В данном практическом задании были выполнены следующие основные задачи: изучение основ апертурной фотометрии и перевода измерений в стандартную систему с использованием ПЗС изображений галактик; построение диаграммы “цвет - звездная величина” для предложенной галактики; ознакомление с методом определения расстояния до галактики по ярчайшим голубым сверхгигантам.

Измерения проводились на основе следующего материала: два ПЗС снимка галактики UGC 7559, сделанные в фильтрах B и V 4 февраля 1995 года в прямом фокусе Nordic Optical Telescope (La Palma) c помощью ПЗС-матрицы Brorfelde CCD. UGC 7559 – карликовая иррегулярная галактика, разрешенная на звезды и газо-пылевые комплексы. Координаты объекта RA=12h24m37s, DEC=+37d25m09s (1950). UGC 7559 принадлежит скоплению Гончих Псов. Ее гелиоцентрическая скорость составляет 218 км/с. Полная величина галактики в фильтре B: 14.m12, цвет (B-V)=0.m32. Поглощение света в направлении объекта отсутствует. Атмосферные условия наблюдений были вполне фотометрическими, изображения порядка 0.9 секунд. Экспозиции в B и V фильтрах одинаковы и составляют 600 сек. Воздушные массы для B и V кадров соответственно – 1.03 и 1.02.

Обработка изображений происходила в среде MIDAS (Munich Image Data Analysis Sistem). Первичная редукция ПЗС снимков уже была проведена, фотометрические стандарты обработаны, уравнения перехода из инструментальной системы в систему Джонсона-Казинса известны.

Обработка изображений происходила следующим образом:

Сначала методом предельных сумм были определены центры звезд. Затем методом “центроидов звездного изображения” были посчитаны суммарный поток от звезды в заданной апертуре, вычтен фон неба в кольце вокруг объекта и посчитана звездная величина в инструментальной системе единиц.

Поправки, примененные к инструментальным звездным величинам складываются из следующих параметров:

1. Поправка за время экспозиции: 2.5*log (t(exp)) , где t(exp) – время экспозиции, равное 600 секунд.
2. Поправка за воздушные массы, которая берется с отрицательным знаком: для B-величин 1.02*0.284, для V-величин 1.03*0.14.
3. Апертурная поправка – разница между звездными величинами ярких звезд, измеренными с большой и малой апертурой. Для определения апертурной поправки были измерены несколько звезд в нескольких звездах и для каждой звезды была построена кривая роста (зависимость измеренной звездной величины от радиуса апертуры) (файл ps2usr0.ps – кривая роста для определения апертурной поправки в фильтре B). Апертурные поправки получились следующими: для B – (-0.453), для V – (-0.672).

Инструментальные звездные величины были переведены в стандартные звездные величины по следующим формулам (в систему Джонсона-Казинса):

V–v = 0.023*(b-v)+24.98

B-V = 1.034*(b-v)-0.09 ,

где B, V – звездные величины в стандартной системе, а b и v – звездные величины в инструментальной системе. Перевод в стандартную ситстему делается с помощью ряда стандартных звезд, величины которых известны с хорошей точностью. В процессе наблюдений атмосферные условия должны быть неизменными и близкими к идеальным, а именно FWHM звездных изображений – порядка 1 секунды дуги. Необходимо знать точные звездные величины стандартов, наблюдать порядка 15-20 полей стандартов за ночь. Цвета стандартных звезд должны покрывать широкий диапазон цветов. Зенитные расстояния наблюдаемых стандартов должны соответствовать зенитным расстояниям исследуемых объектов.

Метод определения расстояния до галактик с использованием ярчайших красных и голубых сверхгигантов является одним из наиболее широко применяемых среди методов, основанных на так называемых вторичных индикаторах расстояния.

Зависимости светимостей ярчайших красных и голубых сверхгигантов от светимости родительской галактики характеризуются регрессиями:

[Mv(3R)] = 0.19Mtb – 4.52

[Mb(3B)] = 0.35Mtb – 2.5,

со стандартными отклонениями 0.3 mag.

В этих формулах: [Mv(3R)] и [Mb(3B)] - средние абсолютные величины трех ярчайших красных и голубых звезд, исправленные за поглощение; Mtb – интегральная абсолютная величина галактики, исправленная за поглощение.

Результирующие формулы для определения модуля расстояния имеют вид:

(m-M)(3B) = 1.51*[B(3B)] - 0.51*Bt – Ab +4.14

(m-M)(1R) = 1.10*[V(R1)] - 0.10*Bt – 0.76*Ab + 7.00 ,

где (m-M)(3B) , (m-M)(1R) – измеренные по красным и голубым звездам модули расстояния, исправленные за поглощение в Галактике; [B(3B)] - средняя визуальная B величина трех ярчайших голубых звезд; [V(R1)] - видимая величина в фильтре V ярчайшей красной звезды; Bt – визуальная интегральная величина галактики в фильтре B (Bt=+14.12 для UGC 7559); Ab – галактическое поглощение в направлении объекта по данным IRAS (Ab=0.m00 для UGC 7559).

Три ярчайшие звезды в данной галактике имеют звездные величины 21.40, 21.41 и 20.84 (номера звезд в таблице – 10, 28 и 50). Соответственно [B(3B)]=21.22 с погрешностью 0.03. Модуль расстояния получается равный 28.98 с погрешностью 0.05. С учетом того, что видимая звездная величина галактики 14.m12 , расстояние до галактики получается равным около 62.5 пк с точностью 1.5 пк.

В данном практическом задании не была построена диаграмма “цвет – звездная величина” для звезд фона. Это было обусловлено следующими причинами:

• во-первых, эта галактика находится очень далеко от плоскости галактического экватора и к тому же изображение галактики занимает почти всю площадь изображения;
• во-вторых, те звезды фона, которые попадали в кадр являлись, как правило, звездами главной последовательности и имели соответственно больший показатель цвета “B-V” по сравнению со звездами галактики.

В ходе работы были получены следующие результаты:

1. таблица звездных величин в стандартной системе цветов с ошибками измерений (ResPhotBV.tbl),
2. графики “ V от B-V “ для звезд галактики (файл postscript.ps),
3. были измерены модуль расстояния и расстояние до галактики UGC 7559 (см. выше).
4. кроме этого исполнитель работы получил хороший опыт обработки наблюдений, проводимых в крупнейших обсерваториях мира, а также получил некоторое представление и навыки работы в среде MIDAS.

И в заключение хотелось бы выразить огромную благодарность Шариной Маргарите Евгеньевне, которая несмотря на высокую температуру постоянно помогала мне в выполнении данной работы.

29.01.2001

В данном практическом задании были выполнены следующие основные задачи: знакомство с кандидатом в черные дыры – двойной системой Cyg X-1. Поиск орбитального периода оптического компонента по спектрам этого объекта, изучение основ отождествления линий и анализа спектров высокого разрешения с большим отношением сигнал/шум, обучение работе с индивидуальными спектральными линиями, использование их параметров, получение навыков работы с периодическими данными, фазовыми кривыми.

Работа проводилась на основе большого количества спектрального материала. Спектры оптического компонента объекта Cyg X-1 были получены на телескопе ЗТШ Крымской Астрофизической обсерватории в период 1992 – 1995 гг. с высоким отношением S/N (около 100): в диапазоне: содержащем спектральную линию HeI 6678 A, которая может служить индикатором скорости вращения, Данные были предоставлены в виде сложенных и усредненных за ночь спектров длиной порядка 30 A, спектральное разрешение 0.08 – 0.09 A. Для обработки спектров, представления и анализа результатов была использована система MIDAS для LINUX.

Материал для данной работы был предоставлен в виде 33 файлов с расширением .bin и вспомогательных файлов с параметрами. В процессе работы файлы с расширением .bin были переведены в fits-файлы, и в файлы с расширением .bdf .

В первую очередь были отождествлены линии в спектре. Наибольшее отношение сигнал/шум достигается при сложении всех имеющихся спектров (total.ps). Были отождествлены следующие линии:

1. Линии, образующиеся в земной атмосфере. Эмиссионные линии хорошо вычитаются из спектра объекта благодаря одновременно снимаемому спектру фона. Эти линии очень хорошо видны в спектрах с большим отношением сигнал/ шум. В нашем случае эти линии находятся в самом начале суммарного спектра с длинами волн около 6665 А.

2. Абсорбции межзвездного газа и диффузные межзвездные полосы (DIB), которые также становятся хорошо видны только на спектрах с большим отношением сигнал/шум и при наличии на луче зрения межзвездного вещества. Эти отождествленные линии отмечены на рисунке крестиками. Они имеют следующие длины волн (в порядке возрастания длины волны):
   
   
   • 6672.15 А
   • 6682.65 А
   • 6689.30 А.
     
     Наиболее сильная линия из этой серии линий имеет длину волны 6672.15 А.

3. И центральная линия в спектре – линия поглощения He I, имеющая длину волны 6678.15 А. Это линия, расположенная в центре данного спектра, которая сразу бросаетсяся в глаза. Именно на изучении этой линии в различные моменты времени и построена дальнейшая часть данной практической работы.

Следующая часть работы – это поиск периода. Для этого на спектрах было определено положение линии 6678.15 и рассчитана лучевая скорость. Были определены юлианские даты наблюдений и после этого посчитаны фазы системы для каждого из моментов наблюдений. Фазы определялись следующим образом: из юлианской даты наблюдения вычиталась дата точного определения периода системы – 2441163.351 , а полученное число делилось на 5.599664 – величину периода. Очевидно, что дробная часть получившегося выражения представляет собой фазу системы.

Для определения лучевых скоростей, полной ширины на половине максимума FWHM и интенсивности INT_FIT линия He I 6678.15 А описывалась гауссианой. Эта процедура проделывалась, впрочем как и вся работа, в системе MIDAS. Для этого использовалась команда CENTER/GAUSS (к отчету приложена иллюстрация, которая показывает спектр, полученный 26 мая 1993 года (930526.ps)).

В результате вписывания гауссианы были определены полная ширина на половине максимума FWHM и интенсивность линии INT_FIT, а также центр линии. С помощью этих данных по эффекту Доплера была вычислена лучевая скорость в системе (зависимость лучевой скорости от фазы предоставлена в файле rv-phase.ps). Кроме этого были построены зависимость полной ширины на половине максимума FWHM от фазы (ph-fwhm.ps) и зависимость интенсивности линии INT_FIT от фазы (ph-int.ps). Полученные графики трудно объяснить в рамках существующей модели, поэтому становится очевидной необходимость дальнейшего исследования этого объекта.

Результаты и различные зависимости, полученные при изучении орбитального периода можно использовать для изучения эффекта эллипсоидальности – сплюснутости звезд в двойной системе.

1. были определены основные линии в полученном спектре;

2. посчитаны лучевые скорости;

3. построена фазовая кривая;

4. определены параметры исследуемой линии He I;

5. построены зависимости полной ширины на половине максимума FWHN и интенсивности линии He I INT_FIT от фазы.

1. все сложенные спектры (total.ps);

2. один из отдельных спектров, полученный 26 мая 1993 года (930526.ps);

3. завиcимость лучевой скорости от фазы (rv-phase.ps);

4. зависимости полной ширины на половине максимума FWHN от фазы;

5. зависимости интенсивности линии He I INT_FIT от фазы.

6. таблица всех данных (для MIDASa, results.tbl).

И в заключение работы хотелось бы выразить благодарность Ольге Шолуховой за своевременные консультации и помощь в выполнении данного практического задания.

05.02.2001