Общая характеристика работы.
Актуальность темы
Современная астрофизика стала всеволновой, активно освоив в последние десятилетия практически все диапазоны электромагнитного излучения. Гамма, рентгеновские, ультрафиолетовые, инфракрасные фотоны, регистрируемые с помощью космических телескопов на орбитальных обсерваториях, воспринимаются уже как «обычные» носители информации об объектах Вселенной, какими раньше были фотоны в оптике и радиодиапазоне. Однако космические орбитальные обсерватории представляют собой дорогостоящие комплексы научного оборудования, как правило, создаваемые объединенными усилиями организаций из нескольких стран мира. Поэтому количество таких обсерваторий в космосе ограничено, как и время их активной эксплуатации на орбите. Количество регистрируемых фотонов высокой энергии также очень ограничено, но они являются носителями исключительно важной информации об окружающей нас Вселенной. Очевидно, что надо использовать все имеющиеся ресурсы для извлечения этой информации. Международная орбитальная обсерватория ИНТЕГРАЛ (Винклер и др., 2003), запущенная на высокоапогейную орбиту российской ракетой-носителем «Протон» в октябре 2002 года, за 5 лет своей непрерывной работы на орбите благодаря широкому полю зрения обнаружила сотни новых источников с жестким рентгеновским излучением (20−100 кэВ) в различных участках неба. Эти источники не могли быть зарегистрированы ранее предыдущими миссиями (например, ЯОЗА’Г) из-за поглощения фотонов мягкого рентгеновского диапазона в газо-пылевых оболочках, окружающих определенные классы рентгеновских источников (так называемые «поглощенные источники»). Большая площадь обзора спутника ИНТЕГРАЛ (практически все небо) позволяет фактически впервые изучать пространственное распределение источников, излучающих в диапазоне энергий 20−100 кэВ. Угловое разрешение телескопов обсерватории ИНТЕГРАЛ составляет десятки угловых минут и точность локализации источников на небе составляет, в среднем, 2−4 угловые минуты.
В связи с этим обстоятельством, оптическая идентификация рентгеновских источников спутника ИНТЕГРАЛ является самостоятельной актуальной наблюдательной задачей для современных наземных телескопов. Особенную сложность для отождествления представляют участки неба вблизи плоскости.
Млечного Пути — основной зоны исследований в научной программе.
ИНТЕГРАЛа. Эта зона на небе не случайно называется «зоной избегания», так как многочисленные наземные спектральные обзоры «обходили» эту зону из-за большой плотности оптических источников в этой области и сложностей спектральной классификации в обзорных задачах из-за эффектов пространственного наложения спектров источников. Более того, в плоскости.
Млечного Пути сосредоточена основная масса газа и пыли Галактики, которые эффективно поглощают излучение объектов, лежащих на луче зрения в этой плоскости (±10 градусов). Таким образом, до решения задачи о пространственном распределении источников ИНТЕГРАЛа, необходимо решить задачу об оптической идентификации каждого индивидуального источника, его классификации (физической природе) и определения расстояния до него. Из-за ограниченной рентгеновской чувствительности.
— 11 2 телескопов ИНТЕГРАЛа (10 эрг/сек*см), связанной с естественной технической трудностью фокусировки фотонов жесткого рентгеновского диапазона, большая часть обнаруживаемых источников ИНТЕГРАЛа должна находится внутри нашей Галактики или в ближней Вселенной (с красными смещениями ъ < 0.2). Поэтому, для части рентгеновских источников ИНТЕГРАЛа проблема оптической идентификации была решена путем совмещения рентгеновских изображений с имеющимися электронными изображениями и каталогами источников из оптических и инфракрасных обзоров неба. Однако для части источников такой «простой» путь оказался недостаточным для решения задачи отожествления и классификации источников. Потребовалось привлечение наземных телескопов, оснащенных современным научным оборудованием.
Для решения этой актуальной задачи и был использован 1.5-метровый телескоп РТТ150 с его современным научным оборудованием. Важнейшим фактором его использования для этой задачи было то обстоятельство, что КГУ и ИКИ РАН, которым принадлежит соответственно 45 и 15 процентов наблюдательного времени телескопа, были заинтересованы в проведении этих наблюдений и выделили для этого значительные ресурсы телескопа.
Большая часть видимого вещества Вселенной сосредоточена в звездах, входящих в состав галактик. Процессы эволюции вещества являются наиболее интересными с точки зрения их исследования на всех пространственных и временных масштабах, начиная от взрывного рождения Вселенной и до спокойного течения событий внутри Солнечной системы, изредка нарушаемого вбрасыванием в нее кометного вещества из граничащих с Солнечной системой областей Галактики.
Несмотря на то, что вклад звезд и галактик в среднюю плотность вещества во Вселенной не превышает 1−2 процентов, именно эти структурные образования являются пробными телами, фотоны от которых мы и способны регистрировать для исследования структуры и физики Вселенной, а также для детального изучения происходящих в ней процессов.
Звездные атмосферы являются основными носителями информации об эволюции химического вещества в нашей Галактике, дополнительные сведения об этом содержатся в межзвездной газо-пылевой среде. Информация о химическом составе звезд может быть получена только на основе согласования высокоточных наблюдательных данных с результатами наиболее передовых методов численных расчетов звездных атмосфер. Поэтому, актуальными являются как задача получения спектров высокого разрешения, так и их адекватного теоретического анализа с целью определения физических параметров и химического состава звездных атмосфер.
По-видимому, большая часть звезд Галактики содержится в двойных и кратных системах. Некоторая часть звезд Галактики образует так называемые тесные двойные системы, в которых происходит обмен масс между компонентами посредством перетекания вещества с одной звезды на соседнюю. Как правило, соседняя звезда является компактным объектом (в виде черной дыры, нейтронной звезды или белого карлика), обладающим сильным гравитационным потенциалом, что и обуславливает аккрецию на нее вещества нормальной звезды-соседки. Физические процессы аккреции и переработки потенциальной энергии вещества, падающего на компактный объект, являются еще недостаточно изученными. В связи с этим, оказывается актуальной задача регистрации излучения от систем с аккрецией вещества с высоким временным разрешением и в различных диапазонах энергии. Несмотря на то, что современная астрономия является многоволновой наукой с регистрацией излучения в широком диапазоне электромагнитного излучения — от гамма-лучей до радиоволн, имеется значительный дефицит наблюдательных средств и экспериментальных установок для обеспечения непрерывности регистрации излучения от одного источника, либо для обеспечения регистрации многих источников в каком-либо диапазоне длин волн. Особенно эта проблема актуальна для российской астрономии в связи с отсутствием производства астрономических телескопов на российских предприятиях. Еще большей проблемой является оснащение даже имеющихся телескопов современным научным оборудованием, работоспособность которого полностью определяется использованием современных крупноформатных охлаждаемых ПЗС-матриц, производство которых в России фактически также не освоено, за исключением единственной специализированной лаборатории в CAO РАН. Учитывая это обстоятельство, актуальной является задача оснащения телескопа РТТ150 современным научным оборудованием для решения вышеуказанных астрофизических проблем.
Цели и задачи работы.
В связи с отмеченным выше, целями работы являются следующие:
1. Создание и внедрение комплекса современного научного оборудования в практику регулярных наблюдений на 1.5-метровом телескопе РТТ150.
2. Оптическая идентификация и классификация неотождествленных рентгеновских источников жесткого диапазона (20−100 кэВ), обнаруженных космической орбитальной обсерваторией ИНТЕГРАЛ.
3. Оптические наблюдения микроквазара 88 433 во время сеансов наблюдений этой системы спутником ИНТЕГРАЛ и с целью исследования флуюуаций яркости на временной шкале 10 — 10 000 секунд.
4. Поиск новых тесных двойных систем с эффектами отраженияпредкатаклизмических переменных звезд.
5. Фотометрия оптических послесвечений гамма-всплесков.
6. Фотометрический мониторинг гравитационной линзы 8В81 520 с целью определения времени задержки светового сигнала.
7. Исследование физических параметров и химического состава атмосфер избранных групп звезд.
Научная новизна работы заключается в следующем:
1) Современное новое научное оборудование внедрено в практику регулярных астрономических наблюдений на 1.5-метровом телескопе РТТ150, включая крупногабаритный стационарный Кудэ-эшелле спектрометр высокого разрешения.
2) Выполнено оптическое отождествление 6 близких (г < 0.1) новых активных ядер галактик, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и.
RXTE: IGR J18559+1535, IGR J19473+4452, IGR J21277+5656, XSS J05054−2348, XSS J16151−0943, XSS J21354−2720.
3) Выполнено оптическое отождествление 2-х новых катаклизмических двойных систем, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и RXTE: IGR J00234+6141 и XSS J00564+4548.
4) Впервые выполнены долговременные фотометрические наблюдения SS433 с временным разрешением 6 сек и точностью в 1 процент, позволившие построить высокоточный спектр мощности переменного оптического излучения системы в диапазоне частот 0.1- 0.01 Гц и выполнить сравнение со спектром мощности в рентгеновском диапазоне в широком временном интервале.
5) Впервые обнаружены малоамплитудные (0.04 mag) периодические (Р—0.319 суток) изменения блеска у объекта PG2200+085, связанные с действием эффектов отражения и несферичности компонент в тесной двойной системе с рентгеновским источником.
6) Впервые обнаружена протяженная пространственная структура рентгеновского источника RBS1032, указавшая на его внегалактическое происхождение, и, возможно, являющегося кандидатом в черную дыру промежуточной массы.
7) Выполнены уникальные фотометрические наблюдения кратковременных (часы, сутки) слабых оптических послесвечений гамма-в сплесков.
8) Выполнен долговременный фотометрический мониторинг гравитационно-линзированного квазара SBS1520+530, позволивший независимо определить время задержки светового сигнала (128 суток) и подтвердить наличие эффектов микролинзирования.
9) Определены наиболее точные физические параметры и химический состава избранных групп звезд спектральных классов A, F, G.
Научную и практическую значимость имеют:
— функционирующий комплекс современного научного оборудования 1.5-м телескопа РТТ150,.
— результаты новых оптических отождествлений активных ядер галактик, их красные смещения, позволяющие определять светимость и изучать пространственное распределение,.
— результаты новых оптических отождествлений тесных двойных звездных систем с рентгеновскими объектами,.
— кривые блеска высокого временного разрешения тесных двойных систем.
— архив высокоточных спектров высокого разрешения А-Р-О-звезд в окрестностях Солнца,.
— методики получения и обработки спектров высокого разрешения и высокоточных рядов фотометрических данных.
Результаты, выносимые на защиту :
1. Современное научного оборудование, внедренное в практику регулярных астрономических наблюдений на 1.5-м телескопе РТТ150, включая крупногабаритный стационарный Кудэ-эшелле спектрометр высокого разрешения.
2. Результаты оптического отождествления 6 близких (г < 0.1) новых активных ядер галактик, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и ЮТЕ: КЖ Л 8559+1535, КЖ Л9473+4452, КЖ П1277+5656, ХББ 105 054−2348, ХББ Л6151−0943, ХББ 121 354−2720.
3. Результаты оптического отождествления 2-х новых катаклизмических двойных систем, обнаруженных спутниками ИНТЕГРАЛ и ЮГГЕ: КЖ 100 234+6141 иХББ 100 564+4548.
4. Результаты долговременных фотометрических наблюдений SS433 с временным разрешением 6 сек и точностью в 1 процент, позволившие построить высокоточный спектр мощности переменного оптического излучения системы в диапазоне частот 0.1 — 0.01 Гц и выполнить сравнение со спектром мощности в рентгеновском диапазоне в широком временном интервале.
5. Обнаружение малоамплитудных (0.04 mag) периодических (Р =0.319 d) изменений блеска у объекта PG2200+085, связанных с действием эффектов отражения и несферичности компонент в тесной двойной системе с рентгеновским источником.
6. Обнаружение протяженной пространственной структуры рентгеновского источника RBS1032, указавшее на его внегалактическое происхождение, и, возможно, являющимся кандидатом в черную дыру промежуточной массы.
7. Результаты фотометрических наблюдений слабых оптических послесвечений гамма-всплесков.
8. Результаты фотометрического мониторинга гравитационно-линзированного квазара SBS1520+530, подтвердившие время задержки светового сигнала (—130 суток) и наличие эффекта микролинзирования.
9. Результаты определений физических параметров и химического состава избранных групп звезд спектральных классов A, F, G.
Апробация работы.
Результаты работы докладывались автором на 20 международных и всероссийских конференциях в период 1992;2007 гг., а также на научных семинарах ряда российских и зарубежных организаций: на Симпозиумах MAC N 164 «Звездные населения» и N169 «Нерешенные проблемы Млечного Пути» в период 22-й Генеральной Ассамблеи MAC в.
Гааге, Голландия (1994), на Симпозиуме MAC N 177 «Феномен углеродных звезд», Анталья, Турция (1996), Совещании «Лабораторная и астрономическая спектроскопия высокого разрешения», Брюссель, Бельгия (1994), Симпозиуме MAC N 210 «Моделирование звездных атмосфер», Уппсала, Швеция (2002), Международной конференции «Скрытая Вселенная, ИНТЕГРАЛ-2006», Москва (2006), Совещаниях Европейского Астрономического Общества — JENAM-2000 (Москва, С-Петербург), JENAM-2001 (Мюнхен), Международном совещании «Маяки Вселенной», Мюнхен, Германия (2001 г)., XV-м Национальном Астрономическом Конгрессе, Стамбул, Турция (2006), Всероссийских астрономических конференциях ВАК-1997, ВАК-2004 (Москва), ВАК-2007 (Казань), Всероссийских конференциях, посвященных 100-летию Астрономической Обсерватории им. Энгельгардта, Казань (2001), 100-летию Д. Я. Мартынова и 100-летию П. П. Паренаго, Москва (2006), Всероссийских конференциях «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра», Москва (2005, 2006, 2007), Совещаниях Рабочей Группы «Звездные атмосферы», CAO РАН (1992), Киев (1994), Одесса (1996), Совещании «Методы спектроскопии в современной астрофизике», Москва (2006), ежегодных Итоговых научных конференциях КГУ (1996;2007), Семинарах CAO РАН, ИНАСАН, кафедры астрономии Казанского го су н ив ер ситета.
Достоверность научных результатов :
1) Созданное и внедренное современное научное оборудование телескопа РТТ150 тестировалось путем сравнения с результатами опубликованных однотипных наблюдений, выполненных на современных телескопах мира. Результаты сравнения показали, что качество данных РТТ150 не только не уступает современному уровню, но в ряде случаев может выступать в качестве эталонных для калибровки других подобных инструментов в России и за рубежом.
2) Методика обработки фотометрических и спектральных данных, полученных на РТТ150, тестировалась путем сравнения с результатами, полученными другими пакетами программ. Во всех случаях результаты тестирования показали полное количественное соответствие данных.
3) Результаты оптического отождествления и определенные физические параметры ядер активных галактик и поляров сравнивались с позднее опубликованными данными других авторов для некоторых общих объектов и было обнаружено количественное соответствие с независимо полученными данными.
Структура и объем диссертации
.
Диссертационная работа состоит из введения, 8 глав, заключения и списка литературы. Общий объем диссертации составляет 270 страниц, включая 130 рисунков и 17 таблиц.
Список литературы
содержит 112 наименований.
Выводы. Возмолсности оптики телескопа РТТ150 и атмосферного качества изображений в месте установки телескопа позволили получить долговременный ряд наблюдений двойного квазара SBS1520+530, определить независимо от других наблюдателей время задерлски в 128 дней и подтвердить наличие эффекта микролинзирования, которое продолясается на луче зрения к этой системе.
Глава 8. Исследование физических параметров и химического состава атмосфер избранных групп звезд.
8.1. Нестандартный линейчатый спектр стандартной звезды Вега.
Вега является первичным спектр о фотометрическим стандартом и, казалось бы, что характеристики ее спектра изучены довольно подробно. Однако, современный уровень спектроскопии высокого разрешения дает возможность получать такие данные, при котором выявляются новые детали спектра, ранее не обнаруживаемые из-за ограниченного спектрального разрешения и отношения сигнал/шум. В частности, Гулливер и др. (1991, 1994) обнаружили существенное отличие формы профиля слабых (Я < 5%) линий в спектре Беги по сравнению с классическим профилем, уширенным вращением. Слабые линии показали «плоское дно» в ядре линии. Это обстоятельство было интерпретировано ими как проявление эффекта быстровращающейся звезды, обращенной к нам полюсом. Фактически это стало спектроскопическим подтверждением ранее высказывавшихся предположений о том, что Вега — это быстрый ротатор, обращенный к нам полюсом (Мережин, 1990). Быстрое вращение горячей массивной звезды приводит к изменению ее формы по сравнению с шаром — звезда «вытягивается» в сторону экватора и сжимается к пошосам. Это приводит к эффекту «гравитационного потемнения» -распределения температуры и ускорения силы тяжести по поверхности перестают быть однородными. В частности, температура у полюсов возрастает, а к экватору падает. В случае звезды, обращенной к нам полюсом, мы должны наблюдать максимальный эффект такого неоднородного распределения температуры по поверхности звезды. Гулливер и др. (1994) выполнили численное моделирование такого эффекта и оценили значения температуры на полюсах и на экваторе, а также угол наклона оси вращения к лучу зрения, и на основе наблюдаемых значений проекции скорости вращения убин определили значение скорости вращения на экваторе. Необходимо отметить, что такое численное моделирование основано на сравнении наблюдаемых профилей линий с теоретическими, получаемыми при очередной итерации или выборе очередных значений свободных параметров расчета. Наблюдения Гулливера и др. (1994) были основаны на методе регистрации нескольких участков спектра с помощью длиннофокусных камер классических кудэ-спектрометров, оснащенных ретикоиными линейками или ПЗС-матрицами. Это определило незначительное количество линий, доступных для анализа численными методами. Такое обстоятельство могло сказаться на точности физических параметров атмосферы Веги, восстанавливаемых по ограниченному (несколько линий) набору деталей.
В связи с этим, было решено выполнить наблюдения Веги с помощью принципиально новых современных приборов — куде-эшелле спектрометров, которые наряду с высоким разрешением и отношением сигнал/шум позволяют регистрировать практически весь оптический диапазон спектра одновременно и, таким образом, дает принципиально новую возможность для анализа всех имеющихся спектральных деталей, а не одиночных линии как в случае классических приборов. Это может сыграть принципиальную роль при анализе линейчатого спектра Веги.
На основе полученных спектральных данных В. В. Шиманским и В. Ф. Сулеймановым была построена численная модель быстровращающейся поверхности звезды, обращенной к нам полюсом, рассчитано распределение энергии от такой звезды и сравнено как с наблюдаемым распределением, так и с классическим распределением, получаемым из одномерных моделей атмосфер (Бикмаев и др., 2000). Наблюдения и обработка.
Наблюдения спектров Веги были выполнены в разные периоды в течение 19 952 006 гг. с помощью куде-эшелле спектрометров 1-м телескопа CAO РАН, 2-м телескопа на пике Терскол и РТТ150. Спектр в диапазоне 3800−10 000 А регистрировался в несколько приемов (для перекрытия диапазонов) со спектральным разрешением Я=90 000 и отношением сигнал/шум около 300. Обработка спектров выполнена на персональном компьютере с помощью модифицированных версий программных пакетов ЭЕСН и ЭесЬ20 (Галазутдинов, 1992) с использованием всех необходимых стандартных процедур. В результате, спектры были приведены к виду «относительная интенсивность — длина волны». После усреднения спектров, полученных в разных вариантах и в разные периоды, для многих профилей было достигнуто отношение сигнал/шум около 500−600, что позволило обнаружить много новых деталей в спектре Беги. Анализ линейчатого спектра Беги.
Анализ большого набора линий во всем оптическом диапазоне спектра (40 008 000 А) показал, что особенности профилей не ограничиваются лишь «плоским дном». На самом деле молено выделить еще и другие типы профилей:
— классические профили, уширенные вращением с увни около 20 км/сек. Такие профили показывают сильные (Я > 20%) линии ионов и многие сильные субординатные линии элементов группы железа,.
— некоторые слабые субординатные линии (Я < 5%) и резонансные линии атомов показывают ядро в виде «плоского дна» ,.
— большая часть слабых линий (Я < 5%) показывает ядро, «вогнутое вверх» в центре,.
— небольшая часть очень слабых (Я < 3%) линий показывает «треугольные» профили, многие линии с «плоским дном» показывают еще и «наклон дна», так что синяя часть более глубокая, чем красная. Есть и обратная асимметрия, но она встречается реже. Такая же асимметрия наблюдается у линий с «вогнутым вверх» ядром.
Некоторые примеры наблюдаемых и теоретических профилей линий в спектре Веги приведены на рис. 8.1−8.3.
Ре1 5383 дТ*.
О X со О.
X ф ь.
X X к.
О X т о е о.
0.975 1.00.
0.98.
0.96.
0.94.
5382.9 5383.2 5383.5 5383.8.
——г."■-■-. I. т > ¦" ¦ ¦ | —.
4491.0 4491.2 4491.4 4491.6 4491.8.
1.000.
0.998.
0.996.
0.994.
5396.25 5395.50 5395.75 5396.00 5396.25.
Длина волны, А.
Рис. 8.1. Наблюдаемые профили линий в спектре Веге, имеющие 3 характерных типа профилей.
1.000.
0.996.
0.992.
0.988.
Л Н О О X со и X о ьX.
К (О X зг о н га ь-о О.
5895.3 5895.6 5895.9 5895.2.
5232.8 5233.2.
5233.6.
Длина волны, А.
Рис. 8.2 Наблюдаемые профили линий в спектре Веге, имеющие формы «дна» .
1.00.
0.99.
0.98.
5055.6 5056.0 5056.4 5056.8.
6147.2 6147.6 6148.0 6148.4 т—-1-'-1—-г.
4480.8 4481.1 4481.4 4481.7 3932 3933 3934 3935.
Длина волны, А.
Рис. 8.3. Наблюдаемые профили сильных (глубоких) линий в спектре Веге, имеющие классическую форму.
Необходимо отметить, что такой разный набор профилей наблюдается в спектре одной и той же звезды одновременно по времени.
Рис. 8.4. Модель быстро вращающейся звезды, обращенной к нам полюсом (верхняя часть рисунка), принятая для объяснения формы профилей слабых линий в спектре Веги.
Сравнение с наблюдаемым распределением энергии в спектре Веги.
Интересно сравнить распределение энергии, которое предсказывает более реалистичная модель звезды, обращенной к нам полюсом, с наблюдаемым распределением и с теоретическим, полученным с классической моделью. Необходимо отметить, что теоретические распределения энергии приведены ниже без учета водородных линий.
Результаты сравнения с наблюдаемым распределением из работы Хейеса (1985) показаны на рис. 8.5. Видно, что в континууме в оптическом диапазоне спектра наблюдается полное согласие в пределах одного процента. Сравнение с наблюдаемыми потоками в ультрафиолете показало, что потоки согласуются в среднем, с точностью определения потока в УФ диапазоне в 10−20 процентов. В инфракрасной области в диапазоне 1−5 мкм наблюдается полное согласие теоретических и наблюденных потоков. Таким образом, можно заключить, что на уровне современной точности наблюдаемых потоков Веги как классическая модель, так и более совершенная модель звезды, обращенной полюсом, дают сходные результаты.
По-видимому, все предшествующие калибровки, основанные на наблюдаемых потоках и теоретических потоках, построенных в рамках однородных моделей, достаточно хорошо отражают реальное распределение в спектре Веги как первичного спектрофотометрического и фотометрического стандарта. Однако, с другой стороны необходимо также отметить, что из анализа наблюдаемых распределений энергий на современном уровне точности спектрофотометрии (1−5 процентов) практически невозможно обнаружить, а тем более исследовать, такие тонкие эффекты, как ориентация оси вращения звезды по отношению к лучу зрения и учесть этот эффект с точки зрения распределения энергии. Скорее всего, это — задача для спектроскопии высокого и сверхвысокого разрешения (0.03 А) с одновременно высоким отношением сигнал/шум (500−1000). X.
0.8 0.6 0.4 0.2 0.0 -0.2 -0.4.
— о. е -0.8 -1.0.
Theory, pole-on model.
VEGA.
Loa (Них) = 0 at 5500 A Observed flux,.
Hayes, 1985 L.
0 2000 4000 6000 8000 10 000 12 000 Wavelength, A.
Рис. 8.5. Сравнение наблюдаемого распределения энергии Веги с расчетными для модели звезды, видимой с полюса.
Планируемое повышение точности спектрофотометрии в обозримом будущем (до долей процента в оптике и в несколько процентов в ультрафиолетовом диапазоне) может привести, тем не менее, к проблеме согласования наблюдаемых распределений с теоретическими, рассчитанными в рамках классических одномерных моделей. Наблюдательную основу для построения «неклассических» моделей должны дать современные спектроскопические наблюдения профилей отдельных линий.
8.2. Результаты спектроскопических наблюдений солнечной короны во время полного солнечного затмения 29 марта 2006 года.
Волею случая, 29 марта 2006 года телескоп РТТ150 оказался в полосе полного солнечного затмения, центр которой лежал в 50 км к востоку от г. Анталья, Турция. В месте установки телескопа в Национальной обсерватории ТЮБИТАК (50 км к северо-западу от г. Анталья) полная фаза затмения длилась в течение 2-х минут и кудэ-эшелле спектрометр был применен автором для получения оптического спектра высокого разрешения участка солнечной короны на расстоянии 0.2 радиуса Солнца от восточного края диска Солнца (Бикмаев и др., 2006, ATEL 782). Было получено 2 эшелле-спектра с разрешением R = 40 000 и временем экспозиции по 30 секунд каждый. Благодаря высокой позиционной и фотометрической точности спектрометра удалось выполнить уточнение длин волн (до 0.01 Ангстрем) запрещенных эмиссионных линий высокоразрядных ионов, сравнить профили сильных и слабых эмиссионных линий, а также профили линий, принадлежащих разным ионам, и др.
Несмотря на существенный прогресс в исследовании Солнца, до сих пор не разгадан механизм нагрева солнечной короны. Предполагается, что могут иметь место 2 механизма — разогрев посредством звуковых волн, которые передают энергию механических колебаний Солнца, либо (или дополнительно) посредством высвобождения энергии через мелкомасштабные микро-вспышки («nanoflares»), которые происходят в большом количестве во всем объеме короны, но каждая вспышка локализована в объеме пространства, который неразличим при наблюдениях с Земли, а при наблюдениях из космоса не хватает углового разрешения орбитальных телескопов.
Прохождение звуковых волн во всем пространственном масштабе короны стремятся зафиксировать фотометрическими методами путем получения прямых снимков короны во время полной фазы затмения, которая длится всего несколько минут. Если звуковые волны имеют место, тогда можно ожидать проявлений крупномасштабных и пространственно коррелированных флуктуации яркости, распространяющихся в радиальном направлении от центра Солнца. Пока наблюдения различных групп исследователей противоречат друг другу даже в случае одного и того же затмения, и нет уверенно зарегистрированного события такого рода. Возможно, проблема связана с малым контрастом ожидаемых флуктуаций яркости на фоне поверхностной яркости самой короны во время затмения. Неизвестным остается вопрос о поле скоростей в короне. Он исследуется путем получения профилей сильных линий запрещенных линий высокоионизованных металлов с использованием внезатменных коронографов.
Спектр короны получался неоднократно во время полных затмений с помощью транспортируемых малогабаритных спектрометров. Однако, скромные габариты перевозных спектрометров ограничивали спектральное разрешение, либо спектральный диапазон получаемых снимков. В силу этого обстоятельства, профили линий, как правило, не могли быть зарегистрированы или регистрировались для 1−2-х линий в ограниченном спектральном интервале. Молено отметить также, что в качестве приемника света использовались фотопластинки или фотопленки, что автоматически ограничивало чувствительность и отношение «сигнал / шум». Кроме того, для получения спектров выбирались, как правило, яркие корональные детали, связанные с мощными взрывными процессами, происходящими накануне момента затмения. Поле скоростей газа в таких активных областях может быть обусловлено фактом взрывного высвобождения энергии и не отражать общей фундаментальной картины в спокойной короне. Ограниченное спектральное разрешение транспортируемых спектрометров не дает возможность также определять длины волн регистрируемых спектральных линий с необходимой точностью. Для части линий высокоионизованных металлов неизвестны точно энергии уровней и знание точных длин волн позволяет восстановить энергии переходов в этих ионах и уточнить диаграммы Гротриана.
Одним из немногих случаев получения спектров короны с помощью стационарного звездного спектрометра были наблюдения, выполненные в 1968 на 1.93-м телескопе обсерватории Верхний Прованс во Франции. Однако, в то время в качестве детектора использовались фотопластинки и спектр был зарегистрирован в ограниченном спектральном диапазоне.
На 1.5-м телескопе РТТ150, по-видимому, впервые удалось получить оптический спектр участка солнечной короны одновременно в наиболее.
Wavelength, A.
Рис. 8.6. Линейчатый спектр солнечной короны с отмеченными основными линиями короны и протуберанца.
Line width, km /вес.
Рис. 8.7. Нормированные профили 2-х наиболее сильных линий, демонстрирующие практически полное совпадение.
Line profite, km I sec.
Рис. 8.8. Усредненные нормированные профили сильных, слабых и линий промежуточной интенсивности. Видно, что все типы линий высокоионизованных металлов показывают одинаковые (симметричные) профили и одинаковую ширину линий.
Были выделены 3 группы линий с центральными интенсивностями (в единицах континуума): R > 0.5 («сильные» линии), R ~ 0.02−0.07 («слабые» линии) и промежуточные между ними, R ~ 0.1−0.5, Рис. 8.8.
Профили линий имеют полуширину 39 км/сек (при разрешении 7 км/сек), симметричную форму и описываются гауссианой (рис. 8.9), что указывает на тепловые скорости движения тяжелых многозарядных ионов (FeX, FeXI, и др.) при кинетических температурах в диапазоне 0.5 — 0.7 Млн. градусов. Линия Hei показывает наиболее узкие профили, рис. 8.10.
Линия Не I с шириной 28 км/сек подтверждает физическую достоверность профилей ионов металлов короны шириной 39 км/сек.
I 0.6.
Llne width, km / sec.
Рис. 8.9. Аппроксимация профиля линии FeX 6374 лоренцевым и гауссовым приближением.
Line width, km / sec.
Рис. 8.10. Аппроксимация профиля линии Не1 5876 А, принадлежащей протуберанцу, лоренцевым и гауссовым приближением и сравнение ее с профилем корональной линии FeX 6374 А.
8.3. Химический состава звезд — фотометрических аналогов Солнца.
Существует точка зрения, реализуемая на практике (Нордстрем и др., 2004), что массовые фотометрические наблюдения десятков тысяч звезд дают (за счет большой статистики) достаточную информацию для исследования истории химической и динамической эволюции диска Галактики.
В результате спектроскопического определения химического состава 15 фотометрических аналогов Солнца было показано (Галеев и др., 2004а), что аналоги, отобранные по одинаковым фотометрическим индексам (то есть имеющие солнечное содержание элементов при использовании фотометрических индексов металличности), по содержаниям элементов делятся на три группы — 6 звезд с солнечным химсоставом, 4 звезды с избытком, а 5 звезд — с дефицитом элементов. Кроме того, среди звезд этой выборки оказались два субгиганта с пониженным содержанием металлов (НО ?33 002 и НЭ 225 239), то есть и светимость не может быть зафиксирована уверенш^ только с использованием фотометрических индексов.
Таким образом, использование фотометрии для оценок металличностей звезд по фотометрическим индексам является недостаточным условием не только для поиска аналогов Солнца, но и для исследования связи металличности и возраста звезд, металличности и кинематики. Для решения этих глобальных задач в диске Галактики необходимы прямые спектроскопические наблюдения с высоким разрешением, которые дают возможность точного определения не только содержания железа, но и десятков других химических элементов. В таблице 8.1. показано влияние неопределенностей в параметрах атмосфер и измеренных эквивалентных ширин линий на итоговые ошибки определения содержания элементов в атмосферах звезд солнечного типа на примере звезды 16 СудВ. Видно, что для большинства элементов ошибка определения содержания составляет 0.10 (1ех.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
.
В результате большой коллективной работы, в которой автору посчастливилось принять непосредственное участие в период с 1995 по 2007 гг., удалось создать непрерывно функционирующий научно-технический астрономический комплекс, включающий в себя 1.5-м телескоп РТТ150 и его современное научное оборудование — крупногабаритный спектрометр высокого разрешения в фокусе Кудэ, камеру прямых изображений и спектрометр низкого и среднего разрешения ТРОБС, ПЗС-фотометр с матрицей АМВСЖ.
Результаты технических испытаний научного оборудования показали, что оно полностью соответствует современным требованиям, предъявляемым к телескопам с зеркалами 1−3 метра.
Опыт выполнения первых наблюдательных программ с использованием созданного комплекса научного оборудования был описан в данной работе:
— в части оптических отождествлений новых рентгеновских источников показана возможность спектральной классификации объектов до 19-й величины. Отработана методика оптических наблюдений по данной программе. Полученные фотометрические и спектральные данные станут основой для более эффективного и оперативного отождествления новых источников, что необходимо для увеличения их статистики,.
— в части фотометрических наблюдений получен опыт высокоточной фотометрии с одновременно высоким временным разрешением для ряда источников, что позволяет ставить принципиально новые задачи в наземных исследованиях на РТТ150 в кооперации с рентгеновскими наблюдениями на орбитальных обсерваториях,.
— спектральные данные высокого разрешения станут основой для дальнейшего развития численных методов анализа звездных атмосфер и исследования химической и динамической эволюции Галактики.
