Исследование статистических особенностей поляризации излучения звёзд на разных этапах эволюции до и после главной последовательности

СОДЕРЖАНИЕ
Введение.
Глава 1.Аппаратура. Методики наблюдений и обработки данных. Наблюдения.
1.1. Основные требования к аппаратуре.
1.2. Фотометр-поляриметр ФПЗУ.
1.2.1. Общее описание фотометра-поляриметра ФПЗУ.
1.2.2. Методика поляриметрических наблюдений.
1.2.3. Оценка точности поляриметрических наблюдений.
1.3. UCT-поляриметр Южно-Африканской Астрономической Обсерватории (SAAO).
1.3.1. Общее описание UCT-поляриметра.
1.3.2. Методика поляриметрических наблюдений.
1.3.3. Методики обработки поляриметрических наблюдений.
1.3.3.1. Ошибки измерения поляризации излучения.
1.3.3.2. Величина поляризации излучения.
1.3.3.3. Переменность поляризации излучения.
1.4. Наблюдения.
1.4.1. Описание программ наблюдений на разных телескопах.
1.4.2. Общий список исследованных звёзд.
Глава 2. Наблюдения звёзд, находящихся на ранних этапах эволюции.
2.1. Звёзды типа Ае/Ве Хербига.
2.1.1. Результаты наблюдений выборки звёзд типа Ае/Ве Хербига.
2.1.2. Переменность поляризации излучения Ве звезды Хербига HD 100546.
5
24
24
25
25
26
28
29
29
30
31
31
33
33
40
40
41
46
46
49
63
2.2. Молодые звёзды типа Веги и ß Pic. Характеристики околозвёздной
оболочки звезды HD 139G14. 73
2.3. Молодые звёзды Солнечного типа. 87
Глава 3. Наблюдения звёзд, находящихся на поздних этапах эволюции. 102
3.1. Ве звёзды, B[ej и LBVs звёзды. 103
3.2. Модель околозвёздной оболочки пекулярной звезды MWC 349. 132 Глава 4. Статистическое исследование полученных наблюдательных данных.152
4.1. Эволюционный статус звёзд программы. 152
4.2. Переменность поляризации излучения. 159
4.3. Наличие собственной поляризации. 160
4.4. Круговая поляризация молодых звёзд. 161
4.5. Поляризация и оптическая фотометрия. 165 Глава 5. Статистический анализ распределений поляризации, проекционных
скоростей вращения и избытков цвета в ближней ИК области спектра для классических Ве звёзд. 16S
5.1. Выборка звёзд. Статистическая обработка данных. 170
5.2. Предварительная обработка данных. 171
5.3. Собственная поляризация излучения, E(V-L) и vsinг как функции спектрального класса. 176
5.4. Распределение проекционных скоростей вращения. 180
5.5. Распределение ИК избытков цвета E(V-L). 1S8
5.6. Распределение собственной поляризации излучения. 194
5.7. Обсуждение. Анализ корреляций между различными наблюдательными параметрами классических Ве звёзд. 195
Глава 6. Анализ корреляций между поляриметрическими и
фотометрическими характеристиками молодых звёзд. 210
6.1. Корреляционные зависимости между поляризацией излучения и избытками цвета в ближней ИК области спектра 213
6.1.1. Выборка молодых звёзд. 213
3
6.1.2. Новые диаграммы р/Е(У-Ь). 214
6.1.3. Звёзды типа Ас/Ве Хербига с алголеподобными минимумами блеска. 228
6.1.4. Молодые звёзды солнечного типа и звёзды типа Веги или (3 Рн*. 229
6.2. Поляризация и прекционные скорости вращения. 232
6.3. Положение звёзд поздних эволюционных стадий на р/Е(У-Ь) диаграмме. 238
6.3.1. Классические Ве звёзды. 238
6.3.2. Красные гиганты и сверхгиганты. 239
6.3.3. Звёзды главной последовательности в окрестности Солнца. 243
6.3.4. Сверхгиганты ранних спектральных классов. 243
6.4. Поляризация и рассеяние излучения в рамках исследованных диаграмм 247
6.5. Некоторые астрофизические аспекты р/Е(У-Ь) диаграммы 254
6.6. Поляризация излучения и распределение энергии в дальнем ИК диапазоне спектра для молодых звёзд. 260
Заключение. 269
Приложение 1. Список публикаций по теме диссертации. 276
Приложение 2. Данные поляриметрии, полученные в Южной Африке. 282
Приложение 3. Усредненные наблюдательные характеристики молодых
звёзд, использованных для статистического анализа. 300
Приложение 4. Усреднённые наблюдательные характеристики
классических Ве звёзд, использованных для статистического анализа. 312 Приложение 5. Каталог параметров наблюдаемой, межзвёздной и
собственной поляризации излучения классических Ве звёзд. 324
Литература 330
4
ВВЕДЕНИЕ
Актуальность темы.
Недавнее открытие планет-гигантов около звёзд за пределами нашей Солнечной системы привело к увеличению интереса к исследованию процессов формирования и эволюции околозвёздных газопылевых оболочек вокруг звёзд разных типов. Прямые наблюдения околозвёздных дисков как вокруг протозвёзд и молодых звёзд (типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига) так и вокруг звёзд главной последовательности (ГП) типа Веги или Фомальгаута однозначно свидетельствуют, т-*то формирование протопланет может быть типичным процессом. Однако, многие вопросы в этих исследованиях остаются открытыми. Например:
- все ли звезды в процессе своей эволюции имеют околозвёздные диски?,
- в чем отличия околозвездных дисков у молодых звёзд и звёзд, находящихся на поздних стадиях эволюции?,
- есть ли отличие в геометрии околозвёздных дисков около звёзд, находящихся на разных этапах эволюции? и т.д.
Очень важно, что эволюция околозвёздных оболочек может сильно зависеть от физических параметров центральной звезды и параметров звёздной системы. Так, в случае двойной системы, наличие второго компонента может приводить к быстрому разрушению околозвёздной оболочки. Исходя из фотометрических наблюдений в ближнем и дальнем ИК диапазонах спектра явно следует, что по мере эволюции звёзд к ГП в окружающих их околозвёздных оболочках происходит значительное перераспределение материи. При этом особую значимость имеют не только данные об изменении физических условий в околозвёздных оболочках, но и информация о геометрии этих оболочек. Изменение структуры дисков в процессе эволюции может приводить к образованию оболочек, у которых внутренние области практически освобождены от присутствия газопылевой материи, тогда как внешние области еще содержат значительное количество пы-
5
ли. Согласно Strom et al. 1989 [1] такие "внутренние дыры” могут быть индикатором первой стадии формирования протопланет, и происходит трансформация оптически толстых дисков в оптически тонкие, которая, вероятно, носит эволюционный характер. Такая схема была предложена ранее для Т Таи звёзд (Tarnura &: Sato 1989 [2]), но выводы были сделаны на основе анализа ИК поляриметрии 39 звёзд типа Т Тельца, для 20 из которых значения измеренной поляризации в ИК диапазоне не превышали ошибок измерений. Недавно аналогичный подход был применен к молодым звёздам типа Ае/Ве Хербига (см. Malfait et al. 1998 (3]) на основе анализа распределения энергии в спектре (ГЭС) в ИК диапазоне, и был сделан вывод, что внутренние структуры околозвёздного диска разрушаются в процессе эволюции быстрее чем внешний диск. При этом Malfait et. al. 1998 [3] заключили, что они не могут утверждать, что образование планет всегда приводит к ” просветлению" диска посредством удаления пылевых частиц определённого размера и температуры из внутренних областей диска. В случае образования малых планет такие эффекты могут не наблюдаться.
Тем не менее, нет сомнений, что на основе анализа ГЭС в ИК диапазоне выявляется общая картина эволюции от звёзд типа Ае/Ве Хербига к звёздам типа ß Pic и/или Веги или же от классических молодых звёзд типа Т Тельца к так называемым post-TT звёздам или молодым звездам ГП солнечного типа (см. Рис. 1). Таким образом, особое значение имеют исследования, позволяющие разделить оптически толстые и тонкие околозвёздные диски и исследовать физические характеристики внутренних областей этих дисков, что достаточно легко сделать из данных поляриметрических наблюдений. Именно поляриметрия. которая наиболее чувствительна к присутствию пыли в непосредственной близости от звезды, является одним из актуальных и современных методов изучения околозвёздных оболочек. В простейшем случае, для оптически тонких дисков, направление преимущественных колебаний вектора поляризации перпендикулярно плоскости диска, а для оптически толстых дисков - параллельно.
Более того, как упоминалось выше, околозвёздные диски существуют и у
С
(а)
J Го*~
w3-«**0"' * (l*l
(b)
* (nm>
Рисунок 1: РЭС в дальнем ИК диапазоне и изменение околозвёздных оболочек молодых звёзд. Рисунок взят из работы Malfait et al. 1998 [3]
звёзд, находящихся близко к Г11 или на ГП (типа Веги или ß Pic), и структура этих дисков до конца не ясна. Один из наиболее актуальных вопросов в теории эволюции околозвёздных дисков на стадии подхода звезды к ГП - это возможное формирование компактных пылевых конденсаций. Процесс формирования протокомет или даже протопланет, несомненно, связан с коагуляцией и ростом пылевых частиц и их последующей конденсацией в относительно боль шие тела в пределах околозвёздных оболочек. В настоящий момент существует много косвенных свидетельств существования пылевых частиц больших размеров в оболочках некоторых молодых звёзд. Так моделирование особенностей фотометрического поведения молодых звёзд с алголеподобными минимумами блеска требует присутствия пылевых частиц с минимальным размером приблизительно в 10 раз больше чем стандартный размер частиц межзвёздной пыли (Rostopchina et al. 1997 [4]). При этом минимальный размер пылевых частиц в околозвёздных оболочках молодых звёзд ГП (то есть объектов, находящихся на более поздней стадии эволюции) таких как: Вега, Фомальгаут и с Eri составляет an,jn > 20/лт (Chini et al. 1990 [5]). Дополнительное свидетельство наличия крупных пылевых частиц в околозвёздных оболочках может быть получено по данным исследования волновой зависимости поляризации излучения. Даже из имеющихся в литературе данных следует, что р(А) для многих молодых звёзд отличается от р(А) для межзвёздной поляризации в том смысле, что уменьшение поляризации излучения в красной области спектра либо незначительно, либо не наблюдается вообще. Следует однако отметить, что подобное поведение р(А) наблюдается и у значительно более проэволюционировавших объектов - классических Ве звёзд, хотя природа инфракрасных избытков у Ве звёзд и звёзд типа Ае/Ве Хербига совершенно различна. Важно, что поляриметрические наблюдения молодых звёзд ГП или же звёзд, находящихся на стадии приближения к ГП. до настоящего времени практически не проводились.
Таким образом, несомненно, что одним из важнейших направлений исследования эволюции околозвёздных дисков может быть изучение, и сопоставление
S
поляриметрических характеристик молодых звёзд, в частности, звёзд типа Ае/Ве Хербига и родственных объектов и звёзд типа Веги.
За прошедшие почти 30 лет поляриметрических исследований молодых звёзд был накоплен обширный наблюдательный материал. Тем не менее, статистического исследования особенностей поляризации для больших выборок молодых звёзд и, тем более, их сравнение с другими классами родственных объектов ранее не проводилось. Как правило, специалисты, занимающиеся изучением конкретного класса звёзд, не сопоставляют свои данные с результатами исследований других объектов, находящихся на иных стадиях эволюции. Кроме того, списки звёзд разных типов (звёзды типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига, Ве и В[е] звёзды, звёзды типа Веги и ß Pic, молодые звёзды солнечного типа и т.д.) постоянно дополняются и расширяются. Наиболее явно это видно на примере звёзд типа Ае/Ве Хербига. Так первый оригинальный список Хербига для звёзд этого типа (Herbig I960 [6]), опубликованный 40 лет назад в 1960 году, содержал только 26 объектов. Следующий список звёзд Хербига 1984 года (Finkenzeller & Mimdt 1984 [7)) включал уже 55 звёзд, а список Шевченко 1989 года [8] - 87 звёзд. Последний список звёзд этого типа был опубликован в 1994 году (The et a.l. [9]) и содержал 287 звёзд Хербига и родственных объектов. Но и за прошедшие 6 лет к звёздам этого класса было добавлено не менее 20 30 новых объектов. При этом большинство работ по поляриметрии молодых звёзд типа Ае/Ве Хербига основывалось на оригинальном списке 1960 года или списке 1984 года. Таким образом, поляриметрические наблюдения звёзд этого типа были выполнены для менее чем 30% объектов, что явно недостаточно для проведения какого-либо статистического анализа и не позволяло ранее судить о поляриметрических характеристиках звёзд Ас/Ве Хербига, как особой группы молодых объектов.
Следует также отметить, что для большинства изученных звёзд поляриметрические нгъблюдения были единичны, и исследования переменности параметров поляризации проводились лишь для очень малого числа звёзд, что существенно ограничивало изучение динамических процессов в околозвёздных оболочках.
9
б
\
Herbig Ае/Ве stars О Т Tauri type stars ііі ї ї classical Be stars + + + + + Vega-type stars
5
\
4
•'ft
о
Of}
О
3
к"
О
ВО Bl В5 В8 АО А7
- I
4.7 4.6 4.5 4.4 4-ї 1.2 4.1 4.0 3.9 3.8 3.7 3.6 3.5
Рисунок 2: Положение молодых звёзд типа Ае/Ве Хербига, Т Тельца, звёзд типа Веги и классических Ве звёзд на диаграмме Гердшпрунга-Рассела
Другим важным фактором является то, что во многих случаях наблюдательные характеристики звёзд типа Ае/Вс Хербига схожи с характеристиками Ве и В [с] звезд, которые не только находятся на значительно более поздних стадиях эволюции, но для большинства которых основным механизмом возникновения поляризации излучения является томсоновское рассеяние на свободных электронах. Однако, на диаграмме Герцшпрунга -Рассела классические Ве звёзды и молодые звёзды типа Ае/Ве Хербига располагаются относительно недалеко друг от друга
Сопоставление поляриметрических характеристик звёзд упомянутых типов и сравнительный анализ корреляций между р и другими наблюдательными характеристиками также ранее не проводилось. И. наконец, в работах по исследованию околозвёздных оболочек молодых звёзд часто упоминается и обсуждается важная роль многократного рассеяния, что может проявляться в появлении круговой поляризации излучения. Однако исследования круговой поляризации были
(см. Рис. 2).
10
выполнены только для нескольких звёзд этого типа.
Можно предположить, что изменение геометрических и физических характеристик околозвёздных оболочек в процессе их эволюции должно проявляться в статистически значимом изменении характеристик поляризации излучения (величины поляризации, амплитуды и временной шкалы поляриметрической переменности, волновой зависимости поляризации излучения и т.д.) для групп звёзд, находящихся на разных этапах эволюции до ГП. С другой стороны, ввиду различия в механизмах возникновения поляризации излучения и избытков цвета в ближнем ИК диапазоне, следует ожидать наличие существенно разных корреляционных зависимостей для молодых звёзд тина Ае/Ве Хербига и классических Ве звёзд.
Круг конкретных задач данной диссертационной работы ограничен вопросами, связанными с исследованием поляриметрических характеристик звёзд, находящихся на разных этапах эволюции, связи этих характеристик с фотометрическими параметрами и сопоставлением особенностей поляризации с эволюционной картиной развития околозвёздных оболочек.
Отдельно подчеркнём, что эволюционные изменения поляризации излучения рассмотрены только для объектов, находящихся на стадии эволюции до ГП (т.е. молодых звёзд разных типов) и не исследовались для классических Ве и пекулярных В[е] звёзд.
11
Цель и задачи работы.
Основной целью данной работы является детальное статистическое исследование особенностей поляризации излучения для представительных выборок звёзд, находящихся на разных этапах эволюции до ГП для решения вопроса об изменении физических условий и геометрических параметров околозвёздных оболочек в процессе их эволюции. Кроме того, предполагается сопоставить особенности поляризации излучения молодых звёзд ранних спектральных классов и звёзд, предположительно находящихся на более поздней стадии эволюции классических Ве звёзд.
Для решения основной задачи предполагалось:
• Провести многоцветные поляриметрические наблюдения выборок звёзд, находящихся на разных этапах эволюции до ГП таких, как:
- классические молодые звёзды типа Ае/Вс Хербига;
- подкласс звёзд типа Ас/Ве Хербига - звёзды, близкие к ГП типа /? Пс;
- звёзды на стадии эволюции после фазы Т Тельца, включая молодые звёзды солнечного типа; а также
- звёзды на стадии эволюции после ГП и/или неопределённого эволюционного статуса, а именно: классические Ве и В[е] звёзды.
Сравнительный статистический анализ характеристик поляризации излучения звёзд указанных типов позволит получить дополнительную информацию о характеристиках околозвёздных оболочек и процессах их эволюции.
• Дополнить критерии отбора звёзд, находящихся на стадии эволюции до ГП с учетом особенностей поляризации излучения этих объектов. Эта задача может быть решена в результате проведения статистического исследования корреляций между поляризацией излучения молодых звёзд и другими наблюдательными и расчетными характеристиками, такими как: инфракрасные избытки цвета, проекционные скорости вращения и т.д., и сопоставить полученные результаты с возможными корреляционными зависимостями для других
классов звёзд, таких как: звёзды на стадии эволюции после ГП, включая классические Во и В[е] звёзды, красные сверхгиганты, сверхгиганты ранних спектральных классов, звёзды ГП. До настоящего времени детальные исследования такого рода практически не проводились.
• Выполнить анализ временных рядов поляриметрических и фотометрических наблюдений ряда конкретных объектов с целью определения особенностей поляриметрической переменности и физических/геометрических характеристик их околозвёздных оболочек.
• Провести детальное статистическое исследование и сопоставление характеристик поляризации излучения звёзд, находящихся на разных этапах эволюции до ГП, по всем опубликованным в литературе данным. В рамках данного исследования предполагается также статистически исследовать и сопоставить скорости вращения звёзд и величины избытков цвета в ближней ИК области спектра, которые также предположительно зависят от эволюционного статуса конкретных объектов.
• На основе анализа особенностей поляризации излучения выборок молодых звёзд, находящихся на разных этапах эволюции до ГП, изучить связь поля-
9
ризации излучения с эволюционной картиной перераспределения материи в околозвёздных оболочках, описываемой изменением распределения энергии в ИК диапазоне спектра.
Таким образом, решение задачи, поставленной в диссертации, предполагалось провести по двум направлениям:
а) выполнение обширной наблюдательной программы по исследованию поляризации излучения большой выборки звёзд разных типов;
б) статистическое исследование данных, полученных как в ходе выполнения наблюдательных программ, так и всех имеющихся в литературе данных по поляризации, инфракрасным избыткам цвета и проекционным скоростям вращения звёзд указанных типов.
13
Для проведения наблюдательной программы было отобрано 100 объектов. Большинство из них - это звёзды ранних спектральных классов, входящие в списки молодых звёзд Хербига, классических Ве звёзд и пекулярных В[е] звёзд. Кроме того в программу был включён ряд молодых звёзд солнечного типа.. Несколько объектов, не входящих в указанные выше списки, были включены в наблюдательную программу, поскольку находились в предполагаемых областях звездообразования, имели значительные ИК избытки излучения и эмиссионный спектр излучения, что позволяло предположить их молодость и наличие поляризации излучения.
Наблюдения были выполнены на 3 телескопах (1-м телескоп обсерватории Ассы Астрофизического института АН Казахстана, 0.75-м и 1-м телескопах Южно-Африканской Астрономической Обсерватории (БААО), что позволило получить новые данные как для звёзд Северного неба, так и для мало изученных звёзд Южного неба.
Для проведения статистического исследования были составлены компилятивные каталоги звёзд разных эволюционных типов, в которых были собраны данные по усредненным величинам поляризации излучения, скоростям вращения и величинам избытков цвета в ближней ИК области спектра.
Научная новизна работы.
Научная новизна работы состоит в следующем:
• Автором впервые получены данные измерений линейной поляризации для самой представительной (на настоящий момент) выборки звёзд типа Ае/Ве Хербига и родственных объектов (около 100 звёзд). Для 50% объектов программы измерения линейной поляризации ранее вообще не проводились. Для 95% звёзд упомянутой выше выборки впервые получены оценки круговой поляризации. Кроме того впервые получены данные линейной и круговой поляризации для группы молодых звёзд, находящихся на стадии эволюции близко к ГП и молодых звёзд ГП (звёзды типа Веги. (3 Р1с и молодые звёзды
14
солнечного типа).
• Проведено статистическое сопоставление параметров поляризации излучения для звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции до и после ГП, и исследован характер поляриметрической переменности на различных временных интервалах. При этом впервые данные поляризации излучения звёзд типа Ае/Ве Хербига и родственных объектов исследованы с точки зрения корреляций с избытками цвета в ближнем и дальнем ИК диапазоне спектра. В результате изучена связь между поляризацией излучения и различными стадиями эволюции околозвёздных оболочек, определяющимися перераспределением вещества в окрестности молодых звёзд. Таким образом, впервые предложен системный подход к анализу данных поляриметрии, основанный на эмпирической схеме эволюции газопылевых околозвёздных оболочек.
• Впервые статистически исследованы характеристики распределений поляризации, проекционных скоростей вращения и величин избытков цвета в ближней ИК области спектра для звёзд, находящихся на разных этапах эволюции, а также проведено сопоставление упомянутых выше параметров для наиболее представительных на настоящий момент выборок молодых звёзд и классических Ве звёзд.
• Составлен самый представительный, на настоящий момент, каталог классических Ве звёзд, для которых впервые выполнены оценки параметров межзвёздной и собственной поляризации излучения (около 500 объектов).
15
Научная и практическая ценность.
Научная ценность работы состоит в первую очередь в том, что в ней собран и унифицирован обширный материал по наблюдательным характеристикам звёзд разных эволюционных групп, полезный как для исследования физических характеристик околозвёздных оболочек отдельных объектов, находящихся на этапах эволюции до и после ГП, таки для исследования статистически представительных выборок звёзд разного эволюционного статуса. Результаты выполненного впервые статистического исследования характеристик поляризации излучения столь значительной группы молодых звёзд ранних спектральных классов и их сопоставление с другими наблюдательными характеристиками позволяют предложить новые критерии отбора звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции и, как следствие, уточнить и дополнить существующие на настоящий момент списки данных звёзд. Детальное исследование выборок звёзд разного возраста показало, что различия в параметрах поляризации излучения звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции до ГП могут быть связаны с эволюционным изменением физических и геометрических характеристик околозвёздных оболо-чек. Обширный наблюдательный материал, полученный в данной работе, может быть использован (и уже используется) исследователями разных стран при изучении конкретных объектов и для решения широкого круга задач, связанных с вопросами эволюции околозвёздных оболочек и формирования протопланет. Составленные в результате исследования компилятивные каталоги, содержащие усреднённые характеристики поляризации, проекционных скоростей вращения и величин избытков цвета в ближней ИК области спектра для звёзд типа Ае/Ве Хербига, молодых звёзд ГП типа Веги, звёзд типа Т Тельца и классических Ве звёзд могут быть использованы для дальнейших статистических исследований.
16
Основные результаты и положения диссертационной работы,
выносимые на защиту.
1. Результаты измерений линейной и круговой поляризации для 100 звёзд, находящихся на различных этапах эволюции до и после Г ГГ (звёзд типа Ае/Ве Хербига, типа Веги и З Ріс, молодых звёзд солнечного типа, классических Ве и пекулярных В[е] звёзд). Оценки линейной поляризации излучения для 50% звёзд выборки и оценки круговой поляризации излучения для 05% звёзд выборки получены впервые.
2. Обнаружение эмпирической зависимости между поляризацией излучения и инфракрасными избытками цвета для всего класса молодых звёзд в целом, включающего как звёзды на ранних стадиях эволюции до ГП в диапазоне спектральных классов от О до М (типа Т Тельца и Ас/Вс Хербига), так и молодые звезды на стадии эволюции близко к ГП и молодые звезды ГП (типа Веги, ,3 Ріс и солнечного типа), всего äs 500 объектов.
3. Вывод о возможности использования диаграммы wp-E(V-L)v для отбора звёзд, находящихся на стадии эволюции до ГП, который обоснован сравнением положения статистически представительных выборок молодых звёзд, классических Ве звёзд, звёзд ГП, красных гигантов и сверхгигантов высокой светимости на упомянутой диаграмме (всего около 1000 объектов).
4. Вывод о статистически более низком уровне собственной поляризации излучения п оптическом диапазоне и избытков цвета в ближнем ИК диапазоне молодых звёзд типа Веги, в Ріс и солнечного типа (т.е. молодых звёзд, находящихся на стадии эволюции близко к ГП) по сравнению с более .молодыми звёздами типа Ае/Ве Хербига и Т Тельца, что вызывается перераспределением вещества в околозвёздных дисках и эволюционными изменениями формы их околозвёздных оболочек.
5. Результаты сравнительного статистического исследования величин ноляри-
17
зации и характеристик поляриметрической и фотометрической переменности для звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции до ГП и, как следствие, вывод о том, что наблюдаемые различия вызваны эволюцией пылевых око-лозвёздных оболочек, а именно - изменением структуры и геометрии около-звёздных дисков.
6. Вывод о качественно новой форме зависимости между собственной поляризацией излучения и проекционными скоростями вращения для классических Be звёзд, а именно, о падении степени поляризации для Be звёзд со скоростями вращения близкими к критическим, что вызывается уменьшением угла раскрытия околозвёздного диска для Во звёзд с быстрым вращением.
7. Обзор поляриметрических и фотометрических характеристик выборки молодых звёзд (496 объектов) и классических Be звёзд (627 объектов) и каталоги усреднённых величин поляризации излучения, ИК избытков цвета и проекционных скоростей вращения для звёзд упомянутых типов.
Апробация материалов, входящих в диссертацию.
Основные результаты диссертации докладывались на астрофизических семинарах ГАО АН СССР, АО ЛГУ, АФИ АН КазССР, семинаре рабочей группы "Физика межзвёздной среды и туманностей” (Астросовет, Москва, февраль 1987), всесоюзных совещаниях и конференциях: "Be звёзды” (Тыравере,1987), "Поляризационные методы в астрофизике” (АбАО, Абастумани, сентябрь 1987), Совещании прибалтийских астрономов "Физика звёзд и галактик” (Тыравере, май 1988), а также на 12 международных конференциях, симпозиумах и коллоквиумах:
- Int. Colloq.”The Infrared Spectral region of stars” held in Montpellier, France. October 1990,
- Sixth International Workshop of OAC.” Stellar Jets and Bipolar Outflows” held in Capri, Italy, August 1991.
18
- IAU Coll. 136 "Stellar Photometry”, Dublin, Ireland, August 1992,
IAU Symposium N 162 "Pulsation, Rotation and Mass Loss in Early-Type stars” held in Nice, France. 1993,
- First Intern. Conference "The nature and evolutionary status of Herbig Ae/Be stars” held in Amsterdam, The Netherlands, October 1993,
- "Disks and Outflows Around Young Stars”, held in Heidelberg, Germany, September 1994,
- Inter. Conference ’’Flares and Flashes”, held in Sonneberg, Germany, December 1994,
- ESO Workshop "Galactic star formation and early stages of stellar evolution”, held in Ringberg Castle, Germany, May 1995,
- Intern. Conf. "The nature of B[e] stars", held in Paris, France, June 1997,
- ’’Extrasolar planets. Formation, Detection and Modelling”, held in Lisbon, Portugal, April 1998,
- IAU Colloq. 169, ’’Variable and non-spherical stellar winds in luminous hot stars”, held in Heidelberg, Germany, June 1998.
- Intern. Conference "Disks, Planet,esimals and Planets", held in IAC, Tenerife, Spain, January 2000.
Кроме того результаты работы были представлены в качестве приглашенных докладов на семинарах в 6 европейских астрономических центрах, таких как: Armagh Observatory (UK) - 1992, Keele University (UK) - 1992, MPIA (Heidelberg, Germany) - 1994, Wurzburg University (Germany) - 1994, Stockholm University (Sweden)
- 1995, Glasgow University (UK) - 1995, 1999.
Публикации.
Основные результаты работы изложены в 39 публикациях (см. Приложение 1), включая два авторских свидетельства на изобретения. Одиннадцать работ выполнены без соавторов, в том числе основные статистические работы.
19
Структура диссертационной работы.
Работа состоит из введения, шестиглав, заключения, списка цитируемой литературы (305 наименований) и 5-и приложений; содержит 71 рисунок и 31 таблицу. Общий объем диссертации - 347 страниц.
Содержание диссертационной работы.
Во Введении отражены актуальность проблемы, цель исследования, основные положения, выносимые на защиту, показана их научная новизна и практическая значимость, указано где диссертация прошла апробацию и дано краткое изложение содержания диссертации.
В ГЛАВЕ 1 приводится описание использованных телескопов и обсуждается наблюдательная аппаратура, использованная при выполнении данной работы, описаны методики наблюдений. Особое внимание уделяется методам обработки и анализа полученных наблюдательных данных. Кроме того, приведено описание программ наблюдений, выполненных на различных телескопах и в разных обсерваториях. В данной Главе приводится также полный список звёзд, исследованных в рамках данной работы.
В ГЛАВЕ 2 обсуждаются результаты наблюдений звёзд, находящихся на ранних стадиях иволюции до ГГ1. Летально рассмотрены характеристики поляризации излучения ряда звёзд типа Ае/Ве Хербига, молодых звёзд солнечного типа, звёзд типа ß Pic. Отдельными параграфами выделены исследования звёзд HD 100546 и HD 139614, где проведён анализ особенностей переменности параметров поляризации данных объектов. Показано, что малая амплитуда поляриметрической переменности является типичной для подкласса звёзд типа Веги и ß Pic и сделан вывод о присутствии пылевых неоднородностей малого размера в их околозвёздных оболочках. Обоснован вывод, что некоторые различия в уровне; поляризации и амплитуде её переменности для ряда звёзд типа ß Pic связаны как с различными углом наклона околозвёздных дисков к лучу зрения, так
20
и с различиями в их стадии эволюции до ГП, причём последнее является более суще ств енным фактор ом.
ГЛАВА 3 посвящена исследованию звёзд, находящихся предположительно на стадиях эволюции после ГП: классических Ве звёзд и В[е] звёзд. Анализ данных поляриметрии и фотометрии позволил сделать вывод об одновременном вкладе рассеяния на пыли и на свободных электронах в поляризацию излучения. Кроме того отдельным параграфом выделено исследование пекулярной звезды MWC349. Предложена модель околозвёздной оболочки MWC349, позволяющая, в рамках двухкомпонентной структуры газовый и пылевой околозвёздные диски, объяснить как особенности поляризации излучения, так и фотометрические особенности объекта.
В ГЛАВЕ 4 приводится статистический анализ всех данных поляриметрии, полученных в ходе выполнения наблюдательных программ. Более детально исследован эволюционный статус объектов программы на основе анализа двухцветной диаграммы показателей цвета в дальнем ИК диапазоне F-ib^l 1?\1ц ~ FmiljFZbv Исследованы такие вопросы, как наличие собственной поляризации излучения, характеристики и временная шкала поляриметрической переменности, наличие круговой поляризации излучения для звёзд выборки. Показано, что собственная поляризация излучения и переменность параметров поляризации присутствует для 95% звёзд выборки. Круговая поляризация излучения не обнаружена на уровне ЗХ для большинства звёзд типа Ае/Ве Хербига, что говорит о незначительном вкладе рассеяния на несферических ориентированных пылинках и многократном рассеянии в наблюдаемую поляризацию излучения звёзд этого типа.
В ГЛАВЕ 5 выполнен статистический анализ распределений собственной поляризации излучения для классических Ве звёзд разных спектральных подгрупп. Значения собственной поляризации излучения были определены для са мой представительной на настоящий момент выборки звёзд этого типа (^500 объектов) путём исследования зависимости "поляризация - расстояние'' для окрестности каждого объекта выборки. Выполнено статистическое исследование рас-
21
пределений проекционных скоростей вращения и избытков цвета в ближней ИК области спектра для нескольких спектральных подгрупп звёзд с учётом разного класса светимости. Обсуждены возможные корреляции между различными наблюдательными параметрами. Детально исследована зависимость между собственной поляризацией излучения и проекционными скоростями вращения классических Ве звёзд.
В ГЛАВЕ О проведён статистический анализ всех опубликованных в литературе данных по поляризации излучения молодых звёзд («500 объектов с учётом данных, полученных в рамках проведённых наблюдательных программ), обсуждена связь между поляризацией излучения и инфракрасными избытками цвета, фотометрической активностью, проекционными скоростями вращения, РЭС в дальнем ИК диапазоне спектра и этапами эволюции околозвёздных оболочек. Показано, что для 85% молодых звёзд выборки наблюдается явная корреляция между поляризацией излучения и ИК избытком цвета Е(У-Ь). Статистически обоснованы выводы о различиях в распределениях ИК избытков цвета и поляризации между звездами типа Ае/Ве Хербига, типа Т Тельца и звёздами типа Веги и (3 Рю. Проведено сопоставление положения звёзд разного эволюционного статуса (молодые звёзды, красные гиганты, сверхгиганты ранних спектральных классов и классические Ве звёзды - «1000 объектов) на диаграмме р/Е(У-Ь). Показано, что упомянутая диаграмма может служить новым критерием отбора звёзд, находящихся на стадии эволюции до ГП. Обнаруженная для молодых звёзд эмпирическая зависимость р/Е(У-Ь) теоретически обоснована в рамках модели пылевого околозвёздногс диска, в котором присутствуют неоднородности типа протопла-нстных конденсаций. Обоснован вывод о том, что изменение уровня поляризации и амплитуды поляриметрической переменности связано с перераспределением пыли в околозвёздных оболочках и изменениями их оптической и геометрической толщины в процессе эволюции звезды к главной последовательности.
В ЗАКЛЮЧЕНИИ формулируются основные научные результаты и выводы. полученные в диссертационной работе.
22
Приложение 1 содержит список публикаций автора по теме диссертации.
В Приложении 2 приводятся таблицы с результатами поляриметрических наблюдений звёзд программы, полученными в Южно-Африканской Астрономической Обсерватории за период 1994 -1999 годы. Частично результаты поляриметрических наблюдений для ряда объектов представлены в виде таблиц в тексте диссертации.
Приложение 3 содержит усреднённые наблюдательные характеристики (спектральный класс, степень поляризации излучения, амплитуда поляриметрической переменности, величина межзвёздного поглощения, проекционная скорость вращения, величина ИК избытка цвета Е(У-Ь)) молодых звёзд, использованных для статистического анализа.
Приложение 4 содержит усреднённые наблюдательные характеристики (спектральный класс, степень поляризации излучения, величина ИК избытка цвета Е(У-Ь), проекционная скорость вращения) классических Ве звёзд, использованных для статистического анализа.
В Приложении 5 приводится каталог параметров наблюдаемой, межзвёздной и собственной поляризации для выборки классических Ве звёзд.
23
ГЛАВА 1. АППАРАТУРА. МЕТОДИКИ НАБЛЮДЕНИЙ И ОБРАБОТКИ ДАННЫХ. НАБЛЮДЕНИЯ
1.1. Основные требования к аппаратуре.
Для объяснения природа переменности нестационарных объектов (например, молодых звёзд) и качественного физического анализа процессов, протекающих в их околозвёздных оболочках, крайне необходимы синхронные фотометрические наблюдении в широком диапазоне длин волн. Еще более расширило бы наблюдательные возможности проведение синхронных (или квазисинхронных) с фотометрией поляриметрических работ. Единичные квазисинхронные УФ, оптические и ИК наблюдения молодых звёзд проводились с использованием двух или трех фотометров, перекрывающих диапазон от 0.3 до 3.5 /гт на нескольких телескопах (Kilkenny ct al., 1985 [10]) в одной обсерватории, или путем организации кооперативных наблюдений нескольких обсерваторий (Гринин и др. 1980 [11]).
Очевидно, что основные требования, предъявляемые к универсальной наблюдательной аппаратуре для исследования нестационарных объектов (в частности молодых звёзд) можно сформулировать следующим образом:
а) широкий перекрываемый диапазон длин волн,
б) возможность проведения синхронных УФ, оптических и ИК фотометрических наблюдений,
в) возможность проведения квазисинхронных с фотометрическими поляриметрических работ,
д) высокая стабильность инструментальной поляриметрической системы, обеспечивающая точность поляриметрии не хуже 0.01%.
Ряд поляриметров, в настоящее время работающих в нескольких обсерваториях, позволяет, по крайней мере частично, реализовать перечисленные выше требования. Ниже мы приведем описания поляриметров, использованных для выполнения наблюдательной программы. Кроме того детально обсудим вопросы оценок ошибок наблюдений и методики анализа наблюдательных данных, что
24
особенно важно при изучении вопроса о наличии собственной поляризации излучения при малых величинах р, вопроса о временной переменности параметров поляризации и вопроса о сравнении и сопоставлении данных поляриметрии, полученных с использованием разных инструментов.
1.2. Фотометр -поляриметр ФПЗУ.
Первым из использованных поляриметров является разработанный и созданный в ГАО АН СССР трехканальный фотометр-поляриметр ФПЗУ (Бергнер и др. 1988
[15], 1989 [17]) в теоретической и практической разработке его отдельных блоков и узлов, метрологическом обеспечении, проведении лабораторных, натурных испытаний и дальнейшей эксплуатации автор принимал непосредственное участие.
1.2.1. Общее описание фотометра-поляриметра ФПЗУ.
Прибор ФПЗУ осуществляет спектральную и поляризационную селекцию световых потоков звёздных объектов в широком спектральном диапазоне (0.3-2.5 /лп), синхронную коммутацию и модуляцию по двум или трем каналам и преобразование этих потоков в электрические сигналы с помощью <1>ПУ. Одновременно при работе происходит автоматическое вычитание фона неба на расстоянии от объекта., соответствующем 5 мм в плоскости изображения, строимого телескопом.
Па. момент наблюдений фотометр поляриметр был оснащен набором из 8 фильтров широкополосной фотометрической системы близкой к системе Джонсона-Мендозы (иВУШЛНК). Кроме того прибор оснащен пленочным поляроидом видимого диапазона спектра, позволяющим измерять линейную поляризацию в спектральном диапазоне от 0.3 до 0.9 цга. Фотометр-по л яриметр имеет в своем составе фотоприёмные устройства УФ, оптического и ИК диапазонов спектра, в разработке и проектировании, а также в лабораторных и натурных испытаниях, которых автор принимал непосредственное участие (Бергнер и др. 1988 [12], 1986 [13], 1987 [14], 1989 [10]). Не вдаваясь в подробности конструктивных особенностей аппаратуры, что было сделано в кандидатской диссертации, остановимся лишь на особенностях поляриметрических исследований с использованием комплекса ФПЗУ.
25
1.2.2. Методика поляриметрических наблюдений.
Одной из особенностей фотометра- поляриметра ФПЗУ является использование в качестве приемника излучения УФ и оптического диапазона спектра - ФЭУ-138-1, с СаАв-фотокатодом, имеющего высокую инструментальную поляризацию. Среди наблюдателей существует мнение, что использование подобных ФЭУ не позволяет проводить прецизионных поляриметрических измерений из-за трудностей обработки наблюдательного материала, нестабильности параметров инструментальной поляризации и пр. В связи с этим были проведены исследования поляриметрических характеристик ФПУ с ФЭУ указанного тина. Л ля этого было необходимо разработать метод расчета поляризационных параметров исследуемого объекта, учитывающий произвольную инструментальную поляризацию, дать аналитические оценки ошибок этих параметров, провести лабораторные и натурные исследования инструментальной поляризации с учетом её стабильности и спектральной зависимости.
Результаты лабораторных испытаний ФПУ с ФЭУ показали, что возможно полноценное использование данного типа ФЭУ для проведения высокоточных поляриметрических и фотометрических наблюдений (Бергнер и др. 1988 [12], 1989
[16)). Поскольку особенности использования ФЭУ данного типа для поляриметрических наблюдений были детально обсуждены в кандидатской диссертации автора и упомянутых выше работах (с участием автора), мы не будем останавливаться на этом вопросе подробно и лишь отметим ряд важных моментов.
Одной из важнейших задач было построение и исследование инструментальной поляриметрической системы ФПЗУ. Фактически данная задача разбивается на три составные части:
- определение инструментальных параметров Стокса «Инст и qKИc^ из наблюдений звёзд с пулевой поляризацией излучения,
*- определение поправки по углу, привязки к меридиану, по наблюдениям поляриметрических стандартов с известными величинами степени поляризации и позиционного угла, и
26
исследование стабильности инструментальной поляриметрической системы фотометра-поляриметра Ф ПЗУ.
Для решения первой задачи был составлен список звёзд с нулевой поляризацией излучения из каталога Tinbergen 1979 [18] (около 50 звёзд). При этом выбирались наиболее слабые звёзды из упомянутого каталога. Для определения параметров инструментальной поляризации ФПЗУ (а точнее системы ”телескоп Цейсс 1-м ФПЗУ”) было проведено более 100 наблюдений звёзд с нулевой поляризацией в каждом фильтре используемой фотометрической системы (UBVRI), а также фильтре На. Все наблюдения были проведены с диафрагмой 20'’.
Для определения поправки по углу был составлен компилятивный каталог звёзд с известной поляризацией излучения и позиционным углом на базе каталогов Serkowski et al. 1975 [19], Coyne 1974 [20], работы Hsu к Breger 1982 [21] и др. Всего в составленный каталог вошло 35 звёзд, для которых и были проведены измерения степени поляризации и позиционного угла. В результате была определена поправка по углу равная 66°.б ± 0°.4. Значения собственной поляризации звёзд стандартов были сопоставлены с опубликованными данными. При этом было показано, что расхождение рассчитанных из наблюдаемых значений и опубликованных данных степени поляризации звёзд стандартов не превышает
0.2%.
И, наконец, для решения третьей задачи практически в каждую рабочую ночь, кроме объектов программы, проводились наблюдения звёзд стандартов с нулевой и отличной от нуля поляризацией излучения. При этом в январе-феврале и августе-сентябре каждого года выполнялись более детальные исследования поляризационной системы комплекса ФПЗУ. В результате этих исследований было показано, что какие-либо изменения параметров инструментальной поляризации, выходящие за рамки точности измерений, практически отсутствуют. Это прекрасно согласуется с данными лабораторных исследований поляризационных характеристик комплекса ФПЗУ.
Следует отметить, что внутренняя инструментальная точность поляриме-
27
трических наблюдений с использованием комплекса ФПЗУ для относительно ярких звёзд (с отношением сигнала, к шуму больше 100) не хуже 0.05%. Однако, если сопоставлять между собой опубликованные данные по поляриметрии звёзд стандартов из разных каталогов, то можно заметить, что при относительно высокой точности измерений («0.02% и 0°1) в каждой отдельно взятой работе, расхождение между значениями степени поляризации и позиционного угла в разных работах для многих звёзд составляет 0.2-0.3% и Г-2\ Это несомненно сказывается и на точности построения инструментальной поляриметрической системы ФПЗУ, но для оценки параметров переменности объектов внутри ряда наблюдений это не столь существенно.
1.2.3. Оценка точности поляриметрических наблюдений.
Отдельно рассмотрим лишь вопрос о предельных точностях поляриметрических работ.
В простейшем случае величина ошибки степени поляризации определяется соотношением:
где 1 - время измерения сигнала в одном положении поляроида, г/, - отношение сигнала к шуму, усреднённому за время Т - общее время измерения. Для получения точности поляриметрических наблюдений не хуже 0.2% отношение сигнала к шуму должно быть не менее 50. Сопоставляя таблицы фотометрических и поляриметрических наблюдений ряда объектов можно отметить, что при одном уровне блеска ошибки в данных поляризации могут существенно различаться. Это в первую очередь связано с погодными условиями, а. также с возможной подсветкой от Луны.
Подчеркнём, что практически каждая полученная поляриметрическая точка является результатом усреднения нескольких наблюдений за временной промежуток 10 -15 минут. В этом случае, если у объекта существует быстрая пе-
2\Д
(1)
28
ременность параметров поляризации, то это вносит в результирующие значения дополнительную ошибку.
Методика поляризационных наблюдений с использованием ФПЗУ заключалась в проведении последовательных (в каждом фильтре) измерений поляризации излучения в 4-х положениях пленочного поляроида (0*, 90% 45° и 135°), что позволяло вычислить нормированные параметры Стокса (<? и и). Временной интервал между последовательными измерениями поляризации в разных фильтрах составлял около 10 минут, а между фотометрическими и поляриметрическими измерениями в соответствующих фильтрах около 40 -50 минут.
Таким образом, проведённые исследования показали возможность использования обсуждаемого выше поляриметра для поляриметрических исследований нестационарных объектов в видимом диапазоне длин волн. К недостаткам фотометра-поляриметра ФПЗУ следует отнести относительно невысокую точность измерений поляризации излучения и невозможность исследовать переменность параметров поляризации на коротких временных интервалах (минуты), что связано с аналоговым режимом регистрации сигналов приемниками излучения и, как следствие, длительным временем накопления сигнала для достижения требуемой точности. С другой стороны, важным преимуществом данного прибора является возможность проведения квазисинхронной с поляриметрическими измерениями фотометрии исследуемых объектов в широком спектральном диапазоне.
1.3. иСТ-поляриметр Южно-Африканской Астрономической Обсерватории (ЭААО).
Для проведения поляриметрических наблюдений в Южно -Африканской Обсерватории был использован фотометр-поляриметр Кейптаунского Университета (ИСТ-поляриметр), устанавливаемый в разные периоды наблюдений на 0.75-ом или 1-ом телескопах. Поскольку именно на этом инструменте был получен основной массив наблюдений, остановимся на его описании более подробно.
1.3.1. Общее описание иСТ-поляриметра.
В отличие от вышеописанного фотометра-поляриметра ФПЗУ, ИСТ-поляриметр
29
работает не в аналоговом режиме регистрации сигнала, а в режиме счета фотонов. Этот одноканальный поляриметр, разработанный Cropper 1985 [22], содержит два вращающихся в противоположных направлениях А/2 и А/4 суперахроматиче-ских поляризатора и Глан- Томпсон призменный анализатор. В результате он дает возможность измерения линейной, круговой или одновременно линейной и круговой поляризации излучения. Охлаждаемый RCA-фотоумножитель с GaAs-фотокатодом позволяет реализовать пятицветную Джонсоновскую UBV и Кази-новскую ЯсIс фотометрическую системы. К сожалению, из-за инструментальных проблем пятицветные наблюдения были проведены только в течение первого наблюдательного срока (в 1994 году). В течение второго и третьего сроков наблюдений только UBV или VRCIC измерения были соответственно выполнены. Все наблюдения были проведены с диафрагмой 20”. Поляриметр был калиброван с использованием поляриметрических стандартов из работы Hsu к Breger 1982 [21]. Инструментальная поляризация для этого прибора была пренебрежимо мала. Она составляла < 0.03% (для линейной поляризации) и 0.017 ± 0.005% (для круговой поляризации), оба значения для фотометрической полосы V (см. Cropper 1985 [22]; D. Buckley, частное сообщение). Кроме того конструкция инструмента (см. Cropper 1985 [22]) позволяет быть уверенным, что нет существенной трансформации линейной поляризации в круговую. Более детально исследование инструментальной системы данного поляриметра приведено ниже.
1.3.2. Методика поляриметрических наблюдений.
Поскольку прибор является одноканальным и не позволяет проводить одновременное вычитание фона, наблюдения проводились по схеме последовательных (в разных фильтрах) измерений поляризации излучения, после которых выполнялась оценка фона в соответствующих фотометрических полосах. Одно измерение поляризации проводится, в среднем, за 10 секунд интегрирования с дальнейшими повторными измерениями и усреднением данных для достижения необходимой точности. В дополнение к звёздам программы, во все сроки наблюдений выполнялись измерения звёзд стандартов с 0 -ой и известной поляризацией излучения
30
из каталогов Serkowski et al. 1975 [19] и Hsu & Breger 1982 [21]. Статистическое сравнение (Welch тест, см. ниже) измерений показало, что для звезд с 0™ой поляризацией нет различий в соответствующих фотометрических полосах между измерениями, выполненными в различные ночи, что говорит о стабильности инструментальной системы.
1.3.3. Методики обработки данных поляриметрических наблюдений. На этапе обработки полученных данных, исследования наличия временной переменности конкретных объектов и изучения различия в параметрах поляризации для звёзд программы были использованы различные статистические тесты.
1.3.3.1. Ошибки измерения поляризации излучения.
Несмотря на хорошо известный факт, что фотонный шум оказывает влияние на определение степени поляризации (см. Serkowski 1958 [24], 1962 [25]), этот факт часто игнорируется при представлении новых результатов поляриметрических измерений (за некоторым исключением, см., например, Whittet et al. 1992 ([26]) и Martin et al. 1992 ([27]), хотя иногда это и принимается во внимание, но не упоминается в работе (P. Bastien, частное сообщение). В работах Whittet et al. 1992 [26]
и Martin et al. 1992 [27], исправление данных поляриметрии за этот эффект было
выполнено с использованием следующей аналитической формулы (см. Clarke & Stewart 1985 [28]):
P = Pobe[l -WPobs)2]I/2 (2)
где о - стандартное отклонение наблюдаемой степени поляризации р0ы• Использование истинных значений р особенно важно для анализа наличия собственной поляризации излучения объекта при малых р. При оценке ошибок позиционного угла (0) для случая:
РоЬи/ср > 6 (3)
31
мы использовали простую формулу Серковского:
«те — 28”.б5<тр/р
(4)
Однако Nagliizadeh-Khouei &: Clarke 1993 [29] показали, что ниже данного критического уровня отклонение распределения величин от нормального распределения приводит к ситуации, когда оценка ошибки более сложна и не может быть рассмотрена в рамках приведённой выше формулы. По этому, для случая:
Р<л*/*р <6 (5)
мы приводим в таблицах измерений значение доверительного интервала для позиционного угла (в) на уровне 68.28% (1т) (см. Na.ghizadeh-Khouei & Clarke 1993 [29]). Кроме того мы приводим в таблицах измерений не только оцененные таким образом величины ошибок измерений РА, но и внутренние ошибки <7], рассчитанные из статистики счета фотонов. В дополнение отметим, что во всех таблицах измерений приведены не только значения степени поляризации и позиционного угла, но и значения нормированных параметров Стокса (НПС), поскольку значения р и 0 более удобны для сравнения данных с результатами предыдущих исследований, тогда как для исследования статистических особенностей поляризации излучения анализ НПС более предпочтителен (см. Clarke & Stewart 1985 [28] для детального обсуждения).
Поскольку статистические методы оценки присутствия поляризации излучения и переменности её параметров применимы только для параметров Стокса с "нормальным” распределением, все нормированные параметры Стокса (г/, и и и), полученные при повторных интегрированиях, были изучены на соответствие ”нормальному” распределению. Данная процедура весьма полезна для проверки сильно отличающихся значений и для изучения возможного дрейфа усреднённых величин, вызываемого либо инструментальными эффектами, либо переменностью
32