 098 (} - К)„ + 0.005; Я “ 0.95; о„ = 0. 0.01
(К - Ь)о = 1.035 (К - Ь)ц + 0.065; Я = 0.820; о0 = 0.0.017
В соотношениях индексы "0" и "Н” относятся к стандартной и используемой системам соответственно; Я - коэффициент корреляции; о0 -стандартное отклонение от линии регрессии. Таким образом, из полученных зависимостей следует, что ] и К звездные величины объектов, получаемые в нашей фотометрической системе, с точностью не хуже 0.02 совпадают с их значениями в стандартной системе. \. величины в нашей системе получаются систематически выше, чем в стандартной.