WWW.KONF.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Авторефераты, диссертации, конференции
 


Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 8 |

«ЗВЕЗД ...»

-- [ Страница 3 ] --

обнаружить новые маломасштабные проявления вспышечной активности у вспыхивающей звезды EV Lac. Наши фотометрические данные и применение техники цифровой фильтрации делают возможным обнаружение событий с амплитудами порядка 0.01 звездной величины, сравнимыми с пределами, определяемыми статистикой квантов. Эти события состоят из вспышки и связанным с нею падением интенсивности в B и I фильтрах. Эти структуры кратерообразной формы центрированы на пике вспышки. Уменьшение светимости звезды происходит до вспышки как таковой. Предвспышечные падения блеска, отмеченные многими наблюдателями, могут рассматриваться как часть общего затухания блеска. Интересно, что этот феномен затухания является общим как для коротких, так и для длительных вспышек. Эти результаты должны привести к новому пониманию физики звездных вспышек.


4.2. Высокочастотные колебания оптического излучения вспышек звезд типа UV Cet Введение. Первые количественные характеристики оптических вспышек красных карликовых переменных звезд типа UV Кита состояли из оценок их амплитуд и длительностей. Последующий фотоэлектрический мониторинг дал более подробные данные о кривых блеска вспышек. Однако попытки представить эти более полные данные в рамках различных физических и формальных математических моделей не привели к пониманию событий, вызывающих вспышки [4, 62]. Были исследованы следующие характерные особенности кривых блеска звездных вспышек: быстрое затухание яркости сразу после максимума вспышки [35], предвспышечные ослабления блеска [67], вторичные максимумы яркости вспышки [107].

Следует отметить, что при анализе солнечных вспышек можно четко выделить начальную импульсную фазу и последующую постепенную термическую фазу вспышки. Среди огромного разнообразия кривых блеска звездных вспышек особое место занимают вспышка звезды HII 2411 в Гиадах, которое произошла 20 ноября 1972 и которая была обнаружена в работе [162].

Во время этой довольно мощной вспышки было зарегистрировано мощное колебание яркости с периодом колебаний в диапазоне от 13.7 до 12.4 сек на протяжении времени записи около 12 минут. Амплитуда колебаний оказалась постоянной и составляла около 25% от средней интенсивности в фазе покоя в белом свете. Как было отмечено в [162], наблюдаемые быстрые колебания не были видны вне вспышки или при наблюдениях других, более мелких вспышек.

В течение следующей четверти века, никаких подобных событий во вспышках не наблюдалось. В настоящем разделе мы описываем наблюдения аналогичных оптических пульсаций яркости во вспышке EV Lac, которые мы обнаружили с применением более точной техники наблюдений, с использованием Синхронной Сети Телескопов и более сложных методов обработки данных.

4.2.1. Наблюдения. Обнаружению собственных малоамплитудных вариаций яркости звезды мешают атмосферные возмущения и инструментальные дефекты. Эти ограничения часто представляют непреодолимый барьер для наблюдателей, работающих с одним телескопом. Такие трудности, однако, могут быть преодолены путем одновременного использования нескольких телескопов. Ключевая идея Синхронной Сети оптических Телескопов выглядит следующим образом: операции удаленных телескопов синхронизированы по времени в шкале времени UTC в течение времени выборки и, следовательно, различные наборы данных могут рассматриваться как наборы с одним и тем же действительным сигналом и некоррелированными атмосферными и фотонными шумами. В этом случае, используя имеющиеся статистические процедуры для одновременных отсчетов фотометров, можно идентифицировать приборные дефекты и увеличить отношение сигнал-шум при обнаружении сигналов, которые могут быть сопоставимы по амплитуде с внутренними источниками шумов. Наблюдательные данных для вспышек звезды EV Lac, приводимые здесь, были получены на четырех обсерваториях в течение 19 ночей в сентябреоктябре 1998 года. Были использованы следующие инструменты:

- 2 м телескоп Ричи-Кретьена и 60-см Кассегрен на пике Терскол (Северный Кавказ, 3100 м над уровнем моря) со скоростным двухканальным UBVR фотометром [18];

- 30-дюймовый телескоп в обсерватории Стефанион в Греции, оснащенный одноканальным фотометром в полосе B [135];

- 1.25 м рефлектор АЗТ-11 в Крымской обсерватории с UBVRI фотометромполяриметром [106];

- 60-см телескоп Кассегрена в обсерватории Белоградчик с одноканальным UBV фотометром со счетом фотонов [48]. Типичное время интеграции было 0.1 с.

Для вспышек с малыми амплитудами показания были объединены до 0.





6, 1.0 или 1.2 с. Фон неба вычитался из всех представленных здесь данных. UB данные были преобразованы в шкале относительной интенсивности по отношению к средним значениям потоков в состоянии покоя звезды. Более десятка вспышек наблюдались на EV Lac в UBVRI в течение периода наблюдения. Три события были отобраны для настоящей работы. Два из них были зарегистрированы в более чем одном пункте наблюдений с помощью телескопов, работающих синхронно с точностью до 0.1 с.

4.2.2. Методы и результаты. Для обнаружения малоамплитудных колебаний сначала должны быть удалены большие низкочастотные тренды путем применения высокочастотной фильтрации. Это может быть реализовано путем вычитания низкочастотных компонентов из временных рядов. После этого остатки делятся на средние значения интенсивности в состоянии покоя звезды, чтобы остались только высокочастотные вариации интенсивности. Частотная фильтрация может быть выполнена путем свертки данных с коэффициенты импульсного отклика фильтра. Процедура частотной фильтрации подробно описана в разделе 1.1.

Мы использовали оба фильтра - скользящего среднего и Кайзера для устранения основной низкочастотной кривой блеска вспышки. В наших случаях, указанных ниже, частота среза составляла 0.067, 0.055, и 0.033 Гц. Это устраняет любые изменения на масштабах времени более чем 15, 18 и 30 сек соответственно. На рис. 4.4б показана часть высокочастотной кривой блеска вспышки EV Lac, полученная на пике Терскол с 2-м телескопом. Отсчеты в фильтре U были взяты каждые 0.2 с. Отчетливо видимые короткопериодические колебания накладываются на очень интенсивную основную кривую блеска вспышки на рис. 4.4а. Разрыв в графике на рис. 4.4б связан с переходным процессом в результате фильтрации в непосредственной близости от резкого края вспышки.

Рис. 4.4. Кривая блеска вспышки EV Lac (верхняя панель) и высокочастотные колебания (нижняя панель). 2 м телескоп на пике Терскол 8 октября 1998 г, 18:03:01 UT (максимум), U-фильтр.

Численные значения для фильтра Кайзера были: частота обрезания 0.067 Гц, ширина переходой области фильтра 0.032 Гц, подавление в полосе заграждения 60 децибел, временная длина фильтра составляет 35 с. Вспышка на рис. 4.4 представляет собой яркий пример крайне сильного возбуждения высокочастотных колебаний (ВЧК) с внезапным началом и окончанием аналогично случаю, описанным в работе [162] о вспышке HII 2411.

Приведенные выше выводы о высокочастотных колебаниях были подтверждены благодаря синхронным наблюдениям на нескольких телескопах.

На рис. 4.5а показаны одновременные наблюдения колебаний на EV Lac в Крымской обсерваторий и в Стефанионе. На рис. 4.5б показана основная кривая вспышки в фильтре B с частотой выборки раз в 1.2 сек. Временные вариации в колебаниях были обнаружены путем вычитания 15 точечного скользящего среднего (18 сек) и нормированного на интенсивность в состоянии покоя, как было упомянуто выше. Сравнение двух измерений, полученных на разных телескопах, показало очевидную корреляцию данных, значимую на доверительном уровне большее чем 99% (рис. 4.6). Период колебаний 12.8 ± 0.7 с (0.078 Гц) был получен по моментам максимумов на рис. 4.6а, средняя амплитуда составила 0.025 звездных величин.

Исходя из приведенных фактов мы можем с уверенностью заключить, что атмосферное или инструментальное происхождение высокочастотных колебаний может быть исключено с высокой степенью вероятности. Во время наших наблюдений многоцветный мониторинг EV Lac проводился постоянно только в Крыму. Но в некоторых случаях вспышки были зарегистрированы одновременно в разных фильтрах на разных телескопах. Синхронные наблюдения дают экспериментальные доказательства того, что колебания имеют место вблизи максимума вспышки в фильтре B (рис. 4.5). Теперь у нас есть хороший шанс исследовать характеристики колебаний, включая цветовые вариации, на протяжении всей кривой блеска вспышки.

Рис. 4.5. Порции высокочастотных колебаний в фильтре В (верхняя панель) и основная кривая блеска (нижняя панель) по наблюдениям EV Lac в Крыму (сплошная кривая) и Греции (точечная кривая) 11 сентября 1998 г, 21:55:02 UT (максимум).

Рис. 4.6. Взаимная корреляционная функция колебаний, показанных наРис. 2a.

Прерывистая линия показывает 99% уровень доверия для коэффициента корреляции двух независимых нормальных случайных величин.

Рис. 4.7 дает некоторое представление о том, каким образом высокочастотные колебания возникают и развиваются в ходе вспышки.

Наглядный пример сильного возбуждения колебаний представлен на рис. 4.7а.

Рис. 4.7. Вариации высокочастотных колебаний в U (сплошная кривая) и B (точечная) фильтрах по данным EV Lac полученным в Крыму 11 сентября 1998 г, 21:55:02 UT (максимум), (верхняя панель). Нижняя панель представляет U и B кривые блеска. Обе B кривые увеличены в 5 раз.

Эти колебания сначала возникают на ранней стадии развития вспышки с частотой 0.039 Гц (период = 25.7 ± 1.8 с). Через некоторое время они превращаются в волны двойной частоты. Их амплитуда может достигать 10% от интенсивности покоя в полосе U и примерно в пять раз ниже в фильтре B. Еще один пример «синего» цвета колебаний приведен на рис. 4.8. Этот рисунок показывает колебания, полученные синхронно в Белоградчике (U-диапазон) и Стефанионе (B-диапазон). Высокочастотные колебания в B фильтре, увеличенные по амплитуде в шесть раз, практически совпадают с колебаниями в U фильтре. В то же время ожидаемое соотношение dU/dB между U и B потоками, вызванное атмосферными мерцаниями, лежит в пределах от 1 до 1.2 в зависимости от апертуры телескопа [169]. Это обстоятельство дает дополнительную поддержку в пользу реальности высокочастотных колебаний.

Для исследования частотного спектра колебаний высокочастотные компоненты кривой блеска вспышки в фильтре U были подвергнуты анализу путем построения спектра мощности со спектральным окном Тьюки, как описано в работе [103]. Cпектральная плотность мощности P(f) может быть вычислена f как преобразование Фурье аподизированной автоковариационной функции c(k) (4.1)

n(t) число фотонов за время накопления t, = kt, k = 0;±1; 2; 3;….:

Мы используеи окно Тьюки где L N ограниченная часть общего числа измерений N, которая позволяет регулировать спектральное разрешение.

Два вида шумов присутствуют при фотометрии звезд: шумы мерцаний, связанные с турбулентностью атмосферы, и стохастические Пуассоновские шумы, связанные с ограниченным числом детектированных фотонов.

Рис. 4.8. Увеличенная B и исходная U кривые блеска вспышки EV Lac 15 сентября 1998 г, 22:30:26 UT (максимум) (верхняя панель). 30 дюймовый телесков в Стефанионе (точечная кривая) и 60 см телескоп в Белоградчике (сплошная кривая). Нижняя панель показывает временные вариации ВЧК; обе кривые сильно коррелированы на более чем 99% уровне доверия.

Последние характеризуются однородной спектральной плотностью. Если они преобладают (что характерно для слабых звезд, таких как EV Lac), отношение сигнал-шум Q(f) пропорционально мощности (4.4) Где 2 дисперсия отсчетов n(t). В этом случае шумовые пики в спектре описываются распределением 2 (4.5)

–  –  –

спектральное разрешение 1.33/(Lt) на половинной высоте спектрального пика.

Из уравнения (5) мы устанавливаем порог для обнаружения сигнала на уровне доверия (4.6) Рис. 4.9. Спектр мощности ВЧК, вычисленный по данным, показанным на Рис.

4, преобразованный в отношение сигнал-шум. Сплошная кривая индицирует раннюю фазу подъема и спада вспышки. Прерывистая и точечная кривые индицируют предвспышечный регион и хвост вспышки соответственно. 99% уровень доверия для белого шума изображен прерывистой горизонтальной линией.

Спектры мощности на рис. 4.9 ясно показывают, что колебания наблюдаются во время фазы вспышки. Эти колебания отсутствует как в предвспышечной области, так и на поздней стадии в хвосте вспышки. Две гармоники были обнаружены на частотах 0.039 и 0.078 Гц, как в начале подъема, так и на ранней стадии спада вспышки. Замечательным фактом является то, что EV Lac также демонстрирует гармонику с коротким периодом 13 с, как и в случае HII 2411 из сообщения в [162].

Благодаря синхронному мониторингу вспыхивающей 4.2.3. Заключение.

звезды EV Lac на нескольких удаленных телескопах и тщательной обработке полученных данных, мы подтвердили реальность быстрых колебаний оптической яркости во время вспышки, как было впервые обнаружено в работе [162] у HII 2411 Гиад. Наши выводы, основанные на трех вспышках EV Lac, позволяют сделать вывод, что высокочастотные оптические колебания когерентны, с периодами 13 и 26 с и амплитудой 0.025 звездных величин в полосе B и большей примерно в 5 раз в U фильтре. Эти результаты ставят вопрос: что колеблется во вспышке? Известно, что такие колебания с квазипериодом 5-10 сек, были обнаружены на частоте 1.4 ГГц в десятке вспышек очень активной вспыхивающей звезды AD Льва на радиотелескопе Аресибо с диаметром 305 м [36]. Близость упомянутых частот предполагает физическую связь, однако, ясно, что радио- и оптических вспышки не могут происходить в одной и той же области. Таким образом, следует думать только о гетерогенных динамических структурах. Такие структуры - замкнутые магнитные петли - уже рассматривались для модели рентгеновской вспышки в красных карликовых звездах (например, [157]).

Для периода колебаний 20 с и Альфвеновской скорости для ne ~ 1013 см-3 (Baranovsky et al. 2000) и B ~ 300 G, характерный размер области колебаний равен l ~ 4 · 108 см. Согласно [41] типичная область вспышки EV Lac с амплитудой U ~ 1 2 звездных величин равна нескольким единицам 1018 см2. Только одна или две петли с указанной l может разместиться на такой площади. В этом случае можно наблюдать когерентные колебания.

Результаты, представленные в данном разделе, были опубликованы в статьях [199, 200].

–  –  –

Быстрая UBVRI колориметрия звездных вспышек EV Lacertae. В 4.3.1.

настоящем разделе мы сообщаем результаты количественного UBVRI колориметрического анализа двух вспышек на красной карликовой звезде EV Lac. Фотометрические данные были получены в сентябре 2004 года, в течение синхронного мониторинга на четырех обсерваториях в Украине, России, Греции и Болгарии. Эти наблюдения подтвердили наличие маломасштабных высокочастотных колебаний (ВЧК), первоначально обнаруженных Rodono в 1974 г и вновь подтвержденных нами. Здесь мы обсуждаем цветовые характеристики вспышек и высокочастотных колебаний. Колориметрический анализ был проведен с помощью временных цветовых треков с использованием UBVRI диаграмм цвет-цвет с самого раннего этапа развития вспышки. Техника цифровой фильтрации была использована для оценки зависящих от времени индексов цвета. Как хорошо видно на диаграммах, приводимых ниже, цветовые индексы колеблются на временной шкале несколько секунд, намного превышая инструментальные ошибки. Что касается вспышек, мы пришли к выводу, что основная часть вспышки колеблется в течение большей части своей жизни между состояниями водородной плазмы непрозрачной и прозрачной в Бальмеровском континууме. Мы нашли, что в пиках цветовых колебаний вспышка излучает как абсолютно черное тело с температурой от 17000 до 22000 K. Мы также показали, что вспышки охватывают ~ 1% площади звездного диска.

Вспыхивающие красные карлики являются наиболее Введение.

многочисленными переменными звездами, и одной из их важных особенностей являются спорадические вспышки. Излучение вспышек было обнаружено от рентгеновского диапазона длин волн до метрового в радиодиапазоне [7].

Всесторонние наблюдения вспыхивающих звезд предоставляют важные сведения для изучения солнечной активности. Известно, что показатели цвета красных карликовых вспыхивающих звезд сильно меняются во время вспышек.

Это в принципе позволяет использовать колориметрические наблюдения вспышек для диагностики вспышек (см., например, [120, 145]).

История колориметрических исследований вспышек насчитывает более полувека, начиная с первых работ в конце 1950-х [47, 77]. Уже тогда стало ясно, что вспышка локализована в виде горячего (~ 10000 K) пятна на поверхности звезды с площадью нескольких тысячных долей поверхности звезды. С тех пор были выполнены многочисленные работы по колориметрии вспышек карликовых звезд, подробно описанных в статьях: [7, 121, 68, 138, 134].

Поскольку некоторые особенности фотосферного излучения в звезд-1 ных спектрах остаются видимыми даже во время сильных вспышек, мы подозреваем, что излучение вспышки вызвано дополнительным источником излучения на поверхности звезды. Таким образом, собственное излучение вспышки может быть изучено, используя разность между излучением звезды во время вспышки и в спокойном состоянии. Наиболее полный колориметрический анализ звездных вспышек был осуществлен в Крымской астрофизической обсерватории, основанный на многолетних UBVRI наблюдениях EV Lac ([5]; [6]; [40]; [37]; [39]).

Полный набор теоретических показателей цвета в UBVRI фотометрической системе был рассчитан ранее для множества известных источников излучения: черного тела для широкого диапазона температур, синхротронного излучения с различными спектральными индексами, релятивистских электронов, излучения водородной плазмы при различных температурах, плотностях и оптической толщины, и излучения от верхних слоев звездных атмосфер, нагреваемых различными частицами высокой энергии [34, 58]. Для несколько сильных вспышек наблюденные показатели цвета были сопоставлены с теоретическими значениями на цветовых диаграммах в системе UBVRI. Сравнение показало, что ни один из рассматриваемых радиационных механизмов не может в одиночку воспроизводить наблюдения, поэтому необходимо ввести некоторые комбинации радиационных механизмов.

Наилучшим сочетанием оказалось излучение абсолютно черного тела около максимумов вспышки и долгоживущего излучения водородной плазмы с температурой и плотностью несколько выше, чем в невозмущенной хромосфере [88].

В максимумах вспышек на EV Lac температуры черного тела достигли значений TBB = 10000-25000 K, и площадь вспышки составляла 0.06-1.3 процента звездного диска [41]. Авторы работ [153], [95], и [96] использовали TBB = 9000-10000 K для описания непрерывного оптического излучения вспышек на красном карлике AD Leo, авторы [101] оценили TBB = 16000 K в максимуме очень сильной вспышки UV Cet; в работе [148] обнаружили TBB 8000 K для вспышки на звезде Барнарда.

Приведенные крымские результаты были получены в результате мониторинга вспышек с довольно низким временным разрешением около 20 с.

Техника цифровой фильтрации, используемая в работе [199], дает временное разрешение на 2 порядка лучше. Первое применение техники фильтрации привело к открытию колебаний яркости и цвета вспышек [199, 200]. Похожие колебания звездных вспышек были подтверждены недавно в работе [63].

В настоящем разделе мы приводим полный колориметрический анализ двух вспышек EV Lac зарегистрированных в ходе синхронного мониторинга на нескольких телескопах в сентябре 2004 года, обработанных с привлечением техники цифровой фильтрации и диаграмм цвет- цвет в системе UBVRI.

Наблюдения и обработка данных. Красная карликовая звезда EV Lac (dM 4.5e) является одной из самых ярких вспыхивающих звезд. Она имеет склонение около +44 градусов и, следовательно, ее можно контролировать непрерывно в течение 8 ч во время осенних ночей. Синхронная Сеть Телескопов, включающая телескопы в четырех обсерваториях в Украине, России, Греции и Болгарии, позволяет изучать маломасштабную активность звезд с высоким временным разрешением. Мы наблюдали EV Lac в течение 14 ночей в сентябре 2004 г. с использованием следующих инструментов: 2-м телескоп Ричи-Кретьена и 60-см телескоп Кассегрена на пи-ке Терскол (Северный Кавказ) со скоростным двухканальным UBVR фотометром [18]; 30дюймовый телескоп в Обсерватории Стефанион в Греции, оснащенный одноканальным цифровым фотометром в U-диапазоне [135]; 1.25 рефлектор АЗТ-11 в Крымской астрофизической обсерватории с UBVRI фотометромполяриметром [106]; 2-м Ричи-Кретьен обсерватории Рожен и 60-см телескоп Кассегрена обсерватории Белоградчик с одноканальным UBV фотометром [48].

Типичное время интегрирования было 0.1 с. Фон неба был вычтен из всех данных. Основной фотометрические пакет Крымской астрофизической обсерватории был использован для трансформации инструментальных величин к стандартной системе UBVRI. Мы обнаружили более десяти вспышек в UBVRI во время мониторинга. Здесь мы обсуждаем только два события. Они были зарегистрированы более чем на одном телескопе с временем синхронизации лучше, чем 0.1 с.

Для увеличения отношения сигнал-шум мы выполняли цифровую фильтрацию имеющихся фотометрических данных. Мы использовали фильтр Кайзера для получения низкочастотной кривой блеска вспышки и фильтр скользящего среднего для подавления высокочастотных шумов (подробнее см.

[199]. Техника цифровой фильтрации подробно описана в предыдущем разделе.

Рис. 4.10. Вспышка EV Lac, 14 сентября 2004, 20:31 UT (максимум), базируется на синхронных наблюдениях на 2 м телескопе на Терсколе, Крымском 50 дюймовом и 1.25 м телескопах (верхняя панель). Нижняя панель показывает высокочастотные колебания после цифровой фильтрации.

Ниже мы приводим данные количественного Результаты.

колориметрического анализа двух вспышек EV Lac.

Вспышка 14 сентября 2004 г. На рис. 4.10 показана часть кривых блеска вспышки EV Lac (верхняя панель) и высокочастотных отфильтрованных кривых блеска вспышки (нижняя панель). Вспышка обнаружена во время синхронных наблюдений на трех телескопах в Крымской обсерватории и на Терсколе 14 сентября 2004 года. Кривые блеска в U-полосе не сглажены, но нормированы на единицу в максимуме интенсивности. Существует только слабое указание на присутствие высокочастотных колебаний (ВЧК) в оригинальных фотометрических данных. Нижняя панель ясно показывает появление ВЧК после соответствующей высокочастотной цифровой фильтрации. Численные значения фильтра Кайзера таковы: частота среза f =

0.167 Гц, ширина переход области f = 0.1 Гц, величина подавления в полосе заграждения 50 децибел. Мы также применяли фильтр скользящего Рис. 4.11. Цветовые треки на UBVRI диаграммах вспышки EV Lac. Это событие с амплитудой в U в 2.1 зв. вел. с временем жизни 20 секунд по наблюдениям на АЗТ-11 14 сентября 2004, 20:31 UT (максимум). Начало и конец вспышки маркированы квадратами. Показаны 95% элиипсы ошибок в начале, конце и максимуме вспышки. Маркеры (заполненные малые квадраты) трассируют кривые блеска с интервалом 1 с. Показаны теоретические регионы для различных источников радиации: излучения плазмы оптически тонкой в Бальмеровском континууме с Te 15000 K и Ne от 1014 до 1010 см3, более светлая область, то же для оптически толстого Бальмеровского континуума с Te от 15000 до 8000 K, более темная область. Также показана радиация абсолютно черного тела, сплошная линия.

Рис. 4.12. Кривые блеска вспышки EV Lac 14 сентября 2004 г в U (слева) и I (справа) фильтрах и их полиномиальные аппроксимации (верхняя строка).

Спектры мощности остатков (нижняя строка) показывают низкокогерентные колебания в U и I фильтрах во время вспышки с периодами 4.5 и 6.3 с. 99% уровень доверия для Пуассоновских шумов изображен прерывистой кривой.

среднего с эффективной пропускной способностью 1.5 с, чтобы уменьшить шум. Существует очевидная корреляции в записях, полученных разными инструментами в разных местах, что подтверждает реальность ВЧК. На рис.

4.11 показаны цветовые треки вспышки 14 сентября 2004 г. Вспышка начинается очень близко к области, которую занимает излучение абсолютно черного тела с T = 17000 22000 K. Диапазон температур определяется величиной конечного покрытия линии абсолютно черного тела эллипсом ошибки на уровне доверия 95%.

Спустя 4 секунды температура достигает максимума при T 18500 К. Вспышка остается непрозрачной только во время максимальной яркости в течение несколько секунд. Затем вспышка дрейфует в область, занятую водородной плазмой оптически толстой в континууме Бальмера. Температура вспышки опуститься до Te 800010000 К. После этого вспышка дрейфует в течение 4 секунд, чтобы занять место на диаграмме, занимаемое излучением водородной плазмы оптически тонкой в континууме Бальмера, при Te ~ 10000 К и Ne от 1014 до 1010 см 3.

На рис. 4.12 показаны кривые блеска в U и I фильтрах и их аппроксимации многочленами методом наименьших квадратов. Многочлены репрезентуют усредненную кривую блеска вспышки. Мы анализируем остатки, намереваясь обнаружить высокочастотные колебания, превышающие уровень шума. Для исследования частотных спектров колебаний были построены спектры мощности высокочастотных остатков в U и I фильтрах со спектральным окном Тьюки [103]. Спектры мощности остатков в нижней строке на рис. 4.12 показывают колебания низкой когерентности в U и I длинах волн во время вспышки с периодами 4.5 и 6.3 с соответственно. Вполне вероятно, что только одна частота сильно возбуждается одновременно. Особо следует отметить явный сдвиг в частоте между колебаниями, зарегистрированными в U и I полосах.

Рис. 4.13- 4.17 представляют кривые Вспышка 12 сентября 2004 г.

блеска и цветовые треки второй 107 секундной вспышки, обнаруженной 12 сентября 2004 года. Все четыре обсерватории в Украине, России, Греции и Болгарии зарегистрировали это событие. Рис. 4.13 демонстрирует замечательную согласованность U кривых блеска, одновременно полученных в обсерваториях в Крыму, Стефанионе и Белоградчике. Сглаженные данные ясно показывают присутствие ВЧК на нисходящей части вспышки.

Рис. 4.13. Синхронные кривые блеска вспышки 12 сентября 2004 г (максимум), полученные на трех телескопах в Украине (кружки), Греции (точки)и Болгарии (квадраты).

Колор-индексы и временные треки на UBVR цветовых диаграммах получены на основе данных крымского 1.25 м рефлектора АЗТ-11. Можно видеть, что U - B и B - V показатели цвета противоположны по фазе (рис. 4.15).

На рис. 4.14 показаны спектры мощности высокочастотных остатков рассчитанных на основе данных, одновременно полученных на трех удаленных телескопах. Все спектры свидетельствуют о наличии низко-когерентного колебания на 0.06, 0.12 и 0.16 Гц (периоды 17, 8 и 6 с). Эти гармоники можно видеть и на болгарских данных, хотя менее ясно, за счет меньшей апертуры телескопа.

На рис. 4.15 показаны как отфильтрованные UBV кривые блеска, так и

цветовые треки, таким образом достигается визуализация тенденций в изменениях характеристик вспышки. 95% доверительные интервалы для цветовых кривых были определены в соответствии с предположением о пуассоновском характере шума. Точки, расположенные на вершинах кривых блеска и B-V показателя цвета на 12, 29 и 46 с от начала вспышки (звездочки), означают пересечение цветовым треком линии абсолютно черного тела, показанной на рис. 4.17.

Рис. 4.14. Спектры мощности вспышки 12 сентября 2004 г, полученные из данных синхронного мониторинга на трех телескопах в Украине, Греции и Болгарии.

На рис. 4.16 показан цветовой трек на основе синхронных UBVR данных вблизи максимума вспышки. Изменения в четырех спектральных диапазонах доказывает, что вспышка в своем максимуме блеска светит как абсолютно черное тело.

Рис. 4.15. Фильтрованные UBV кривые блеска (верхняя панель) и кривые цвета (нижняя панель), визуализирующие гармонику с периодом около 17 с.

Показаны 95% коридоры ошибок для цветовых кривых.

На рис. 4.17 показан цветовой трек вспышки от 12 сентября, 2004 г.

Согласно теоретическим цветовым диаграммам [58], начало вспышки (и 95% эллипс ошибки) приходятся на область, соответствующую излучению водородной плазмы оптически толстой в континууме Бальмера, при Te 10000 К. Прерывистая, сплошная и пунктирная кри-вые индицируют излучение фотосферы красного карлика, нагреваемой за счет быстрого потока электронов с энергиями 50, 100 и 200 кэВ соответственно. Можно предположить, что начало вспышки было вызвано инжекцией электронов с Е = 100 кэВ (сплошная линия, отмеченная треугольниками).

Рис. 4.16. Цветовой трек (с 95% доверительным эллипсом ошибок) в окрестности максимума вспышки. Изменения в цвете вспышки (U-B) - (V-R) доказывают, что вспышка в максимуме излучает как абсолютно черное тело.

Сплошная толстая линия соответствует излучению абсолютно черного тела в интервале Te = 13000 36000K. 95% доверительный интервал для температуры в максимуме вспышки равен 17000 - 22000 K, с наиболее вероятным значением 18500 K. Маркеры (заполненные кружки) следуют с 1 с интервалом. (U-B) - (V-R) диаграмма вычислена в ограниченной области в окрестности максимума, чтобы исключить интенсивные флуктуации цвета, вызванные ВЧК.

Используя цветовые треки, полученные из UBVRI цветовых диаграмм можно вычислить характеристики плазмы с самого раннего этапа развития вспышки. Как свидетельствуют результаты колориметрического анализа, показанные на рис. 4.11, 4.16, и 4.17, излучение в максимуме вспышки имеет спектр абсолютно черного тела.

Температура излучения черного тела может быть получена из цветовых диаграмм. Используя модель черного тела для фотосферы EV Lac в спокойном состоянии, можно оценить размер вспышки.

Рис. 4.17. Цветовые треки вспышки 12 сентября 2004 г (продолжительность 107 с), по наблюдениям на Крымском 1.25 м рефлекторе АЗТ-11. 95% эллипсы ошибок показаны в начале и максимуме (литера M) вспышки.

Начало и конец вспышки отмечены открытым и заполненным квадратами.

Маркеры (малые заполненные кружки) отмечают 5 с интервалы. Сплошная толстая линия соответствует излучению абсолютно черного тела.

Температура возрастает снизу вверх до 50000 K. Точки трека, маркированные толстыми кружками, соответствуют пересечению линии излучения абсолютно черного тела.

Светимости вспышки и фотосферы в U фильтре может быть определена из чернотельного спектра, свернутого с кривой пропускания U фильтра.

Площадь вспышки s может быть записана в виде

–  –  –

Здесь U() - кривая пропускания фильтра U. U амплитуды 12 и 14 сентября равнялись 1.47 и 2.10 зв. вел. соответственно. Из цветовых диаграмм цвета вспышки вблизи максимума блеска были U - B -1.1 и B - V -0.1.

Следовательно, температура вспышки достигала ~ 18500 K. Для EV Lac в спокойном состоянии можно положить Teff = 3300 K [152]. Тогда размер вспышки составит ~ 1.1% размера диска звезды для вспышки 12 сентября и 1.3 % для вспышки 14 сентября 2004 г. Эти величины согласуются с величинами, полученными для 9 сильных вспышек EV Lac с U 1.8 mag [41]. Для другого M карлика AD Leo авторы работы [96] нашли значительно меньшие значения размеров вспышек.

Вполне вероятно, что вспышка от 14 сентября 2004 г. началось в течение довольно короткого промежутка времени, примерно в одну секунду, как небольшой взрыв оптически толстый в континууме Бальмера. Спустя 20 с после начала, ближе к концу жизни, вспышка стала оптически тонкой, с температурой ~ 10000 К. Рис. 4.10 показывает колебания в фильтре U с периодом ~ 4.5 с и амплитудой несколько сотых звездной величины. Цветовые треки указывают на следующие сценарии. В начале на интервале ~ 10 сек вспышка достигает максимума, расположенного в регионе, который занимает излучение абсолютно черного тела с Т = 17000-22000K. Затем вспышка начинает колебаться между регионами, занимаемыми оптически толстой и оптически тонкой плазмой. В конце вспышки цветовой трек перемещается в область, занятую излучением водородной плазмы оптически тонкой в Бальмеровском континууме с Te ~ 10000 К. Некоторые точки трека, отмеченные толстыми кружками, соответствуют переходам через линию излучения абсолютно черного тела. Эти точки соответствуют вершинам на B - V кривой цвета в моменты времени 12, 29 и 46 сек (считая от начала вспышки) и отмечены звездочками на рис. 4.15. (U

- B) - (V - R) цветовая диаграмма (рис. 4.16) показывает, что вспышка в максимуме похожа на чернотельный источник излучения с наиболее вероятным значением Tbb = 18500 К.

Интенсивные и быстрые флуктуации с периодами несколько секунд, вызванные высокочастотными колебаниями, меняют прозрачность плазмы, периодически делая ее оптически тонкой. Наблюдения с низким временным разрешением может давать искаженную картину изменений цвета. Можно отметить еще одну особенность, а именно, очевидное смещение частоты между колебаниями в различных фильтрах (рис. 4.12). Мы не имеем объяснения этому явлению.

Заключение. Применение новых наблюдательных технологий и новых методологий обработки данных - высокоскоростный мониторинг, синхронные наблюдения на нескольких телескопах, цифровая фильтрация данных - дали новые оригинальные результаты: мы подтвердили наличие высокочастотных колебаний (ВЧК) в звездных вспышках, обнаружили быстрые изменения цвета излучения вспышек. Мы показали, что эти события являются типичной особенностью звездных вспышек, подтвердили, что быстрые (порядка секунд) ВЧК явно превышают диапазон инструментальных ошибок.

Существование ВЧК доказывает, что вспышка не является монотонным процессом релаксации, следующим после первичного выделения энергии, но имеет некоторую внутреннюю структуру и нетривиальное развитие.

Похожие ВЧК были обнаружены также в радио- и рентгеновском диапазонах. Использование радиотелескопа Arecibo на 430 и 1415 МГц [53] позволило изучить динамические спектры вспышек красного карлика AD Leo и обнаружить квазипериодические пульсации с характерным временем около 0.7 с. 100% круговая поляризация и яркостная температура регистрируемого излучения около 1016 K свидетельствуют о его нетепловой природе, что позволило предварительно идентифицировать источник как нестабильный циклотронный мазер, работающий в неоднородной среде.

Квазипериодические пульсации были обнаружены в работе [189] по наблюдениям вспышки UV Ceti на радиотелескопе Effelsberg. В отличие от [53] авторы работы [189] связывают этот эффект с МГД колебаниями в плазме и приводят оценки параметров колеблющейся магнитной петли в звездной короне AD Leo. Используя XMM-Newton миссию, авторы работы [131] провели наблюдения вспышки красного карлика AT Mic и нашли затухающие колебания во вспышке с периодом около 750 с в мягком рентгеновском диапазоне. Они пришли к выводу, что наиболее вероятная интерпретация события связана со стоячими продольными волнами во вспышечной петле. Таким образом, вывод о неоднородности источника излучения подтверждается по наблюдениям во всех диапазонах длин волн. Наше первое описание оптических ВЧК во вспышках EV Lac [199] было интерпретировано в работах [116] и [170]. Авторы этих работ пришли к выводу, что источник таких колебаний локализован в основании магнитной петли. Пульсации связаны с модуляцией потока энергичных частиц, приводимых в движение вдоль петли быстрым магнитоакустическими колебаниями. В рамках этой модели [116] авторы оценили ее параметры следующим образом: высота петли ~ 1010 см ~ 0.4 Rsun, плотность плазмы ~ 2 · 1011 см3, температура плазмы 4 ·107 K и напряженность магнитного поля 320 G.

4.3.2. Корональная сейсмология и диагностика вспышечной плазмы 4.3.2.1. Исследование корон вспыхивающих звезд методами корональной сейсмологии. От 40 до 90% всех звезд нашей Галактики составляют холодные карликовые звезды, демонстрирующие нерегулярную переменность в виде вспышек. В отличие от солнечных вспышек визуальная светимость таких звезд может возрасти на несколько порядков. Есть множество указаний, которые свидетельствуют о единой природе звездных и солнечных вспышек. Подобная активность Солнца и звезд связана с выделением энергии в магнитных корональных арках. Увидеть корональные арки звезд пока не удается. Непрямой метод изучения корон звезд связан с исследованиями колебаний блеска во время звездной вспышки.

С запуском орбитальных станций SOHO (в 1995 г.) и TRACE (в 1998 г.) возникло новое направление по изучению колебательных процессов в коронах, названное корональной сейсмологией. Интерес к этому направлению объясняется его диагностическими возможностями, которые позволяют оценивать параметры корональной плазмы из особенностей пульсаций, вызванных колебаниями магнитных арок.

Для диагностики звездных корональных петель обычно привлекают косвенные методики, включающие большое количество неизвестных параметров. Поэтому результаты, полученные разными авторами, заметно расходятся. В связи с этим возникает необходимость дальнейшего развития методов диагностики параметров корональных петель вспыхивающих звезд. По нашему мнению, значительный прогресс в данном направлении может быть достигнут благодаря исследованию тонкой временной структуры излучения звездных вспышек.

Методы корональной сейсмологии применялись для оценки параметров корональных петель звезд. Были исследованы осцилляции вспышек, впервые обнаруженные на звезде EV Lac в начале 2000 годов [199]. Пульсации излучения были интерпретированы как результат быстрых магнитозвуковых колебаний (БМЗ) корональных арок. Впервые были получены оценки напряженности магнитного поля, температуры и концентрации плазмы в области энерговыделения на основе прямых наблюдений.

В последние годы было проведено подробное рассмотрение механизмов возбуждения и затухания магнитозвуковых мод (МЗ—мод) в корональных арках, а также особенностей модуляции теплового излучения [170]. Для лучшего понимания природы возникновения пульсаций был проведен сравнительный анализ механизмов угасания МЗ—мод. Было установлено, что в петле диссипация вспышки определяется электронной теплопроводностью.

Полученное соотношение для декремента затухания позволяет уточнять значение концентрации плазмы в области выделения энергии вспышки. В частности, было показано, что за раскачивание МЗ—мод, вероятнее всего, ответственен направленный вдоль магнитного поля поток плазмы, что обеспечивает раскачивание продольных сдвигов (так называемый «поршневой»

механизм возбуждения).

Исследование колебаний во вспышках в последнее время было выполнено также на космическом аппарате GALEX в ультрафиолетовой области спектра.

Значимые осцилляции блеска были обнаружены в четырех вспыхивающих звездах с периодами в области 30-40 секунд. Были получены оценки длин корональных арок около 109 см и температуры корональной плазмы в пределах 5-20 миллионов градусов. Это свидетельствует о том, что длина корональных арок в карликовых звездах спектрального класса М не превышает одной десятой радиуса звезды.

Несмотря на то, что колебания во вспышках были зарегистрированы в радио, оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах длин волн, такие наблюдения в целом страдают от малой временной разрешающей способности. Это не дает возможности отслеживать события в периоды до и после вспышке. В нашем подходе мы работаем с высоким значением временной разрешающей способности, вплоть до 0.1 секунды. Мониторинг вспышек на нескольких телескопах одновременно позволяет существенно повысить отношение сигнал-шум и надежно обнаруживать события с малой амплитудой.

4.3.2.2 Диагностика вспышек по пульсациям оптического излучения. На основе методов корональной сейсмологии исследованы квазипериодические пульсации оптического излучения вспышки на активном красном карлике YZ CMi, обнаруженные в одной из наиболее мощных и продолжительных вспышек 9 февраля 2008 г. на пике Терскол по наблюдениям в полосе U. Показано, что пульсации могут быть вызваны радиальными быстрыми магнитозвуковыми колебаниями протяженной вспышечной арки. Исходя из диагностического метода, предложенного в работе [170], по параметрам пульсаций излучения определены значения температуры (T 3 107 К), концентрации плазмы (n 2 1010 см3) и магнитного поля (150 Гс) в области вспышечного энерговыделения.

Исторически первой была гипотеза Розенберга [164], в которой предлогалось связать секундные пульсации метрового радиоизлучения Солнца с собственными колебаниями корональных магнитных арок (петель), она длительное время не находила убедительных экспериментальных подтверждений.

В 90–годах благодаря запуску орбитальных станций SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) и TRACE (Transition Region and Coro-nal Explorer) удалось получить надежные свидетельства в пользуее этой гипотезы [49 - 50]. Это породило исследования в новом перспективном направлении астрофизических исследований - корональной гелиосейсмологии. Анализ наблюдаемых осцилляций излучения солнечных корональных петель позволяет получить важную информацию о физических условиях в области вспышечного энерговыделения ([187] [188] [139] [114] [115] [73]).

Между тем, начиная с пионерской работы Родоно [162], вопрос о природе наблюдаемых осцилляций вспышечного излучения звезд оставался невыясненным. Лишь около 10 лет назад с помощью синхронных наблюдений на четырех пространственно разнесенных телескопах, расположенных на пике Терскол (Северный Кавказ), в обсерватории Стефанион (Греция), в Крымской обсерватории и в Белоградчике (Болгария), для нескольких вспышек на EV Lac были обнаружены синфазные десятисекундные осцилляции в полосах U и B [199]. Тем самым было убедительно доказано, что колебания вспышечного излучения звезд реально существуют. Звездные вспышки, в отличие от солнечных, способны увеличить светимость звезды на несколько порядков. При этом максимум излучения зачастую приходится на оптический диапазон.

Несмотря на эти особенности, имеется большое количество свидетельств в пользу единой природы вспышечного энерговыделения на Солнце и звездах ([7];[94];[12];[65] [66]). Согласно общепринятому сценарию солнечныхвспышек, в ходе энерговыделения в корональных петлях (магнитных ловушках), накапливаются ускоренные частицы, которые вследствие процессов рассеяния “высыпаются” в их основаниях. Нагретая плотная плазма нижней атмосферы излучает в бальмеровских линиях, а также в оптическом континууме, тогда как наиболее горячая ее часть с температурой T = 107–108 K, “испаряясь”, заполняет арочные структуры, высвечиваясь в далеком ультрафиолетовом и в мягком рентгеновском диапазонах.

Красная карликовая звезда YZ CMi (dM 4.5e), находящаяся на расстоянии

5.93 пс (R 0.36 R, M 0.34 M, T 2900 K), является одной из наиболее ярких (V = 11.1) и активных вспыхивающих звезд. Поэтому неудивительно, что ее исследованию посвящено большое количество работ (см., например, [131Сравнительно недавно авторы [155] на основе рентгеновских наблюдений в диапазоне 1–40 A, полученных на самой крупной европейской орбитальной обсерватории XMM–Newton, провели детальные исследования двух вспышек на YZ CMi. Затем на основе солнечно–звездной аналогии и уравнения теплового баланса во вспышечной петле (арке) ими была проведена диагностика плазмы и магнитных полей с помощью двух независимых методик. Однако используемые авторами подходы предполагают большое количество не всегда оправданных предположений, что может привести к некорректным результатам. В связи с рассмотрим эту проблему более обстоятельно.

Первый метод следует из размерностных соотношений, полученных в работе [167]. Согласно принятой стационарной модели, в вершине вспышечной петли в результате пересоединения магнитных силовых линий (течение Печека) происходит нагрев плазмы, и ее охлаждение из–за теплопроводных потерь энергии. Полагая, что ширина токового слоя сравнима с длиной петли, скорость втекания плазмы в слой составляет 0.1V A, где VA - альвеновская скорость, и вся магнитная энергия трансформируется в тепловую, в работе [166] получили выражение для определения температуры в вершине вспышечной арки. Для того чтобы оценить усредненную температуру петли, учитывались численные расчеты, в соответствии с которыми температура плазмы петли с наибольшей мерой эмиссии в три раза меньше чем в ее вершине ([166]). Наконец, считая петлю кубом и принимая меру эмиссии петли EM n2L3, где n - концентрация плазмы, L - полудлина петли, а также не совсем обоснованно полагая значение плазменного параметра 1, авторы работы [167] получили выражения для оценки магнитного поля B и L по известным значениям плазменной концентрации, меры эмиссии и температуры плазмы.

Второй метод следует из результатов работы [97] (см. также [81]),

которые также рассмотрели баланс энергии, но уже в нестационарной арке. В процессе вспышечного энеговыделения были выделены две основные фазы, соответствующих росту и падению ультрафиолетового (рентгеновского) потока излучения. Предполагалось, что тепловой баланс на фазе роста определяется испарением горячего хромосферного вещества и электронной теплопроводностью, тогда как на фазе спада - радиационными потерями.

Помимо этих весьма грубых предположений, энерговыделение, газовое давление и относительный темп изменения концентрации частиц считались равномерно распределенным вдоль всей петли. Причем в ходе получения интегрированного уравнения (4.3) в работе [97] поток тепла в основаниях петли Fc = 0, тогда как при расчете давления петли в приближении сильного испарения параметр Fc принимается равным некоторому конечному значению (см. Приложение A в работе [81].

Таким образом, проведенный анализ свидетельствует, что результаты, полученные в работе [155] с помощью диагностических методов, разработанных в [167], а также [97] на основе анализа уравнения баланса энергии во вспышечной петеле, нельзя считать достаточно надежными.

Поэтому необходимо привлекать иные независимые подходы, позволяющие свести к минимуму количество неоправданных ограничений и свободных параметров. На наш взгляд, значительный прогресс в диагностике плазмы звездных вспыщек может быть достигнут благодаря использованию методов корональной сейсмологией.

В следующем разделе мы рассмотрим результаты наблюдений и методику их обработки, уделив главное внимание анализу тонкой временной структуры вспышечного излучения с помощью вйвлет–преобразования. Затем оценим основные параметры вспышечной петли, исходя из солнечно–звездной аналогии и метода, предложенного в работе [170]. В заключение сформулируем основные результаты работы.

Рис. 4.18. Кривая блеска в полосе U в зависимости от времени с секyндным разрешением (толстая линия) и реконструированную кривую блеска (тонкая линия) в низкочастотном диапазоне (периоды P 20 с), полученная с помощью непрерывного вейвлет–преобразования. преобразования.

Наблюдения и обработка данных. Наблюдения вспышки YZ CMi проводились 9

февраля 2008 г. в фильтре U на 2–м телескопе системы Ричи–Кретьена (пик Терскол, Северный Кавказ).Благодаря использованию скоростного двухканального UBV R–фотометра время интегрирования сигнала достигало

0.1 сек. На рис. 4.18 показана кривая блеска звезды YZ CMi в фильтре U.

Вспышка началась в 20:22:00 UT и длилась около 1 часа. Она отличалась чрезвычайно резкой фазой роста и большой амплитудой. В течение 30 с поток излучения достиг максимума, увеличившись в 180 раз, что соответствует 5.68 зв. вел.

Нами была также построена гистограмма частотного распределения амплитуд вспышек YZ CMi в полосе U по данным о 325 вспышках YZ CMi, взятым из каталога Гершберга и др. [87]. Откуда видно (рис. 4.19), что вспышка 9 февраля 2008 г. имеет наибольшую амплитуду.

Для поиска периодичностей в данных измерений мы обратились к Рис. 4.19. Частотное распределение амплитуд вспышек YZ CMi в полосе U по данным о 325 вспышках из каталога Gershberg и др. (1999).

вейвлет–преобразованию. Используемые в этом случае базисные функции локализованы не только в частотной, но и во временной области. Поэтому вейвлет–анализ, в отличие от гармонического метода Фурье, более приспособлен для исследования нестационарных процессов. Он позволяет одинаково хорошо выявлять как высокочастотные, так и низкочастотные характеристики сигнала и прослеживать за их изменением во времени, строя соответствующие спектральные зависимости в пространстве ”частота– время”.

На основе соотношений, приведенных в разделе 2.1 рассчитывались вейвлет–спектры мощности и определялись значимые пики. С их помощью также проводились низкочастотные, высокочастотные и полосовые фильтрации данных наблюдений и оценивались ошибки реконструированного сигнала в предположении стационарного белого гауссова шума. На рис. 4.20 представлен вейвлет–спектр мощности реконструированной кривой блеска в высокочастотной области (Tp = 2 20 с). Контуры на спектре показывают уровни значимости колебаний 90%, 95%, 99% и более. Как видно, осцилляции во вспышке, продолжавшиеся около одной минуты, возникли в момент резкого роста потока излучения и исчезли на спаде всплеска. Период колебаний, которому соответствует пик вейвлет– спектра с уровнем значимости свыше 99%, составил около 13 с. Интересно отметить, что на рис.3 также видны несколько локальных максимумов со значимостью более 95%, возникших примерно за 100 секунд до начала вспышки. Причем их характерный период со временем уменьшался. При этом не следует исключить, что отмеченные локальные максимумы являются шумовыми.

Рис. 4.20. Вейвлет–спектр мощности реконструированной кривой блеска вспышки, содержащей высокочастотные колебания. Внешние контуры соответствуют 90% уровню значимости, внутренние - 95%, 99% и больше.



Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 8 |


Похожие работы:

«УДК 522.33-38:523.81 Шульга Александр Васильевич МОНИТОРИНГ ОБЪЕКТОВ ОКОЛОЗЕМНОГО КОСМИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА НАЗЕМНЫМИ ОПТИЧЕСКИМИ И РАДИО СРЕДСТВАМИ 01.03.01 – Астрометрия и небесная механика Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук Научный консультант доктор физико-математических наук профессор Пинигин Г.И. Киев СОДЕРЖАНИЕ №...»

«Ладейщиков Дмитрий Антонович “Исследование пространственно-кинематической структуры гигантских молекулярных облаков” Специальность 01.03.02 — астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: к.ф.-м.н. Соболев...»

«УДК 523.45–852:520.85 ШАЛЫГИНА ОКСАНА СЕРГЕЕВНА СВОЙСТВА СТРАТОСФЕРНОГО АЭРОЗОЛЯ В ПОЛЯРНЫХ ОБЛАСТЯХ ЮПИТЕРА ПО ДАННЫМ ФОТОПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ Специальность: 01.03.03 – Гелиофизика и физика Солнечной системы Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: кандидат...»

«Слюсарев Иван Григорьевич УДК 523.44 ТРОЯНЦЫ ЮПИТЕРА И ГРУППА ГИЛЬДЫ: ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ПРОИСХОЖДЕНИЕ Специальность 01.03.03 – Гелиофизика и физика Солнечной системы ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник НИИ астрономии ХНУ им. В.Н. Каразина...»

«Теплых Дарья Андреевна ПОИСК И ИССЛЕДОВАНИЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ОТ АНОМАЛЬНЫХ ПУЛЬСАРОВ НА НИЗКИХ ЧАСТОТАХ 01.03.02 – астрофизика и звёздная астрономия Диссертация на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: доктор физико-математических наук В.М. Малофеев Москва ОГЛАВЛЕНИЕ ВВЕДЕНИЕ 4 ГЛАВА I. Наблюдательная база § 1.1. Радиотелескопы ПРАО АКЦ ФИАН 24 § 1.2. Приёмная аппаратура...»

«Бурданов Артем Юрьевич Результаты поиска кандидатов в транзитные экзопланеты на телескопе МАСТЕР-II-Урал Коуровской астрономической обсерватории 01.03.02 – Астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата...»

«Семена Андрей Николаевич Определение геометрии аккреционных колонок на поверхности магнитных белых карликов по свойствам апериодической переменности их яркости 01.03.02 Астрофизика, звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: д.ф.-м.н. Ревнивцев М.Г. Москва, 2014 Оглавление 1 Введение 1.1...»

«Антюфеев Александр Валерьевич УДК 524.6-77 БИПОЛЯРНЫЕ МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ПОТОКИ В ОБЛАСТЯХ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ IRAS 05345+3157, IRAS 22267+6244 И G122.0-7.1 01.03.02 – астрофизика, радиоастрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель Шульга Валерий Михайлович, академик НАН Украины, доктор физико-математических наук, профессор Харьков – 2015 Содержание Список...»

«УДК 530.12:531.51 АБДУЖАББАРОВ АХМАДЖОН АДИЛЖАНОВИЧ ОБЩЕРЕЛЯТИВИСТСКИЕ АСТРОФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ В СТАЦИОНАРНЫХ АКСИАЛЬНО-СИММЕТРИЧНЫХ ПРОСТРАНСТВАХ Специальность: 01.03.02 Астрофизика, радиоастрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико–математических наук Научный руководитель: д.ф.-м.н. Б.Ж. Ахмедов Ташкент – 2009 Оглавление Введение ГЛАВА 1. Электромагнитное поле и...»

«Академия наук Республики Таджикистан Институт языка, литературы, востоковедения и письменного наследия им. Абуабдулло Рудаки Гасеми Тахте Чуб Насрин Структурно-семантические особенности астрономических терминов в словаре «Kaf-ul-luot va istilohot» Sur-i Bahor Специальность: 10.02.22языки народов зарубежных стран Европы, Азии, Африки, аборигенов Америки и Австралии (иранские языки) Диссертация на соискание ученой степени кандидата филологических наук Научный руководитель:...»







 
2016 www.konf.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Авторефераты, диссертации, конференции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.