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


Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 8 |

«ЗВЕЗД ...»

-- [ Страница 4 ] --

На рис. 4.21 показаны высокочастотные пульсации после вейвлет– фильтрации в интервале периодов Tp = 2 20 с, а также аппроксимация колебаний затухающей косинусоидальной кривой с периодом 11.2 ± 0.4 с и экспоненциальным временем затухания 28.6 с. Откуда следует, что наблюдаемые пульсаци быстро затухали и носили квазигармонический характрер. Необходимо также отметить, что отношение амплитуды колебаний в максимуме вспышки к ее интенсивности I/I 5.5%.

–  –  –



-500

-1000

-1500

-2000

–  –  –

Рис. 4.21. Реконструкция высокочастотной компоненты кривой блеска в интервале периодов Tp = 2 20 с (светлая линия). Для большей наглядности кривая сглажена фильтром скользящего среднего с временным окном 5 сек.

Затемненная область - коридор ошибок шириной 2 _. Темная кривая затухающая косинусоидальная кривая с периодом колебаний 11.2 сек и временем экспоненциального затухания 28.6 сек. Относительная амплитуда колебаний в максимуме вспышки I/I = 5.5%.

–  –  –

механизмов возбуждения и затухания собственных мод колебаний магнитных трубок. В связи с чем рассмотрим основные положения модели, предложенной [170].

Пусть во вспышечной петле, которую можно представить в виде прямого цилиндра с жестко закрепленными основаниями, в результате резкого увеличения газового давления возбудились радиальные быстрые магнитозвуковые (БМЗ) моды, период которых определяется сечением петли a.

Если корнальная арка, действуя подобно магнитной ловушки, способна накапливать энергичные заряженные частицы, то БМЗ осцилляции будут приводить к модуляции потока ускоренных пролетных частиц в хромосфере и фотосфере из–за изменений пробочного отношения.

Термолизация последних и повлечет за собой появление наблюдаемых пульсаций оптического излучения.

В рамках изложенного выше сценария были получены формулы, позволяющие оценивать температуру T, концентрацию n и магнитное поле

B вспышечной петли по наблюдаемым параметрам осцилляций излучения:

периоду Tp, глубине модуляции M и добротности Q, которые имеют вид [170] где arctg(0a/L) - угол между волновым вектором БМЗ волн k и магнитным полем B, r = 2a/ 0, 0 2.4, = 20/3M + 2, к = 486M cos2 + 1.

Принимая a = 109 см, M = 0.06, Tp = 11 c, Q = 20, a/L = 0.1, для области вспышечного энерговыделения на YZ CMi получим T 3 107 К, n 2 1010 см3 и B 150 Гс. Особо подчеркнем, что, несмотря на сравнительно хорошее согласие, полученных нами оценок с результатами работы [155], которые воспользовались методиками работ, а также [167] для двух [97] рентгеновских вспышек на YZ CMi, имеются и существенные различия. В частности, величина магнитного поля, полученная с помощью методов корональной сейсмологии, оказалась почти в 3 раза больше.

В представленном разделе Обсуждение результатов и выводы.

приведены исследования тонкой временной структуры вспышки на красном карлике YZ CMi, наблюдавшейся на пике Терскол 9 февраля 2008 г. в фильтре U. Из 325 обнаруженных ранее вспышечных событий она оказалась наиболее мощной. Благодаря применению вейвлет–анализа на импульсной фазе вспышки нам удалось выявлены затухающие квазипериодичекие колебания с Tp 11 с.

Исходя из солнечно–звездной аналогии и в предположении связи наблюдаемых пульсаций с радиальными БМЗ колебаниями, используя расчетные формулы работы [170], были определены основные параметры вспышечной петли.

Одна из наиболее трудноразрешимых проблем корональной сейсмологии звезд связана с отождествлением моды собственных колебаний петель. Как известно, при малых значениях плазменного параметра бета в магнитной трубке могут возбуждаться четыре основные моды колебаний: винтовая, изгибная, звуковая и радиальная. Винтовые осцилляции вызывают лишь вариации направления магнитного поля, тогда как изгибные практически не сжимают плазму [170], поэтому они едва ли могут быть ответственны за наблюдаемые осцилляции. Возбуждение звуковых мод с периодами, не превышащии нескольких десятков секунд, предполагает, что длины вспышечных петель L ~

0.01 R [170]. Однако в свете мощной энергетики вспышки это выглядит маловероятным. Поэтому, на наш взгляд, в рассматриваемом случае вероятнее возбуждались радиальные БМЗ моды. Интересно также отметить, что наблюдавшиеся до начала вспышки на YZ CMi флуктуации излучения были также зарегистрированы на вспыхивающей звезде GJ 3685 A (dM4e) в ультрафиолетовом диапазоне (1350 2800 A) с помощью спутника GALEX [81]. Поскольку подобные всплески характерны не только для звездных, но и солнечных вспышек [83], то это лишний раз свидетельствует в пользу правомерности использования солнечно–звездной аналогии. Возникновение таких пульсаций, по нашему мнению, обусловлено развитием микровспышечных процессов. Этот вопрос требует более обстоятельного анализа, и его следует рассмотреть в дальнейшем более детально.





4.3.3 Колориметрия звезд по данным спектрофотометрии с бесщелевым Использование бесщелевого спектрографа для спектрографом.

спектрофотометрии звезд описано в разделе 5.1. Там же приводятся данные о конструкции спектрографа, методах обработки данных, техники обнаружения и оценивания вариаций в спектрах, дифференциальной спектрометрии.

В настоящем разделе приводятся результаты быстрой спектрометрии двух вспышек EV Lac с временным разрешением 8 секунд и спектральным разрешением R ~ 100. Наблюдения получены в мае и августе 2010 г. с гризм спектрографом на телескопе Цейсс-600 на пике Терскол. Из записей спектров были получены оценки UBVR звездных величин путем математической свертки спектров с кривыми пропускания фильтров. Амплитуды вспышки 10 августа 2010 г. в UBVR составляют 2.83, 1.94, 0.82, 0.28 звездных величин. У вспышки 30 мая 2010 г. UBVR амплитуды равны 0.65, 0.25, 0.15 и 0.10 звездных величин соответственно. Детальный колориметрический анализ позволил оценить важные характеристики вспышек EV Lac: температуру в максимуме блеска и их размер. Двуцветные (U-B)-(B-V) диаграммы подтверждают, что обе вспышки в максимуме блеска излучает, как абсолютно черное тело (АЧТ). У августовской вспышки температура в максимуме составила 13400 ± 500 К, у майской 5700 ± 100 К. Во время майской вспышки в спектре EV Lac появлилась дополнительная эмиссия водорода в Бальмеровских линиях H, H, H, H, H, H и Бальмеровском континууме (3700 ). Избыток излучения в Бальмеровских линиях составил примерно от двух до тридцати процентов. По данным колориметрического анализа получены оценки линейного размера вспышек в максимуме светимости. Размер вспышки 30 мая 2010 г. составляет примерно 7% радиуса звезды. Вспышка 10 августа 2010 г. имеет размер 3.9% радиуса звезды. На кривых блеска обеих вспышек можно видеть вариации интенсивности, вызванные магнитозвуковыми колебаниями в корональных арках звезды. У августовской вспышки период колебаний составляет около 70 сек., у майской - около 400 сек.

Введение. На телескопе Цейс-600 обсерватории на пике Терскол в мае и августе 2010 г. был проведен спектральный мониторинг вспыхивающей звезды типа UV Ceti EV Lac (U=12.9, U-B=1.1, B-V=1.6, V-R=1.8, V-I=3.2) с бесщелевым спектрографом с временным разрешением 8 сек.

В бесщелевом спектрографе низкого разрешения в качестве диспергирующего элемента используется прозрачная дифракционная решетка.

Роль входной щели спектрального прибора играет изображение звезды. Размер изображения определяет разрешающую силу прибора. На нее также оказывают влияние хроматическая кома и кривизна поля. Разрешающая сила такого прибора обычно составляет величину R ~ 100 (Thizy, 2008[178] ; Жиляев, 2010) [25].

Бесщелевой спектрограф позволяет регистрировать непрерывный спектр в области ~ 3500 – 9000 Ангстрем и спектральные линии с эквивалентной шириной 5 Ангстрем. Для слабых объектов из записи такого спектра можно получать оценки UBVR звездных величин, выполняя математическую свертку спектра с кривыми пропускания фильтров.

Исключительной особенностью гризм спектрографа является возможность одновременного оценивания UBVR величин с высоким временным разрешением. Помимо этого гризм спектрограф позволяет измерять вариации в спектральных линиях и в непрерывном спектре. Дифференциальная спектрометрия вспыхивающих звезд YZ CMi, EV Lac (U ~ 12.9) с малыми телескопами показала, что можно наблюдать вспышки слабых звезд с амплитудой в десятые доли звездной величины с временным разрешением несколько секунд. Настоящая работа наглядно демонстрирует это утверждение.

Первые работы по спектрам низкого разрешения вспышек звезд были выполнены Гершбергом [3], Гершбергом и Чугайновым [2], Кункелем [121].

Однако это направление работ не получило широкого развития.

Бесщелевой спектрограф низкого разрешения установлен на Наблюдения.

телескопе Цейсс-600 обсерватории на пике Терскол [25].

Спектральные данные наблюдений записываются в FITS формате. Для обработки спектров разработано специальное программное обеспечение.

Полная обработка массива из нескольких сотен спектров, представленных ниже, занимает несколько минут машинного времени.

Ниже впервые приводятся результаты быстрой спектрометрии двух вспышек с гризм спектрографом на вспыхивающей звезде EV Lac. Наблюдения получены 30 мая и 10 августа 2010 г. с телескопом Цейсс-600 на пике Терскол.

Было получено более 700 и 219 спектров соответственно с временным разрешением 8 сек. Качество изображений в майских наблюдениях было FWHM = 1.9 оценено равным угловых секунд. Это соответствует спектральному разрешению прибора FWHM 98. В августовских наблюдениях погодные условия были несколько хуже. В обоих случаях на EV Lac были зарегистрированы вспышки с амплитудами в полосе U равными 0.65 и

2.83 звездных величин соответственно.

При помощи программы предварительной Обработка данных.

обработки были получены спектры нулевого и первого порядков звезды EV Lac и звезды стандарта, а также нескольких звезд сравнения. Звезда стандарт и звезды сравнения расположены в одном поле с EV Lac. Поскольку размер кадра составляет около 7 угловых минут, то мы не учитывали изменение атмосферной экстинкции по полю снимка. Программа предварительной обработки находит сдвиги положения центра изображения звезд с субпиксельной точностью, которая составила 1/8 пикселя. Эта информация использовалась для более точной привязки спектра по длинам волн. Дисперсия составляет 50.87 /пиксель, точность определения длины волны в спектре равна примерно 13.

EV Lac, Aug 10, 2010, Terskol, Zeiss-600

–  –  –

Рисунок 4.22.

Набор спектров EV Lac полученных 9 -10 августа 2010 г. в инструментальной системе с временным разрешением 8 секунд.. Видно наличие вспышки во время наблюдения EV Lac. Синяя часть спектра во время вспышки значительно увеличилась во время вспышки, в то время как инфракрасная (более 9000 ) практически не показывает изменений. Квадратами отмечены положения Бальмеровских линий водорода (H - H) и Бальмеровского континуума (3700 )..

Спектры первого порядка имели толщину около 3-4 пикселей. В процессе обработки они суммировались для увеличения отношения сигнал/шум. Из результирующего спектра первого порядка было вычтено значения фона, которое находилось по свободной от объектов зоне вокруг спектра. Для этого строилась модель фона кадра вокруг спектра, что позволяло более корректно учитывать неоднородную освещенность кадра, и позволяло не использовать кадры плоских полей и темновые кадры. Полученные спектры имеют вид, приведенный на рис. 4.22, 4.23.

Flare & preflare areas

–  –  –

Рисунок 4.23.

Спектры EV Lac 30 мая 2010 г. в спокойном состоянии и в максимуме вспышки. Квадратами отмечены положения Бальмеровских линий водорода и Бальмеровского континуума (3700 )..

Используя информацию о полосах пропускания фильтров, были найдены свертки кривых пропускания полос фотометрической системы ДжонсонаКазинса с наблюдаемыми спектрами EV Lac. В качестве звезды сравнения использовалась расположенная рядом звезда. Погрешности определения звездных величин вспышки 10 августа 2010 г. составляют: U=0.14m, В=0.02m, V=0.012m, R=0.008m. Погрешности определения колор-индексов определялись по спокойным участкам кривых блеска и составили UB=0.14m и BV=0.023m.

По участкам кривых блеска вне вспышки были вычислены средние значения интенсивностей в каждом фильтре FU 0, FB0, FV0. Далее из массивов данных в каждом фильтре FU, FB, FV были вычтены соответствующие значения интенсивностей в спокойном состоянии. По полученным остаткам были определены показатели цвета собственного излучения вспышки:

–  –  –

коэффициенты учитывают колор-индексы звезды в спокойном состоянии: U-B = 1.1, B-V = 1.6.

Графики зависимости потоков излучения во время вспышек EV Lac в фильтрах U, B, V и R приведен на рис. 4.24, 4.25.

Из записей спектров вспышки 30 мая 2010 г. получены оценки UBVR звездных величин, приведенных на рис. 4.25. UBVR амплитуды вспышки составляют 0.65, 0.25, 0.15 и 0.10 звездных величин соответственно.

Длительность вспышки - около 50 минут. Вспышка имеет не классический характер, время нарастания и спада блеска примерно одинаковы. Для классической вспышки характерны быстрое нарастание и медленный экспоненциальный спад блеска.

Внутренняя ошибка данных в полосах UBVR в спокойном состоянии звезды на рис. 4.25 составляет 0.10, 0.06, 0.05 и 0.05 звездных величин соответственно. На практике это позволяет обнаруживать вспышки с амплитудой в полосе U больше примерно 0.3 звездной величины.

–  –  –

Рисунок 4.25.

Кривые блеска вспышки EV Lac 30 мая 2010 г. UBVR кривые сдвинуты для удобства.

На рис. 4.26 показаны усредненные разности спектров EV Lac в области вспышки и в спокойном состоянии звезды, поделенные на среднее значение спектра в спокойном состоянии. Аналогичные данные приведены также и для двух звезд сравнения. Легко видеть, что во время вспышки в спектре EV Lac появляется дополнительная эмиссия водорода в Бальмеровских линиях H, H, H, H, H, H и Бальмеровском континууме (3700 ). Избыток излучения в Бальмеровских линиях составляет примерно от двух до тридцати процентов.

Отметим, что во время вспышки можно видеть избыток излучения в линии H.

–  –  –

0.2 0.15 0.1 0.05

-0.05

–  –  –

Рисунок 4.26.

Вспышка 30 мая 2010 г. Дополнительная эмиссия водорода в Бальмеровских линиях (H - H) и Бальмеровском континууме (3700 ) во время вспышки отчетливо видна у EV Lac, у звезд сравнения она отсутствует.

В то же время в континууме в окрестности этой линии эксцесс не наблюдается.

Что касается линий H, H, H, H, H, то эксцесс наблюдается и в континууме в окрестностях линий. Ввиду низкого спектрального разрешения разделить эксцесс в этих линиях и окружающем их континууме довольно сложно. Можно однако отметить, что в Бальмеровском континууме (3700 ) эксцесс во время вспышки присутствует наверняка.

Современный подход к колориметрии Колориметрия вспышек.

базируется на данных многоцветной UBVRI фотометрии в области спектра от ~ 3500 до ~ 9000. Колориметрия является количественным методом анализа излучения. Она позволяет проводить диагностику излучения небесного тела, определять температуру, электронную концентрацию, оптическую толщину излучающей плазмы на основе теоретических диагностических цветовых диаграмм, вычисленных для различных источников радиации.

Для построения двуцветных диаграмм использованы данные показателей цвета различных источников излучения [32], [34]. Светлая область диаграммы (U-B)-(B-V) на рис. 4.27, 4.28 соответствует цветовым характеристикам водородной плазмы, оптически тонкой в Бальмеровском континууме с Te ~ 10000 K и Ne от 1014 до 1010 см -3, темная область диаграммы соответствует оптически толстой плазме с Te от 15000 до 8000 K. Нижней жирной линией отмечено излучение абсолютно черного тела.

Мониторинг звезды в полосах UBVR в течение времени жизни вспышки теоретически дает возможность получить детальную картину характеристик плазмы вспышки и их изменений во времени.

Для снижения ошибок цветовых характеристик мы применяли сглаживание кривых блеска. Был применен низкочастотный фильтр Кайзера с временным окном 50 сек (частота среза 0.02 Гц, ширина переходной области

0.01 Гц, затухание в полосе заграждения 40 децибел). Детали используемой техники фильтрации описаны в работе [199].

Диагностика плазмы вспышек. Колориметрический анализ был выполнен с помощью временных цветовых треков в окрестности, близкой к максимуму вспышки, в интервале времени около шести минут.

Рис. 4.27 показывает временную эволюцию цветовых характеристик собственного излучения вспышки 30 мая 2010 г. Приведены 95%-ые эллипсы ошибок показателей цвета. Эллипсы на треках следуют с временным шагом 8 секунд. Ошибки цветов вычислены для пуассоновских потоков квантов. Как видим, вариации показателя цвета (U-B) на диаграмме на рис. 4.27 достигают половины звездной величины, а показателя цвета (B-V) 1.2 звездной величины.

Быстрые вариации цветов вспышки, многие из которых превосходят по величине диапазон ошибок, подтверждают их реальность.

Рисунок 4.27.

Цветовые треки вспышки 30 мая 2010 г. на диаграмме (U – B)-(B V). Приведены 95%-ые эллипсы ошибок. Эллипсы отмечают 8-секундные интервалы времени. Светлые эллипсы соответствуют предмаксимальной части кривой блеска вспышки, темные эллипсы – послемаксимальной. Нижней жирной линией отмечено излучение абсолютно черного тела. Светлым квадратом отмечено положение максимума вспышки.

В течение всего указанного периода времени излучение вспышки локализуется в районе, близком к излучению абсолютно черного тела. В начале интервала (U-B) - 0.5, (B-V) 0.4 вспышка излучает как АЧТ с температурой примерно 7000 К. В максимуме блеска (U-B) = - 0.21 ± 0.02, (B-V) = 0.66 ± 0.02, вспышка излучает как АЧТ с температурой примерно 5700 ± 100 К. Вариации показателей цвета (U-B), (B-V), вызванные колебаниями блеска вспышки, свидетельствуют об изменениях температуры вспышки в пределах 5000 – 7000 К. На нисходящей части кривой блеска цветовые треки собственного излучения вспышки перемещаются в направлении области, занятой водородной плазмой, оптически тонкой в Бальмеровском континууме с Te ~ 10000 K и Ne от 1014 до 1010 см -3.

На кривой блеска вспышки EV Lac 30 мая 2010 г на рис. 4.25 можно видеть вариации интенсивности с периодом колебаний около 400 сек.

Осцилляции интенсивностей вспышек были впервые обнаружены авторами на звезде EV Lac в начале 2000 годов [199]. Пульсации излучения были интерпретированы как результат быстрых магнитозвукових колебаний корональных петель [170]. Теория дает возможность оценить характеристики корональных петель (температуру, электронную концентрацию, характерные размеры), используя числовые значения характеристик колебаний.

На рис. 4.28 показана временная эволюция цветовых характеристик собственного излучения вспышки 10 августа 2010 г. В максимуме блеска (U-B) = - 0.91 ± 0.02, (B-V) = 0.0 ± 0.02 вспышка излучает как АЧТ с температурой 13400 ± 500 К. Можно видеть колебания блеска с периодом около 70 секунд как на кривых блеска вспышки, так и на цветовой диаграмме, когда треки пересекают линию абсолютно черного тела. Температура чернотельного излучения вспышки падает с 13400 K в максимуме блеска до 7500 K по мере ослабления вспышки.

Используя цветовые треки на диаграммах цвет-цвет, можно определить характеристики плазмы, начиная с самой ранней фазы развития вспышки. Как следует из колориметрического анализа вспышки, излучение в максимуме имеет спектр абсолютно черного тела. Температуру излучения абсолютно черного тела можно определить по положению вспышки на диаграмме цветцвет. Далее, используя модель абсолютно черного тела для фотосферы EV Lac в спокойном состоянии, можно оценить и размер вспышки.

Рисунок 4.28.

Цветовые треки вспышки 10 августа 2010 г. на диаграмме (U – B)B - V). Обозначения те же, что и на рис. 4.27. Эллипсом с литерой М отмечено положение максимума вспышки.

–  –  –

где S - площадь видимого диска звезды, U - амплитуда вспышки в полосе U, FUo and FU – функция Планка фотосферы и вспышки с эффективной температурой Tbb:

–  –  –

Здесь U () – кривая пропускания фильтра U. Зная наблюдаемую амплитуду вспышки в полосе U, температуру фотосферы EV Lac (3700 К [152]), и температуру в максимуме вспышки, можно легко оценить размер вспышки по приведенным выше формулам. Линейный размер вспышки 30 мая 2010 г. в максимуме светимости составляет примерно 7% радиуса звезды или около 0.5% площади видимого диска звезды. Размер вспышки 10 августа 2010 г.

составляет 3.9% радиуса звезды или около 0.15% площади видимого диска звезды.

Заключение. Выполнена быстрая спектрофотометрия двух вспышек EV Lac 30 мая и 10 августа 2010 г. Наблюдения получены с гризм спектрографом на телескопе Цейсс-600 на пике Терскол с временным разрешением 8 секунд.

Во время майской вспышки в спектре EV Lac отмечена дополнительная эмиссия водорода в линиях Бальмеровской серии H, H, H, H, H, H и Бальмеровском континууме (3700 ). Избыток излучения составляет примерно от двух до тридцати процентов. Получены оценки UBVR звездных величин вспышек путем математической свертки спектров с кривыми пропускания фильтров. UBVR амплитуды майской вспышки составляют 0.65, 0.25, 0.15 и

0.10 звездных величин, августовской 2.83, 1.94, 0.82, 0.28 звездных величин соответственно. Колориметрический анализ позволил оценить температуры в максимуме блеска и размеры вспышек EV Lac. По двуцветной (U-B)-(B-V) диаграмме получено, что майская вспышка в максимуме блеска излучает как абсолютно черное тело с температурой 5700 ± 100 К. Линейный размер вспышки в максимуме светимости оценен примерно в 7% радиуса звезды. У августовской вспышки температура составила 13400 ± 500 К а размер 3.9% радиуса звезды. На кривых блеска майской вспышки обнаружены вариации блеска с периодом около 400 сек. У августовской вспышки период колебаний около 70 сек. Предполагается, что эти вариации вызваны магнитозвуковыми колебаниями в корональных арках звезды.

Спектральный мониторинг вспыхивающих звезд с дальнейшей трансформацией данных в UBVR кривые блеска дает возможность получить детальную картину характеристик плазмы вспышки и их изменений во времени, используя методы колориметрии.

Внутренние ошибки данных в полосах UBVR для звезд вплоть до 13 величины при экспозиции около 10 секунд позволяет обнаруживать вспышки с амплитудой в полосе U больше примерно 0.3 звездной величины.

4.3.4. Наблюдения активности вспыхивающей звезды EV Lac в Спектральные наблюдения с высоким разрешением спокойном состоянии.

показали, что вспыхивающая звезда EV Lac демонстрирует вариации в эмиссионных линиях водорода и Ca II H и K в спокойном состоянии. Подобные вариации обнаружены также и у пяти других вспыхивающих звезд [56].

В спектре EV Lac в спокойном состоянии наблюдается также эмиссии гелия He I 4026 и 4471 и кремния Si I 3905 [184].

Спектроскопический мониторинг отдельных вспыхивающих звезд в спокойном состоянии показал, что звезды проявляют отмеченные вариации эмиссий в Бальмеровских линиях и линиях Ca II H и K на интервалах времени от нескольких дней до нескольких часов. Амплитуды вариаций в Бальмеровских линиях от ночи к ночи могут достигать 300% [56]. Вариации эмиссионных линий на малых временных шкалах не исследовались, т.к. время экспозиции при спектральных наблюдениях с высоким разрешением составляло не меньше двух часов.

В работе [56] отмечается, что эмиссия, наблюдаемая в спектре EV Lac и других вспыхивающих звезд, продуцируется, по-видимому, не однородной хромосферой, а локализована в активных областях: на пляжах, в протуберанцах

–  –  –

Рисунок 4.29.

Мощность вариаций в спектрах EV Lac (кружки) и звезды сравнения GSC 3226 640(без маркеров). Приведены бары ошибок измерений.

Спектры звезд получены одновременно на телескопе Цейс-600, пик Терскол, 30 мая 2010 г.

Из характера спектра мощности вариаций в линии Н на рис. 4.30 (белый шум) можно заключить, что на интервале наблюдений ~ 1600 сек должно происходить несколько независимых микровспышек. Этот спектр получен с помощью -техники, описанной выше. Амплитуда вариаций интенсивности в линии Н составляет около 0.01 звездной величины. Вариации интенсивности в окружающем континууме не обнаружены.

–  –  –

0.5

-0.5

-1

–  –  –

Рисунок 4.30.

-спектр мощности вариаций интенсивности в линии Н EV Lac в спокойном состоянии Методами дифференциальной спектрометрии можно показать, что в спектре EV Lac линия Н находятся в эмиссии и ее эффективная ширина составляют (8.0±0.8). По данным спектральных наблюдений EV Lac на телескопе Нордик [44] вариации эквивалентной ширины линии Н в течение пяти ночей наблюдений колебались от ночи к ночи в пределах (5.4-7.7).

Таким образом, результаты наших наблюдений совпадают в пределах ошибок с данными спектральных наблюдений EV Lac на телескопе Нордик.

Суммарная относительная мощность вариаций в Бальмеровском континууме и линиях СаII H,K составляет примерно 1·10-3, т.е. вариации в них составляет около 0.03 звездной величины.

Если учесть, что измеренные эквивалентные ширины эмиссионных линий водорода и кальция у EV Lac не превосходят 13 [44], то можно согласиться с цитируемыми авторами, что «перманентно существующие микровспышки, практически необнаруживаемы фотометрически, но дают, тем не менее, основной вклад в излучение Бальмеровских эмиссионных линий».

4.4 Высокочастотная переменность хромосферноактивной звездыV390 Возничего

V390 Aur является быстро вращающимся хромосферноактивным гигантом позднего спектрального класса. Рентгеновское излучение короны V390 Aur, по наблюдениям космической обсерватории XMM-Newton, указывает на интенсивную вспышечную активность этой звезды. Синхронная высокоскоростная UBVRI фотометрии V390 Aur и опорных звезд проводилась в 2002 - 2009 годах на пике Терскол, в обсерваториях в Крыму и Белоградчике.

Наблюдения были направлены на поиск переменности в миллисекундном и субсекундном диапазоне. Была найдена переменность с максимумом на частоте около 1 Гц, постепенно ослабевающая в диапазоне 0.1 - 10 Гц, со среднеквадратической амплитудой порядка 0.005 звездной величины в полосах UBV. Было заключено, что кривые блеска V390 Aur содержат микровспышки, которые могут быть ответственны за наблюдаемую активность в субсекундном диапазоне, с относительной мощностью колебаний (2.1 3.0) 10 5 в UBV полосах.

4.4.1 Введение. V390 Aur (HD 33798) является быстро вращающимся хромосферноактивным гигантом позднего спектрального класса (G8 III, V = 6,91). Авторы работы [172] показали, что эта звезда показывает сильные эмиссионные линии Са II, характерные для хромосферноактивных звезд, с потоком log F(K) = 6.3. Однако линия H наблюдается в поглощении как и у опорной звезды Gem [112]. Высокая рентгеновская светимость звезды, обнаруженная космической обсерваторией XMM-Newton, указывает на присутствие высокотемпературной плазмы, T 107 K [91]], наводящей на мысль об интенсивной вспышечной активности. Высокий рентгеновский поток V390 Возничего можно объяснить, если предположить, что нагрев ее короны объясняется большим количеством малых вспышек, если 25-30% поверхности звезды покрыта солнечноподобными активными областями (флоккулами).

Вспышки могут быть настолько частыми, что их кривые блеска будут перекрываться, сглаживая колебания от отдельных мелких событий, которые можно рассматривать как основной источник нагрева короны.

Хорошо известно, что солнечная корона нагревается двумя наиболее важными агентами с участием магнитных полей, а именно МГД волнами и переходными процессами, такими как вспышки, микро- и нановспышки.

Предполагается, что когда два противоположно направленных магнитных поля сближаются, плотность тока удерживаемой плазмы значительно возрастает, так что даже небольшого сопротивления вполне достаточно для преобразования магнитной энергии плазмы в тепловую энергию через механизм магнитного пересоединения.

Этот механизм нагрева был предложен впервые [146]. Магнитное пересоединение связано с прямой диссипацией энергии магнитного поля. Лес замкнутых магнитных петель в своем основании закреплен в области фотосферы. Механический поток энергии генерируется движениями оснований петель. Эти движения увеличивают энергию, запасаемую в магнитном поле.

Такая система может вернуться к конфигурации с минимальной энергией только после пересоединения (или каскада пересоединений). Считается, что эти маломасштабные и частые события пересоединений приводят к нагреванию плазмы микровспышками [140].

Вспышки на Солнце выделяют энергию, начиная от 10 29 до 10 32 эрг для наиболее мощных событий. В случае солнечных микровспышек выделение энергии составляет около 10 26 эрг. Однако до недавнего времени микро- и нановспышки ускользали от прямых наблюдений [149].

Недавно авторы работы [104] представили доказательства существования микровспышек на Солнце. Высокоскоростная H фотометрия Так называемых «ярких точек» вблизи солнечной активной области, полученная с Dunn Solar Telescope выявила временные вариации их яркости. Амплитуды колебаний составили до 50%. Авторы пришли к выводу, что эти флуктуации интенсивности могут быть связаны с микровспышками.

Временной масштаб вспышек на V390 Aur остается открытым вопросом.

Тем не менее, в последнее время высокоскоростные синхронные фотоэлектрические наблюдения на нескольких телескопах в фильтре U выявили несколько вспышек продолжительностью от нескольких секунд до минуты и амплитудой до 0.025 звездной величины [111].

Синхронная высокоскоростная UBVRI фотометрии V390 Aur и опорных звезд проводилась в 2002 - 2009 годах на пике Терскол, в Крымской и Белоградчиковской обсерваториях. Основной целью наблюдений было доказать существование интенсивной микровспышечной активности. В последующих разделах мы рассмотрим организацию наблюдений, методы анализа и основные результаты исследования микровспышек на V390 Aur.

Наблюдения. Согласно работе [91] V390 Aur имеет следующие 4.4.2 G8III, Teff (K ) = 4970, характеристики: V = 6.91, B V = 0.982, Sp. тип

M V = 1.68, par (mas) = 8.95 1.35, R ( R ) = 6.7, M ( M ) 1.8, veq ( kms 1 ) = 35.

V390 Aur является астрометрической двойной (CCDM 05153 +4710) с угловым расстоянием компоненты 0.3 угловой секунды и V = 10.4. Мы измеряли обе звезды одновременно. Второй компонент является слишком слабым ( m 3.4), чтобы внести заметный вклад в наблюдаемую переменность.

В фотометрии V390 Aur в качестве опорной звезды была использована HD33601 (V=7.47, B-V=-0,16, В8). Она демонстрирует постоянную яркость. В частности, это доказывают, фотоэлектрические наблюдения затменной переменной IM Aur, где она была использован в качестве звезды сравнения [76].

Данные наблюдений для V390 Aur и ее опорной звезды были получены на трех обсерваториях в течение 2 ночей в сентябре 2009 года, 15 сентября 2004 года, и 7 февраля 2002 года. Мы использовали следующие инструменты:

- 2 м телескоп Ричи-Кретьена на пике Терскол (Северный Кавказ, 3100 м над уровнем моря) с высокоскоростным UBVR двухканальным фотометром [18]

- 1,25 м рефлектор АЗТ-11 в Крымской обсерватории с UBVRI фотометром-поляриметром [106];

- 60-см телескоп Кассегрена в обсерватории Белоградчик с одноканальным UBV фотометром [48]. Время интегрирования составляла 0.01 и 0,1 с. Таким образом, наши приборы позволяют обнаружить сигналы с частотой до 50 Гц. Фон неба вычитали из полученных данных. UBVR наблюдения были преобразованы в относительную шкалу интенсивности по отношению к средним значениям потоков в покое.

4.4.3 Обнаружение и оценивание высокочастотной переменности.

Высокочастотная переменность присутствует, например, во всех карликовых новых на всех этапах активности и других катаклизмических Рисунок 4.31. Фрагменты кривых блеска V390 Aur с временным разрешением

0.1 с в U-фильтре (верхняя панель) и опорной звезды (нижняя панель) HD33601, В8, V = 7.56, B = 7.59, 24/25 сентября, 2009, пик Терскол.

переменных [74] в виде случайных флуктуаций яркости с непрерывным распределением в соответствующей области частот. Распределение частот дает некоторое представление о геометрической протяженности переменного источника, а именно: есть или это точечный источник или протяженный, оптически толстый излучатель.

Ввиду случайного характера переменности, есть некоторые трудности при обнаружении собственных колебаний близка малой амплитуды сравнимых с уровнем шума. Новый перспективный инструмент для решения задачи опирается на теорию статистики отсчетов. Собственную активность можно обнаружить с помощью факториальных моментов [108] n!

= n(n 1)...( n k 1) = n[ k ] (4.10) (n k )!

Рисунок 4.32.

Верхняя панель: фрагмент кривой блеска V390 Aur с разрешением во времени 1 с, U-фильтр, полученной 7 февраля 2002 года на пике Терскол. Нижняя панель: локальный вейвлет спектр мощности Морли, нормированный на 1 / 2. Y-ось показывает период Фурье (в секундах).

Контуры включают регионы с уровнем доверия больше 90%, полученные в предположении что ошибки измерений белый шум. Отчетливо видны колебания с периодами 100 и 120 с. Горизонтальные сплошные линии отмечают начало колебаний (отмечено стрелкой) и конец.

–  –  –

std (h[2] ); (4.12) n N Фактическое значение вследствие атмосферных сцинтилляций может быть определено из измерений контрольной звезды. Разность между наблюдаемой относительной мощностью звезды и атмосферных мерцаний считается собственным значением - спектра звезды.

На рис. 4.31 показана часть кривой блеска V390 Aur и опорной звезды.

В данном конкретном подмножестве данных мы не в состоянии обнаружить любые изменения с амплитудой, превышающей 0.02 звездной величины. Тем не менее, V390 Aur показывает явные признаки переменности в данных, полученных с тем же оборудованием в феврале 2002 года (рис. 4.32), например, малые вспышки с амплитудой 0.030 0.007 звездных величин и продолжительностью 40 секунд. Это ясно указывает на нестационарный характер переменности V390 Aur. Мы подчеркиваем, что две небольшие вспышки демонстрируют интенсивные высокочастотные колебания (ВЧК) на интервале времени около 2000 секунд с периодами около 100 и 120 секунд. Мы добавили маленькую стрелку, чтобы отметить начало вспышки на рис. 4.32.

Отметим, что вейвлет-анализ может более точно определить начало события.

Примеры применения техники показаны на рис. 4.33 – 4.37. Спектры мощности V390 Aur и опорной звезды на рис. 4.32 превышают 95% доверительный барьер. Эти спектры отражают главным образом атмосферные мерцания. Однако -спектр V390 Aur также ясно указывает на наличие активности в диапазоне частот 1 - 10 Гц. Относительная мощность быстрых вариаций блеска Aur V390 составляет 2.6 10 5 общей мощности вариаций в фильтре U.

Рисунок 4.33.

Относительные спектры плотности мощности V390 Aur (кружки) и опорной звезды (квадраты) с 1 коридором ошибок. Получено 25/26 сентября, 2009 в фильтре U.

Рис. 4.34 также указывает на наличие активности у V390 Aur в диапазоне 0.2 - 10 Гц в течение двух ночей, 24-25 сентября 2009 года. Избыток мощности достигает 2.1 10 5 от общей мощности в полосе V. Похожие особенности обнаружены в B фильтре.

Рисунок 4.34.

V-кривые относительных спектров плотности мощности V390 Aur (кружки) и опорной звезды (квадраты) с 1 коридором ошибок, сентябрь 24/25, 2009. Верхний уровень достоверности 95% показана пунктирной линией.

Таким образом, анализ показывает, наличие активности во всех образцах данных V390 Aur на временных масштабах от 0.1 с до 10 с в UBV полосах.

Мы считаем, что переменность достигает своего максимума где-то в середине интервала 0.1 - 10 Гц. Очевидно присутствует некий нестационарный процесс, что затрудняет оценить точное положение максимума. Поэтому наша оценка максимума в районе 1 Гц носит индикативный характер.

Рис. 4.35 и 4.36 отражают результаты, полученные с крымским 1,25 м телескопом АЗТ-11 в сентябре 2004 года. В целом, эти результаты согласуются с данными, полученными с 2-м телескопом на пике Терскол осенью 2009 года.

Спектры мощности, полученные с телескопом Крымской обсерватории более согласуется с моделью белого шума, в частности в фильтре U (рис. 4.35).

Однако, надо учитывать, что крымские данные были получены в диапазоне частот до 3.5 Гц, в то время как Терскольские данные позволяют проследить переменность до 35 Гц. Кроме того, крымские данные дают значения для плотности мощности колебаний в фильтре U на порядок больше, чем Терскольские данные. Плотность мощности в полосах BV также выше примерно в 4 раза (рис. 4.35). В то же время, мы не смогли обнаружить собственные флуктуации в фильтре R (рис. 4.36), что говорит в пользу «синего цвета» собственных колебаний яркости.

4.4.4 Шум мерцаний. В фотометрии ярких звезд сцинтилляционный шум (шум атмосферных мерцаний), как правило, является основным источником ошибок. Средний квадрат ошибки из-за сцинтилляционного шума равен [185] Рисунок 4.35. U-кривые относительных спектров мощности V390 Aur (кружки) и опорной звезды (квадраты) от 15 сентября 2004, полученная с крымскими 1,25 м телескоп АЗТ-11, с 1 коридором ошибок.

–  –  –

перпендикулярных направлению ветра, и p = 2 если смотреть по направлению ветра. Интенсивность мерцаний имеет логарифмически нормальное распределение. Следовательно, для слабых мерцаний у ярких звезд стандартные ошибки одинаковы, если они выражены в звездных величинах.

Рисунок 4.36.

Относительная плотность мощности шума атмосферных мерцаний в фильтре R для V390 Aur (обозначена кружками) и опорной звезды (обозначена квадратами), полученная с 1,25 м телескопом АЗТ-11 в Крымской обсерватории 15 сентября 2004 с 1 коридором ошибок.

Важно использовать близкие звезды сравнения для оценки сцинтилляционной компоненты шума в уравнении (4.11) без учета влияния атмосферы. Рис. 4.36 показывает для V390 Aur и звезды сравнения величину шума мерцаний и стандартные ошибки в фильтре R. Оценки ошибок мерцаний не зависят от звездной величины и совпадают в пределах погрешности эксперимента. Интересно отметить, что ситуация в UBV полосах, значительно отличается из-за собственной активности V390 Aur. Очевидно, что любая собственная активность этой переменной звезды не обнаруживается в фильтре R. Именно из этого подмножества данных можно оценить величину ковариации шума мерцаний в фильтре R в полосе пропускания 0.5 3.5 Гц, как (3 5) 10 5. Таким образом, стандартная ошибка, связанная с шумом лежит в пределах 0.006 0.007 звездных величин. Отметим, что это значение непосредственно касается наблюдений, проводимых с крымским 1,25 м телескопом АЗТ-11 15 сентября 2004 года.

4.4.5 Результаты и обсуждение. As mentioned above the short-term variability of V390 Aur may be explained in terms of independent outbursts (pulses) from multiple sources. Как уже упоминалось выше, быстрая переменность V390 Aur может быть объяснена с точки зрения независимых вспышек (импульсов) из нескольких источников. Большой поток рентгеновского излучения V390 Aur, обнаруженный космической обсерваторией XMM-Newton, можно объяснить, если предположить, что нагрев ее короны является результатом большого количества малых вспышек. Высокий поток рентгеновского излучения от V390 Aur, обнаруженный космической обсерваторией XMM-Newton, можно объяснить, если предположить, что нагрев ее короны есть результат деятельности большого количества малых вспышек.

На Солнце частота встречаемости переходных процессов, таких как вспышки или микровспышки, подчиняется степенному распределению с показателем колеблющимся от 1.4 до 3.3. Для того чтобы обеспечить доминирующий подвод тепла к короне, каждую секунду должны происходить примерно от 103 до 10 4 нановспышек в атмосфере спокойного Солнца. Однако до недавнего времени микро- и нановспышки не поддавались прямому обнаружению [149].

Тем не менее, в работе [104] представили доказательства существования микровспышек на Солнце. Высокоскоростной оптический мониторинг синего крыла линии H «ярких точек» вблизи солнечной активной области (AR) NOAA 10794 был проведен с помощью Dunn Solar Telescope с использованием RAPID DUAL IMAGER. Данные, выбранные для анализа состоят из 31760 изображений синего крыла линии H, снятых с разрешением 0.05 с за период времени 26.5 мин. В каждом кадре приблизительно 30 пикселей превышали порог в 10 сигма, указывая яркую область поверхности свыше 150000 квадратных километров. Два отдельных события (микровспышки) были найдены в течение периода времени 26.5 мин. Первое соответствует приблизительно 80%-ному увеличению интенсивности потока по сравнению с соседней областью, продолжительностью не менее чем 120 с, второе связано примерно с 125%-ным увеличением интенсивности на интервале более 350 с.

Применение вейвлет-анализа к временному ряду интенсивности «яркой точки»

показывало наличие осцилляций с периодом 20 секунд, обнаруженные колебания являются реальными, и не являются артефактом или джитером.

Относительная амплитуда колебаний от пика к пику составила до 50%. Авторы пришли к выводу, что эти флуктуации интенсивности могут быть связаны с феноменом микровспышек с правдоподобными значениями энергии и длительности. Колебания площадок, окружающих яркие точки, демонстрировали кручение (twist), которое может быть связано с закручиванием физических силовых трубок, тем самым вызывая явление пересоединения.

Таким образом, солнечные микровспышки дают четкие доказательства колебаний интенсивности, вызванных событием пересоединения.

Для построения математической модели явления, мы выбираем стохастический подход, в виде случайного импульсного процесса, представленного последовательность независимых случайных событий. Как отмечено в [91], этим можно объяснить наличие горячей корональной материи даже в отсутствие видимых вспышек. Последнее не означает, что нет малых вспышечных событий, не идентифицируемых в кривой блеска с умеренным отношением сигнал-шум. С учетом всех неопределенностей этой «игрушечной модели», мы склонны получить достоверные оценки по порядку величины (см. Приложение для описания модели).

Таким образом, наша модель предполагает наличие микровспышек как главного компонента, отвечающего за высокочастотную переменность V390 Aur. У нас есть несколько свободных параметров: амплитуда вспышки, время возгорания и затухания микровспышки, частота появления и частоты колебаний. Эти параметры являются достаточно многочисленными, чтобы воспроизвести однозначно наблюдаемое излучение и его спектр мощности.

Можно предположить, что появление вспышек - пуассоновский процесс, т.е.

интервалы времени между двумя последовательными вспышками имеют экспоненциальное распределение с частотой появления. Следует отметить, что увеличение приводит к перекрытию кривых блеска отдельных вспышек.

В соответствии с центральной предельной теоремой, распределение суммы таких событий сходится к нормальному распределению. Это может привести как к деградации распределения так и спектральных признаков, связанных с отдельными событиями. На практике 4-5 событий может оказаться достаточным для сходимости распределения к нормальному.

Первая характеристика, которая может помочь выявить природу переменного источника - спектр мощности (уравнение (4.11)). Для V390 Aur спектр достигает максимума на частоте около 1 Гц с интенсивностью, постепенно снижающейся до уровня фона за пределами 0.1 - 10 Гц (рис. 4.33, 4.34). В данном конкретном диапазоне относительная мощность колебаний в фильтре U U 3 10 5. (2.1 2.5) 10 5.

В полосах BV мощность падет до Фактическое значение, вызванное атмосферными мерцаниями из измерений звезды сравнения U 1 10 5 для времени интегрирования 0.01 с. Таким образом, стандартная ошибка, вызванная сцинтилляционным шумом в полосе U с 2-м телескопом равна 0.003 звездной величины.

Для объяснения пиков в энергетических спектрах (рис. 4.33, 4.34) следует предположить наличие либо периодической составляющей во вспышечной активности, или присутствие колебаний во время оптической вспышки. Можно ожидать наличие эруптивной МГД неустойчивости для производства высокочастотных колебаний (ВЧК0 во время вспышек. В частности, это подтверждается наблюдениями микровспышек на Солнца как отмечено выше, в работе [104], а также «классических» вспышек подобных тем, что наблюдаются во вспыхивающих звездах [199].

На рис. 4.32 показано возникновение колебаний при малых оптических вспышках, зарегистрированных 7 февраля 2002 года. Таким образом, в дополнение к импульсной неустойчивости в течение микровспышек мы столкнулись с интенсивными колебаниями, связанными со вспышкой.

Так как энергетический спектр микровспышек изменяется в широких пределах частоты (две декады), можно было бы ожидать характерный масштаб времени ВЧК от 0.1 до 10 секунд. Таким образом, длительность вспышки может быть в 3 – 5 раз дольше и составлять 0.3 - 50 с.

Мы не может непосредственно оценивать амплитуды отдельных микровспышек, так как такие события находятся ниже предела обнаружения.

Предварительно верхняя граница для амплитуды вспышки может быть оценена из оценки дисперсии для собственной переменности звезды. В UBV максимальная амплитуда переменной составляющей равна примерно 0.005 звездной величины.

Предполагается, что у V390 Aur в некоторые эпохи мы наблюдаем ансамбль микровспышек с продолжительностью от десятых долей секунды до десятков секунд, амплитуда не более 0.005 звездной величины. Еще одна важная деталь касается частоты появления микровспышек. Единственная характеристика, которую можно оценить экспериментально, это скалярное произведение M { A } средней частоты появления вспышек в единицу времени и математического ожидания амплитуды вспышки M Ak, исходя из выражения для ковариационной функции (см. Приложение). Наша «игрушечная модель» слишком проста, чтобы оценить точное значение. По порядку величины оценка скалярного произведения дает

–  –  –

Это приводит к оценке в смысле среднего геометрического 0 1 s, 0 3.7 10 6 /A02 s 1. Если предположить, что максимальная амплитуда переменной составляющей A0 = 0.005 звездных величин, получаем 0 0.15 s 1.

Здесь 0, 0 обозначают средние значения длительности вспышки и частоту их появления в единицу времени.

Энергия микровспышек может быть оценена как E = A0 0 0 8 10 4 светимости звезды. Согласно [91], светимость V390 Aur составляет L = 9.56 10 34 erg s 1 для R( R ) = 6.7, Teff (K ) = 4970. Таким образом, энергия, выделяемая при вспышке равна 7.6 10 31 erg, то есть, «типичная» микровспышка на V390 Aur может излучать такую же энергию, как большие вспышки на Солнце.

На самом деле энергия микровспышечной активности определяется распределением амплитуды вспышек. Частота вспышек и микровспышек на Солнце показывает степенное распределение с показателем степени от 1.4 до 3.3 [149]. Микровспышки на V390 Aur как правило находятся под порогом обнаружения в оптике. Если предположить степенное распределение событий в этой звезде, как на Солнце, можно допустить, что малые но частые события могут обеспечить доминирующий вклад энергии в нагрев короны.

Рентгеновское излучение V390 Aur наблюдала космическая обсерватория

–  –  –

Новый перспективный подход, основанный на теории 4.4.6 Выводы.

статистики фотонов позволил обнаружить переменность V390 Aur на коротких временных масштабах. Фактическое значение переменности, вызванное атмосферными мерцаниями определялось из измерений опорной звезды.

Собственная активность звезда была найдена как разность между наблюдаемой относительной мощностью и мощностью атмосферных мерцаний.

Мы обнаружили, что интенсивность переменного источника на V390 Aur резко выделяется на частоте примерно около 1 Гц, охватывая диапазон 0.1 - 10 колебаний достигает (2.1 3.0) 10 5 в UBV Гц. Относительная мощность фильтрах.

Предложена простая модель, в которой микровспышки предлагаются в качестве доминирующей причины высокочастотной переменности V390 Aur.

Мы считаем, что пик в энергетических спектрах вызван высокочастотными колебаниями в микровспышах, вызванных эруптивными МГД неустойчивостями. Мы приводим несколько аргументов в пользу этой гипотезы. В частности, кривая блеска V390 Aur 7 февраля 2009 г.

демонстрирует колебания с глубиной модуляции около 30%. Согласно [104], микровспышки на Солнце демонстрируют глубины модуляции до 50%.



Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 8 |


Похожие работы:

«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...»

«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...»

«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...»

«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...»

«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...»

«ВАРАКСИНА НАТАЛЬЯ ЮРЬЕВНА СОЗДАНИЕ НАВИГАЦИОННОЙ ОПОРНОЙ СЕТИ НА ПОВЕРХНОСТИ ЛУНЫ В ФУНДАМЕНТАЛЬНОЙ СИСТЕМЕ КООРДИНАТ Специальность 01.03.01 астрометрия и небесная механика Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель –...»

«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...»

«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:...»

«Лыскова Наталья Сергеевна Методы определения масс эллиптических галактик, применимые для больших обзоров 01.03.02 Астрофизика и звёздная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: член-корр РАН, д.ф.-м.н. Чуразов Е.М. Москва, 2015 Оглавление 1 Введение 1.1 Актуальность..................»

«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...»

«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...»







 
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.