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


Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |

«ЗВЕЗД ...»

-- [ Страница 6 ] --

4.7.8 BATSE триггер номер 2463 Триггер номер 2463 согласно работе [61] имеет длительность T90 = 0.049 0.005 сек в соответствии с TTE данными. Как отмечено в данной работе все гамма всплески с T90 100 мс, по-видимому, имеют ряд общих черт, в отличие от основной массы гамма всплесков.

Непрерывное вейвлет преобразование позволяет локализовать колебания во временной и частотной областях. ВЧК начинаются с началом всплеска, и продолжаться в течение всего времени жизни всплеска. На рис. 4.59 показан широкий локальный максимум в окрестности периода Р = 5 мс при достоверности пика на уровне 99%.


Рис. 4.59 также отображает колебания с периодом меняющимся во времени по мере развития вспышки. Колебания начинаются с наступлением всплеска с периодом 4 мс, затем период уменьшается в течение следующих 15 мс до минимума примерно 2 мс. На хвост всплеска мы можем вновь увидеть колебания с периодом около 2 мс. В данном случае явление «чирпа» также указывает на слияние двойной системы, которая в качестве компаньона содержит черную дыру звездной массы.

Рис. 4.59. Временной ряд BATSE триггера 2463 используемый для вейвлет анализа в энергетическом канале 25-50 кэВ с временным разрешением 500 с (нижняя панель). Верхняя панель показывает локальный спектр мощности импульса. Контуры включают регионы с доверительной вероятностью 95%, 99%, 99,5% и больше, соответственно.

4.7.9. Заключение. Обнаружение высокочастотных колебаний в коротких гамма всплесках предоставляет новые перспективы для изучения природы этого загадочного явления. Высокочастотные колебания с периодами в диапазоне миллисекунд и амплитудами несколько десятков процентов светимости всплеска могут быть связаны с аккрецией мусора, образовавшегося после приливного разрушения нейтронной звезды черной дырой в двойной системе. При таком сценарии можно было бы ожидать несколько циклов излучения с орбитальной частотой сначала увеличивающейся, а затем уменьшающейся. Этот феномен «чирпа» действительно наблюдается в гамма вспышках рассмотренных выше.

В наших исследованиях использованы данные, полученные из Научного Архива Научно-исследовательского Центра Астрофизики Высоких Энергий, (HEASARC) Годдардовского Центра Космических Полетов НАСА.

4.8. Обнаружение колебаний оптического послесвечения космической гамма вспышки GRB 090522 C по наблюдениям на Пике Терскол 22 сентября 2005 г. космический аппарат Свифт обнаружил гамма вспышку GRB 050922C. Кривая блеска показывает интенсивный пик шириной T90 = (5 ± 1) сек. Оптический телескоп Нордик получил спектры послесвечения с несколькими линиями поглощения с красным смещением z = 2.17 ± 0.03.

Наблюдение оптического послесвечения GRB 050922 C были проведены в R фильтре с 60-см телескопом, оборудованным ПЗС фотометром на пике Терскол (Северный Кавказ). Величина оптического послесвечения менялась от R 16 до 17.5. В этом разделе сообщается об обнаружении колебаний блеска в послесвечении вспышки. Анализ данных выявил гармонику с периодом 0.0050 ± 0.0003 дней (7,2 мин) в течение времени наблюдений около 0.05 дней (~ 70 мин). Амплитуда колебаний составляет около 0.05 звездных величин.

Предполагается, что вспышка GRB 05092С может быть связана с приливным разрушением белого карлика черной дырой с массой около тысячи солнечных масс. Периодичность в кривой блеска может быть связана с релятивистской прецессией диска аккреции.

Гамма вспышка GRB050922C была обнаружена Введение. 4.8.1.

спутниками Swift, HETE и исследована наземными инструментами. 22 сентября 2005 в 19:55:50 UT аппарат Swift-BAT обнаружил и локализовал вспышку GRB050922C (триггер 156467). Кривая блеска на рис. 4.60 показывает интенсивный широкий пик, начиная с T - 3 до T + 3 сек с двумя субпиками на вершине. Наземные приборы смогли проводить фотометрические и спектральные наблюдения послесвечения в течение нескольких часов. Nordic Optical Telescope (La Palma) получил спектры послесвечения [102]. Он обнаружил нескольких линий поглощения, в том числе сильную линию Лайман альфа, OI + SiII, CII, SiIV, CIV, AlII и AlIII, соответствующих красному смещению z = 2.17 ± 0.03. Если предположить z = 2.17 и стандартную космологическую модель, изотропное энерговыделение составит EISO ~ 8·1052 эрг, максимальная светимость LISO ~ 1.6 · 10 53 эрг / сек.

–  –  –

Рис. 4.60. GRB050922C кривая блеска по наблюдениям НЕТЕ.

Наблюдение оптического транзиента GRB 050922C продолжились на пике Терскол в R фильтре на 60-см телескопе, оснащенном ПЗС камерой 22 сентября 2005, начиная с 20:08:45 UT [46]. Было получено 61 изображение с экспозицией 60 сек в промежутке между 20:08:45 и 21:18:20 UT. Величина транзиента менялась от R 16 до 17.5. В R кривой блеска были обнаружены маломасштабные колебания, описанные ниже.





4.8.3. Результаты. Оригинальные данные и дискретизированные через равноотстоящие интервалы отсчеты приведены на рис 4.61. Для интерполяции мы использовали кусочно-кубический сплайн, чтобы заполнить несколько пробелов внутри первичных данных для проведения Фурье анализа.

Высокочастотные остатки ряда после удаления низкочастотного тренда показаны на рис 4.62. Спектральный анализ остатков со спектральным окном Тьюки отчетливо показывает гармонику с периодом 0.005 дня (7.2 мин), рис.

4.63. Тот же результат с гармоническим периодом 0.005 дня демонстрирует вейвлет спектр мощности на рис 4.64.

Для более наглядного представления этой гармоники мы применили реконструкцию сигнала с использованием непрерывного вейвлет преобразования. Цифровая фильтрация с помощью непрерывного вейвлет преобразование позволяет выделить нестационарный сигнал в соответствующем диапазоне частот. Это дает возможность проанализировать колебание отдельно. Эти результаты показаны на рис. 4.64.

Мы можем заключить, что кривая блеска GRB 050922C в полосе R содержит когерентный сигнал с периодом 0.0050 дня (7.2 мин) в течение времени около

0.05 дня (~ 70 мин). На рис. 4.66 гармонический период 0.0050 ± 0.0003 дня следует из измерения координат максимумов, показанных на рис 4.65.

Амплитуда колебаний составляет около 0.05 звездных величин и сопоставима с точностью фотометрии. Отметим, что Фурье и вейвлет спектры мощности показывают когерентные колебания на доверительном уровне более 99%.

Рис. 4.61. Представлены оригинальная (жирная кривая) и равномерно дискретизированная кривая данных (кружки), чтобы заполнить несколько пробелов внутри первичных данных.

Рис. 4.62. Высокочастотные остатки после удаления полиномиального тренда.

Рис. 4.63. Спектр мощности остатков со спектральным окном Тьюки.

Отчетливо видна гармоника с периодом 0.005 дня (7.2 мин). Пунктирная линия соответствует 99% доверительной границе для шумовых пиков.

Рис. 4.64. Высокочастотные остатки (верхняя панель) и их вейвлет спектр мощности (нижняя панель). Внешние контуры соответствуют 90% и большей доверительной вероятности. Период гармонического сигнала 0.0050 дня.

Сплошные линии показывают конус влияния, где становятся важными краевые эффекты. Мы применяем вейвлет преобразование в соответствии с подходом, изложенном в работе [175].

Рис. 4.65. Реконструированный сигнал (жирная кривая) и исходные данные.

2 коридор ошибок показан пунктирными линиями.

Рис. 4.66. Гармоника с периодом 0.0050 ± 0.0003 дня следует из линейной аппроксимации измерений координат максимумов, показанных на рис. 4.65.

Яркий гамма / рентгеновский всплеск может произойти, Обсуждение.

когда звезда пересекает границу приливного радиуса черной дыры, и разрушается. Разрушение начинается, когда приливное ускорение, вызванное черной дырой, становится сравнимым с собственным ускорением силы тяжести звезды. Кривая блеска образовавшегося звездного «мусора» зависит как от массы и вращения черной дыры, так и разрушенной звезды.

Масштаб времени приливного разрушения примерно равен времени Tff.. Это характерное время коллапса тела действием свободного падения собственного гравитационного притяжения, если не действуют никакие другие силы, способные противостоять коллапсу (4.26) Здесь равно средней плотности тела. Отметим также, что время свободного падения практически совпадает с периодом осцилляций самогравитирующего тела

–  –  –

Численный расчет времени приливного разрушения дает оценку динамического времени разрушения близкую к значениям приведенным выше.

Для Солнца Tff. = 1.78·10 сек = 29.7 мин; для красного карлика класса M5V Tff. = 685 сек = 11.8 мин; для белого карлика и нейтронной звезды солнечной массы Tff. = 1.78 сек и ~ 0.0001 сек = 0.1 мс, соответственно.

Имея в виду приведенную выше оценку времени Tff., мы можем предположить, что гамма вспышка GRB 050922C является результатом приливного разрушения белого карлика черной дырой. Поведение вспышки после разрушения звезды является результатом формирования аккреционного тора вокруг ЧД.

4.8.4. Приливное разрушение белого карлика массивной черной дырой.

Перицентрическое расстояние для разрушения равно

–  –  –

Приливной радиус разрушения для белого карлика солнечной массы и радиуса 0.01·R в зависимости от массы черной дыры показан на рис 4.67.

Перицентрическое расстояние приведено в единицах rg, где rg = 2GMBH/c2 гравитационный радиус черной дыры. Если масса ЧД составляет 10 г, белый карлик погружается в BH без разрушения. Таким образом, мы можем утверждать, что в нашем случае масса ЧД не больше чем 105 солнечных масс.

–  –  –

(4.30) Таким образом, Кеплеровский период в момент разрушения не зависит от массы ЧД. Он зависит только от массы и радиуса самой звезды.

Мы можем суммировать основные выводы следующим образом:

• Кривая блеска всплеска показала несколько пиков, отстоящих друг от друга на 7.2 мин, примерно с 5% периодической модуляцией профиля кривой блеска.

• Периодичность в кривой блеска можно интерпретировать либо как Кеплеровское орбитальное движение, либо как релятивистскую прецессию аккреционного диска.

• Кеплеровский период в момент разрушения слишком мал (Р = 10.08 сек), чтобы быть полезным. Примечательно, что он также не зависит от массы BH.

Таким образом, можно заключить, что периодичности в кривой блеска можно отождествить с релятивистской прецессией аккреционного диска. Этот эффект не имеет аналога в классической механике. Прецессия в системе координат удаленного наблюдателя дается выражением [130]

–  –  –

Этого уравнения не хватало для оценки массы ЧД.

Почему мы используем релятивистскую прецессию? Даже умеренного значения эксцентриситета орбиты «мусора» достаточно, чтобы объяснить модуляцию кривой блеска всплеска из-за отсутствия симметрии.

Наконец мы можем оценить массу ЧД ~ 103 M. Гравитационный радиус черной дыры составляет около 1800 км. Размер аккреционного диска равный приливному радиусу разрушения в 32.6 раз больше.

Краткий итог настоящего раздела состоит в следующем.

• GRB050922C мог возникнуть в результате приливного разрушения белого карлика массивной черной дырой.

• Мы можем заключить, что оптическое послесвечение GRB050922C подтверждает существование черных дыр промежуточной массы, около тысячи солнечных масс.

• Периодичность в кривой блеска можно отождествить с релятивистской прецессией аккреционного диска.

• Как выделение энергии (ЕISO ~ 8·1052 эрг), так и оценка динамического масштаба времени всплеска (несколько секунд) хорошо согласуются с моделью приливного разрушения белого карлика массивной черной дырой.

ГЛАВА 5

ПРИКЛАДНЫЕ ВОПРОСЫ БЫСТРОЙ ФОТОМЕТРИИ ЗВЕЗД

В настоящем разделе приводится описание основного Введение.

материального элемента Синхронной Сети Телескопов - скоростного двухканального фотометра ОСТАП-Б (Однофотонный Статистический Анализатор Переменности Блеска), созданного под руководством и при участии диссертанта.

Важным компонентом всех исследований по быстрой маломасштабной переменности звезд являются вопросы точности наземной фотометрии. Эта тема представляет большой самостоятельный интерес. Ей посвящена вторая часть главы.

Синхронная Сеть Телескопов предоставляет эксклюзивные возможности по исследованию сверхвысокочастотной (СВЧ) переменности небесных тел.

Ограничением по частоте является только фазовая стабильность генератора, задающего частоту сигнала времени выборки фотометра. Современные GPS технологии обеспечивают фазовую стабильность на уровне около 150 наносекунд. Таким образом, скоростная фотометрия вплоть до границы частот 1 Мегагерц представляется вполне реальным делом. Потенциальные возможности СВЧ фотометрии обсуждаются в третьей части главы.

5.1. Скоростной двухканальный фотометр ОСТАП-Б Приведено описание оптико-механического блока и системы регистрации данных скоростного двухканального фотометра. Прибор рассчитан на решение задач точной фотометрии и регистрации быстрых процессов в звездах в двух цветах.

–  –  –

насчитывает уже несколько десятилетий. Однако новые системы не завоевали доминирующего положения в фотометрии звезд, не раскрыли полностью своих возможностей. Значительное распространение получили многолучевые приборы, работающие с одним объектом в нескольких цветах. Идеологически они остаются одноканальными системами. Двух- и трехканальные фотометры, рассчитанные на одновременное наблюдение звезды, звезды сравнения и фона, получили меньшее распространение. Они требуют особой технологии наблюдений и обработки данных, нового менталитета в фотометрии. Эти системы способны значительно повысить точность фотометрии за счет подавления атмосферных помех. Многоканальные и многолучевые фотометры требуют высокой степени автоматизации и, как правило, яв- ляются скоростными системами.

Прибор, описанный в настоящем разделе, рассчитан на решение задач точной фотометрии, а также регистрации в двух цветах быстрых процессов в звездах (~ 1 кГц). Прототипами прибора являются скоростные двухканальные фотометры обсерватории Мак Дональд [183] и обсерватории Асьяго [54].

Фотометр разработан, изготовлен и испытан в Главной астрономической обсерватории АН УССР в 1980—1986 гг. В 1987 г. установлен на 60-см телескопе фирмы «Карл Цейсс» на высокогорной обсерватории «Пик Терскол»

в Приэльбрусье (3100 м). В настоящее время он штатный прибор 2 м телескопа на пике Терскол.

Оптико-механический блок (ОМБ)

Оптическая схема навесного блока фотометра представлена на рис. 4.68.

Световые потоки от двух источников направляются в два канала фотометра отклоняющими призмами 1. Изображения участков небесной сферы строятся в плоскостях диафрагм 3 и сетки 9. Пройдя через одну из четырех диафрагм (0,25; 0,5; 1,0; 3,0 мм), поток проходит через заданный светофильтр турели фильтров 4 и собирается с помощью линзы поля 5 на фотокатоде ФЭУ 6.

Рис. 4.68. Оптическая схема навесного блока фотометра Изображение небесной сферы на сетке позволяет наблюдателю осуществить наведение на объект с помощью окуляра 10. Путем поворота фотометра в позиционном подшипнике объекты устанавливаются на главной координатной линии сетки 9, совпадающей с направлением оптических осей фотометрических каналов. Перемещением канала на отметку координатной линии сетки 9 объект вводится в поле зрения окуляра системы подсмотра, образованной зеркальной поверхностью диафрагм 3, зеркалом 2 и микроскопом

7. Объект наводится на крест нитей микроскопа, после чего устанавливается рабочая диафрагма.

Оставшаяся часть изображения небесной сферы на сетке 9 при помощи откидного зеркала 8, зеркала 11, объектива микроскопа 7 проектируется в фокальной плоскости окуляра микроскопа 7. Микроскоп наводится на объект гидирования с помощью двухкоординатного столика.

Для фотометрии одного объекта в двух каналах в разных фильтрах в фотометр устанавливается блок светоделителя 12. Гидирование производится, как и в случае фотометрии двух объектов.

Для калибровки фотометрических каналов на ФЭУ может быть направлен поток от эталонного радиолюминесцентного источника с максимумом спектра излучения на длине волны 430 нм. Временная нестабильность источника не более 3% в год. Температурный коэффициент изменения светового потока 0.04% град-1. Источники располагаются в одной из ячеек турели светофильтров. Для уменьшения температурных влияний турель светофильтров помещена в термостат.

Количество установочных мест в турели фильтров — восемь.

Установлены три штатных фильтра U, B, V, узкополосные интерференционные фильтры. Перемещение турели осуществляется по команде ЭВМ или с пульта управления пьезодвигателями с электромеханической постоянной времени 200 мкс. Время установки фильтра из любого положения не более 0.25 с.

В каналах фотометра могут использоваться ФЭУ-79, ФЭУ-136, EMI.

Предварительный усилитель ФЭУ имеет полосу частот до 30 МГц.

Интегральный дискриминатор позволяет устанавливать верхний и нижний уровень дискриминации импульсов ФЭУ в пределах от нуля до максимального значения амплитуды. Модуль высоковольтного питания ФЭУ позволяет регулировать напряжение в интервале 1000 - 2000 В, пульсации выходного напряжения не более 0,005%. Подбором напряжений питания и уровней дискриминации ФЭУ настроены на режим одноэлектронной регистрации. Блок электроники ФЭУ формирует выходные импульсы положительной полярности амплитудой 4 ± 0,5 В на нагрузке 50 Ом, Импульсы по кабелю длиной 20 м подаются в систему регистрации фотометра.

Рис. 4.69. Функциональная схема системы регистрации данных

5.1.2. Система регистрации данных (СРД). СРД предназначена для автоматического выполнения наблюдений звезд в двух каналах фотометра под управлением ЭВМ. Осуществляет прием от ЭВМ управляющего слова в параллельном двоичном коде, управляющих и информационных сигналов от ЭВМ и блоков фотометра и автоматически реализует счет импульсов с ФЭУ, смену фильтров, запись и индикацию результатов счета и состояния системы.

Конструктивно СРД выполнен в виде отдельного блока, размещаемого в отапливаемом помещении, соединенною кабелями связи с подвесным блоком фотометра и управляющей ЭВМ. Блок содержит шесть электронных плат, лицевую панель с органами управления и индикации, заднюю панель с элементами коммуникации.

Функциональная схема СРД приведена на рис. 4.69. Регистр управления (РУ) осуществляет прием данных и управляющих сигналов от ЭВМ. преобразует их в сигналы управления блоками СРД. РУ представляет собой 8-битовый регистр памяти. Данные в РУ поступают от ЭВМ или с узла ручной установки на лицевой панели СРД.

Блок времени (БВ) вырабатывает сигналы управления счетчиками импульсов и фильтрами. Формирует необходимые сигналы управления из внешних импульсных сигналов системы времени фотометра. Обеспечивает ручное управление функциями «ПУСК», «СТОЛ», «СТОП аварийный».

Блок счетчиков импульсов (БСИ) осуществляет непрерывный счет импульсов с ФЭУ, отображает данные счета на лицевой панели СРД, под готавливает передачу данных счета через коммутатор в память ЭВМ. Счетчики импульсов организованы в две 16-разрядные группы. В то время как счетчики первой группы закончили пересчет импульсов и готовы к операциям с управляющей программой, счет автоматически продолжают счетчики второй группы.

Блок счетчика времени (БСВ) обеспечивает счет секундного времени.

Счетчик может быть прочитан управляющей программой ЭВМ. Он же может быть использован в качестве регистра текущего адреса при синхронном детектировании периодического источника излучения в одном из каналов фотометра.

Внешние сигналы времени позволяют с помощью блока БВ установить необходимую частоту опроса счетчиков квантов и время смены фильтров с высокой фазовой стабильностью. В качестве источника импульсных сигналов времени используются кварцованные частоты делителя частоты Ф5093. При необходимости делитель синхронизируется рубидиевым стандартом частоты с ходом ~ 2 мкс в сутки.

Регистр состояния (РС) предназначен для формирования слова состояния СРД. РС доступен для чтения ЭВМ. Анализ РС позволяет управляющей программе принимать решения об управлении СРД. РС формирует сигналы готовности счетчиков и фильтров, коды фильтров, переполнения счетчиков. По инициативе оператора с пульта управления могут быть вручную установлены четыре информационных бита РС. В очередном цикле обмена с ЭВМ дополнительная информация будет воспринята управляющей программой.

Таким образом, оператор может передать управляющей программе до 16 директив, не останавливая программу наблюдений.

Кроме построения кривых блеска двух источников излучения в памяти ЭВМ фотометр позволяет осуществлять ряд специальных режимов наблюдений.

Режим однофотонной регистрации.

Приход каждого кванта вызывает запись показаний счетчика времени в буфер и прерывание ЭВМ. Управляющая программа регистрирует интервалы между отсчетами с точностью ~5·10-7 с. Система времени позволяет осуществлять привязку каждого события к шкале ЦТС с точностью до 100 мкс.

Режим подавления мультипликативных помех. Используется при высокоточных определениях цвета звезд с подавлением шума мерцаний. Фотометр работает в режиме наблюдений одного объекта в двух лучах, осуществляет автоматическое деление показаний счетчиков квантов первого и второго каналов друг на друга. Счетчики одного канала в этом режиме являются ведущими, другого — ведомыми. С пульта управления может быть установлено число импульсов (10, 100, 1000), по достижении которого ведущий счетчик остановит счет ведомого. Поскольку флуктуации мерцаний звезд обладают высокой корреляцией в разных цветах, такой операционный режим приводит к подавлению мультипликативной помехи в ведомом канале.

Для эффективного ослабления мерцаний частота опроса счетчиков выбирается в области 20 — 50 Гц. Управляющая программа интегрирует показания ведомого счетчика.

Режим синхронной фотометрии. Осуществляет построение кривой блеска периодического источника в памяти ЭВМ. Счетчик времени ведет счет импульсов опорной частоты и регулярно сбрасывается с периодом, равным периоду источника. Импульс ФЭУ стробирует буфер регистра СВ и инициирует прерывание ЭВМ. Показание СВ используется как адрес ячейки памяти, программа инкриминирует содержание этой ячейки. Таким образом, в памяти организуется сканирование адресного пространства с периодом, равным периоду источника, и синхронное накопление кривой блеска в цифровой форме.

Синтез инструментального периода обеспечивается системой времени фотометра с точностью 1/f, где f — опорная частота генератора. Точность синтезированного периода может быть повышена «в среднем» в 1000 раз с помощью узла нониусного корректора СРД. Узел осуществляет фазовую коррекцию инструментального периода путем врезки дополнительных бланкируюших импульсов.

Алгоритм управления СРД при построении кривых блеска состоит в следующем, ЭВМ загружает в РУ слово управления, переключает коммутатор (К) на чтение регистра состояния и ожидает появления сигнала готовности счетчиков импульсов ФЭУ, анализирует биты аварии, стопа, коды фильтров, директив оператора. С появлением сигнала готовности коммутатор переключается на чтение счетчиков первого и второго каналов фотометра, показания записываются в память, счетчики сбрасываются. Цикл повторяется.

При тактовой частоте ЭВМ, равной 2 МГц, управляющая программа обеспечивает построение кривой блеска с частотой 1 кГц.

Блок автоматического 5.1.3. Сервисные модули фотометра.

регулирования температуры фотокатода ФЭУ обеспечивает термостатирование фотокатода с помощью термоэлектрической батареи от 0 до —50° С.

Температура термостатирования задается дискретно через 1° С, точность поддержания температуры ± 0,5° С.

Модуль преобразования напряжения в частоту служит для дистанционного контроля высокого напряжения питания ФЭУ. Принцип действия — пропорциональное преобразование сигнального напряжения в частоту для дальнейшего контроля штатным частотомером.

Блоки питания оформлены в виде кассет, вырабатывают стабилизированные напряжения +15, +5, +27 В для питания электроники системы регистрации данных, генераторов пьезодвигателей, высоковольтных источников, электродвигателя поворота навесного блока, электроники ФЭУ, подсвета шкал и элементов оптики.

Приборы системы времени фотометра

В блок СРД от внешних приборов поступает ряд импульсных сигналов времени, из которых вырабатываются сигналы управления счетчиками импульсов, запуска движения фильтров, обработки команд «ПУСК», «СТОП», «СТОП АВАРИЙНЫЙ».

Импульсный сигнал делителя частоты Ф5093 через программируемый счетчик Ф5007 преобразуется в импульсные сигналы разрешения счета счетчиков фотонов. Выбором коэффициента деления время экспозиции счетчиков может устанавливаться от 1 мкс и выше с шагом 1 мкс. В режиме периодической смены фильтров делитель частоты вырабатывает сигналы начала и конца счета, жестко связанные по фазе с частотой fвр. Эти сигналы задают промежуток времени для перемещения фильтров. Таким образом, достигается дисциплина высокой фазовой стабильности всех временных соотношений в работе счетчиков импульсов и фильтров.

В качестве электронных часов служит сияхронометр 47-15. Счет сигналов времени осуществляет счетчик времени СРД. Шкала времени синхронометра может быть привязана к шкале UTC с точностью ~ 100 мкс путем приема сигналов точного времени. Таким образом, любое фотометрическое событие в процессе наблюдений может быть привязано к шкале всемирного времени. В режиме синхронной фотометрии импульсный сигнал времени fвр синхронизируется атомным стандартом частоты 41-50.

5.1.4. Технические характеристики фотометраю Натурные.испытания фотометра проводились на телескопе АЗТ-2 в Киеве и на телескопе Цейсс-600 высокогорной наблюдательной базы «Пик Терскол» (3100 м).

Эффективность счета квантов в полосе V системы «атмосфера (z = 0) — телескоп — фотометр» в обоих каналах составляет около 2%.

Статистика фотоотсчетов по измерениям радиолюминесцентных источников — локально пуассоновская, ошибки измерений определяются статистикой квантов.

Относительные дрейфы чувствительностей каналов измерялись по наблюдениям одной звезды в двух каналах с одинаковыми узкополосными фильтрами. Ясно, что отношение отсчетов при этом будет отражать нестабильность каналов, вызванную вариациями температуры, изменением пространственного положения телескопа и другими причинами. В установившемся режиме относительные дрейфы каналов не превосходят 0.002m на протяжении 20 мин. По измерениям в тождественных условиях (внешняя температура, положение телескопа) вариации относительной чувствительности каналов не превосходят величины 0.005 m на интервале в две недели.

Максимальная скорость записи кривой блеска с управляющей ЭВМ МС0401 (тактовая частота 2 МГц) составила 1 кГц. В настоящее время скорость записи повысилась до 25 кГц с использованием современных ЭВМ и ДОС реального времени.

Диссертант выражает глубокую благодарность Л. М. Шульману, В. Н. Петухову, М. Л. Вексланду, Н. А. Еременко, Л. В. Рыбальченко за помощь при разработке и создании фотометра.

5.2. Что ограничивает точность наземной фотометрии

Никто не достиг фотометрической точности лучше, чем 0.001 звездной величины на наземных телескопах. В то же время следует потратить только несколько секунд времени, чтобы зарегистрировать миллион фотонов от любой яркой звезды и формально достичь Пуассоновской точности в 0.001 звездной величины. Инструментальная точность определения координат на наземных телескопах, оснащенных ПЗС камерами, также не лучше 0.1 – 0.2 угловой секунды. Многие факторы, ограничивающие точность звездной фотометрии и астрометрии, накладываются и действуют одновременно. В настоящем разделе мы показываем, что движения изображений звезд (stellar image motions - SIM), обнаруженных авторами в работе [203], может быть барьером как для высокоточной фотометрии, так и астрометрии с наземными инструментами.

Необходимо отметить, что шанс обнаружить движения изображений звезд (SIM) есть только при синхронных наблюдениях на нескольких телескопах.

Измерения SIM проводились путем регистрации изображения звезды вблизи края диафрагмы фотометра, играющий роль оптический ножа. Спектры мощности SIM показывают периодические изменения на масштабах от нескольких секунд до нескольких минут, и обычно имеют амплитуды несколько десятых долей угловой секунды. Очевидно, что движения изображений в течение времени накопления сигнала может приводить к фотометрическим ошибкам и ограничить точность определения координат. Природа SIM остается неясной. Важным моментом является то, что смещения изображений, измеренных синхронно на различных телескопах, демонстрируют сильную корреляцию. Особое внимание уделяется проблемам обнаружения SIM и оценкам их амплитудно-частотных характеристик с Синхронной Сетью Телескопов.

5.2.1. Введение. Как отмечено в работе [99], отношение сигнал/шум S/N в звездной фотометрии увеличивается только до определенной степени с увеличением времени интегрирования. Дальнейшее интегрирование с 40 с может уменьшать значения S/N. S/N редко бывает выше, чем 200 (точность лучше, чем 0.005 звездной величины). Средняя внешняя ошибка дифференциальной фотометрии звезд 0.0017 звездной величины, достигнутая в работе [126] в конце 1980-х годов на роботизированных телескопах, кажется, до сих пор остается верхним пределом точности наземной фотометрии.

Сделаем одно важное замечание: здесь мы говорим об оценке постоянной составляющей блеска звезды. Амплитуды гармонических компонент могут быть измерены с намного большей точностью.

Аналогичным образом, инструментальная точность определения координат с наземными телескопами, оснащенными ПЗС камерами, как правило, не превышает 0.1 – 0.2 секунды дуги [100].

Такая точность является недостаточной для многих исследований в области астрономии и астрофизики, в частности, для поиска планетарных спутников звезд солнечного типа, звездной активности и других проблем.

В работе [186] дан исчерпывающий перечень факторов, ограничивающих точность дифференциальной фотометрии звезд. Авторы работы предлагают внедрение 15 рекомендаций для достижения точности наземной фотометрии на уровне 0.001 звездной величины или лучше. Они предлагают, в частности:

обеспечение регулируемой температуры для детектора и фильтров;

использования нескольких звезд сравнения; использования короткого времени интегрирования сигнала; измерения экстинкции несколько раз в час, использования набора фильтров, которые удовлетворяют теореме отсчетов;

использования центрирования ПЗС камер, использования большого размера фокальной диафрагмы и т.д.

Можно предположить, что множество деталей устройства фотометра, электроники и т.д., могут создавать проблемы на уровне 0.001 звездной величины или ниже. Основной вклад в бюджет ошибок на уровне 0.001 звездной величины могут вносить такие источники шума, как неоднородности центрирования звезды, неточности в часовом ведении и гидировании, кратковременные вариации экстинкции. Точные значения этих ошибок, как правило, неизвестны. На самом деле, эти эффекты могут быть наложены и происходить одновременно. Их совместное действие приводит к вариациям интенсивности сигнала. Это ограничивает точность, которая может быть достигнута. Поэтому необходимо разрабатывать специальные методы для уменьшения все этих эффектов до уровня около одной десятой доли процента.

Мы намерены показать, что представляется возможным достигнуть этого уровня с использованием апостериорного анализа на основе надлежащей обработки данных.

Приборы с зарядовой связью (ПЗС) также имеют нерешенные проблемы с точностью фотометрии на уровне 0.001 звездной величины. Как обсуждается в работе [186], интрапиксельные неоднородности, малое значение зарядовой емкости требуют использования довольно больших размеров изображений звезд для достижения высокой точности. Проблемы с протяженными крыльями изображений звезд также требуют больших фокальных апертур. Но это вносит дополнительные ошибки, связанные с фоном неба и слабыми звездами, которые могут быть и не обнаруженными на снимках. Как показано в работе [90], на ансамбле звезд в скоплении M67, все эти проблемы не позволяют улучшить точность фотометрии с ПЗС приемниками лучше, чем 0.002 звездной величины. Отметим, что речь при этом идет о постоянной составляющей блеска звезды, определяемой как ее среднее значение.

Инструментальная точность определения координат непосредственно связана с фотометрической точностью. Измерения положения звезды связано с профилем ПЗС изображения объекта. Таким образом, случайные фотометрические ошибки вносят прямой вклад в бюджет ошибок определения координат. Практически, точность редко бывает лучше, чем 0.1 угловой секунды дуги, а часто и хуже.

Один из факторов, приводимых в работе [198], состоит в том, что фактическая интенсивность звезды, наблюдаемая на земле, является нестационарным случайным процессом на различных временных масштабах. В связи с этим не существует строгого в математическом смысле того, что "яркость звезды".

означается как Только стационарный эргодический случайный процесс характеризуется постоянными значениями всех своих статистических моментов. При этом значения моментов могут быть строго вычислены экспериментально, в принципе с какой угодно точностью. Для нестационарного случайного процесса некоторые статистические моменты могут не существовать вообще. Среди них может быть и первый момент, который мы отождествляем со средним значением. В нашем случае "яркость звезды" и может оказаться в роли такого среднего значения, которое не существуем в строгом математическом смысле. Однако обсуждение этого вопроса и его отношение к точности фотометрии выходит далеко за рамки этого раздела. Отметим только, что теорема гласит, что для нестационарного неэргодического случайного процесса оценка первого момента (среднего значения) как среднеарифметического значения не является состоятельной оценкой. Более того в этом случае не существует способа получения оценки первого момента [1, 9]. Ниже мы увидим, что несостоятельность оценки следует и из наблюдений (рис. 4.70, 4.71). Оценка называется состоятельной, если при увеличении объема выборки оценка сходится по вероятности к значению оцениваемого параметра. В нашем же случае увеличении объема выборки не улучшает оценки.

Практически проблема заключается в том, как мы можем экспериментально оценить и улучшить точность фотометрии. Техника «точечных спектров», представленная в этом разделе, содержит полезный набор инструментов для повышения точности дифференциальной фотометрии звезд на практике. Отношение сигнал/шум S/N в зависимости от времени интегрирования подчиняется хорошо известному соотношению S/N() ~ для строго стационарных случайных процессов. Стандартная ошибка наблюдений является обратной величиной отношения сигнал/шум S/N. Таким образом, ошибки в звездной фотометрии должны уменьшаться, как это может показаться, с показателем степени - от времени интегрирования. На самом деле это не так. Техника «точечных спектров» позволяет: (1) найти оптимальное значение времени интегрирования, (2) достичь максимума отношения сигнал/шум. Таким образом, мы в состоянии определить яркость программой звезды по отношению к звезде сравнения с наилучшей возможной точностью.

–  –  –

Такой режим усреднения мощности по конечному отрезку времени обеспечивает простой метод для оценки инструментальной погрешности в соответствующей частотной области, связанной с временем интегрирования = N t. Положим N = 3. Это минимальное значение определяет так называемый

–  –  –

где индексы 1, 2 относятся к программной звезде и звезде сравнения. Рис.

4.40, 4.71 демонстрируют относительные фотометрические ошибки в зависимости от текущего времени накопления для двух близких звезд при наблюдениях с высокоскоростным двухканальным фотометром. Мы рассчитали также фотометрические ошибки для псевдо наблюдений с Пуассоновским распределением отсчетов со средним значением, равным среднему отдельных данных наблюдений, которые можно рассматривать в качестве нижнего предела для точности звездной фотометрии. Мы можем улучшать точность путем поиска значения времени интегрирования, для которого фотометрические ошибки достигают минимума или согласуются с пуассоновской моделью.

Повышение точности вплоть до фундаментального предела точности нуждается в особой методике, разработанной в данной работе. Этот метод должен удовлетворять следующим требованиям: (1) программная звезда и звезда сравнения должны быть измерены одновременно; (2) для того, чтобы преодолеть эффект вариаций интенсивности мы должны искать значение характерного времени интегрирования сигнала, для которого среднеквадратическая ошибка достигает минимума. Мы можем заключить, что влияние вариаций интенсивности могут быть подавлены в значительной части за счет интеграции в течение определенного времени, равного некоторому характерному «периоду» вариаций. Следует отметить, однако, что нахождение этого характерного «периода» требует оценки спектра мощности ошибок для данных измерений и инспекции диаграмм, как показано на рис. 4.71.

5.2.3. Наблюдения. Фотометрические наблюдения проводились на 2-м телескопе Zeiss RCC, телескопе Zeiss-600 (оснащенных двухканальным фотометром), на высокогорной обсерватории Терскол (3100 м), на 1.25 м телескопе Кассегрена АЗТ-11 (оснащен UBVRI фотометром-поляриметром) и 50-дюймовом телескопе Кассегрена (оснащен двухканальным фотометром) в Крымской астрофизической обсерватории. Большинство наблюдений проводились в фильтре U с временем интеграции 0.1 сек. Программными звездами в ряде случаев были переменные R CrB, OP And в состоянии покоя и их звезды сравнения, расположенные на расстоянии около 20 угловых минут.

Эти медленные переменные можно рассматривать как постоянные фотометрические мишени на временных масштабах, представляющих интерес.

Как мы уже упоминали, движения изображений звездн (SIM, stellar image mottion), имеют шанс быть обнаруженными только с помощью синхронных наблюдений с несколькими телескопами. Наблюдения SIM были сделаны с вышеупомянутыми телескопами в синхронном режиме. Одновременная работа телескопов было осуществлена путем синхронизации с точностью до 0.1 с.

Измерения SIM проводились с помощью регистрации изображения звезды вблизи края диафрагмы, играющей роль оптического ножа. Пороговая чувствительность этого метода может достигать нескольких сотых долей секунды дуги. Эта тема подробно рассматривается в работе диссертанта [203].

Экспериментальные 5.2.4. Измерение фотометрических ошибок.

измерения фотометрической точности относительно времени интегрирования показаны на рис. 4.70, 4.71. Относительная погрешность в звездных величинах дифференциальной фотометрии звезд выражена как функция времени интегрирования.

На рис. 4.70 показаны типичные значения внутренних ошибок, полученных с 60 см телескопом Кассегрена на пике Терскол. На верхней панели демонстрируются инструментальные погрешности для двух ярких звезд, имеющих близкие величины в полосе U (R CrB в покое и ее опорная звезда).

Нижняя панель показывает небольшую часть верхних кривых. Можно видеть, что фотометрические ошибки двух близких звезд не уменьшаются со временем и колеблются вокруг значения ~ 0.003 звездной величины с периодом около 2.2 сек. Кроме того, временное поведение двух близких звезд демонстрирует значительную корреляцию.

На рис. 4.71 показаны типичные значения ошибок, полученных с 2-м телескопом на пике Терскол. Верхняя кривая (квадраты) показывает внутренние инструментальные погрешности для двух ярких звезд, имеющих сходные U величины (OP And в покое и ее опорной звезды). Нижняя кривая ошибок представляет данные моделирования. Они взяты из выборки с гауссовским распределением с тем же средним и ковариационной функцией, как и реальные данные.

Несложно видеть, что ошибка уменьшается пропорционально степени от времени интегрирования сигнала. Гладкая нижняя кривая соответствует точному решению для строго стационарных случайных шумов с распределением Пуассона. Этот эксперимент показывает, что фотометрические Рис. 4.70. R CrB (квадраты) и ее опорная звезда (кружки). 60 см телескоп в обсерватории пик Терскол. Отчетливо видна гармоника с периодом 2.2 с (0.45 Гц).

ошибки не уменьшаются со временем и через время накопления около 60 сек, колеблются примерно около 0.002 звездной величины. Инструментальная кривая ошибок практически всегда располагается выше фундаментальной кривой, ограниченной количеством зарегистрированных фотонов. Последнее может быть достигнуто, пожалуй, только для некоторых частных значений времени накопления. Мы можем принять эти кривые в качестве оптимальной оценки времени интегрирования для достижения максимального отношения сигнал/шум.

Сопоставление данных наблюдений для ярких звезд и прогноз, основанный на псевдо наблюдениях с распределением Пуассона (см. рис. 4.71) Рис. 4.71. OP And (квадраты), и ее опорная звезда (кружки). Модельные данные (сплошная кривая). 2 м телескоп в обсерватории на пике Терскол.

показало, что точность наземной фотометрии ограничивается квантовой природой света при низких временах интеграции. Для средних и больших времен интегрирования в качестве потенциальной гипотезы можно принять предположение, что фактическая интенсивность звездного излучения не может больше рассматриваться как стационарный случайный процесс, но, как нестационарный процесс. Это приводит к ряду интересных выводов. В частности, звездная величина любой звезды может иметь некоторую фундаментальную неопределенность, которая не может быть улучшена в принципе.

Экспериментальные измерения фотометрической точности оставляют без ответа основной вопрос: что ограничивает точность наземной звездной фотометрии? Коррелированные вариации яркости двух соседних звезд на расстоянии десятков минут дуги отражают новое явление, а именно движение изображений звезд в фокальной плоскости телескопов. Далее мы покажем, что инструментальные координаты звезды на самом деле не остаются постоянными.

При тестировании 5.2.5. Измерение движений изображений звезд.

возможностей для достижения наивысшей точности звездной фотометрии, планеты гиганты и их спутников были выбраны в качестве фотометрических мишеней с априорно постоянной освещенностью для некоторых коротких отрезков времени. Неожиданно было обнаружено, что они показывают явные признаки короткопериодических колебаний яркости. Синхронный мониторинг на двух телескопах дал нам доказательства коррелированных вариаций блеска Юпитера и его спутника Европы, а также Сатурна и его спутника Реи. Стало очевидным, что вариации блеска планет Солнечной системы дают нам пример некой неизвестной универсальности. Были найдены четко определенные колебания с периодом от нескольких секунд до десятков секунд и амплитудами несколько тысячных звездной величины. Колебания, наблюденные с удаленными телескопами, показали четкое совпадение не только по частоте, но и по фазе. Они показывали также хорошее совпадение свойств модуляции.

Детальное обсуждение этих вопросов можно найти в работах автора [203, 206].

На рис. 4.72 показан пример синхронного мониторинга на двух телескопах Юпитера 9 августа 1999 года (центральной области диска планеты).

Используемыми инструментами были: 2-м телескоп на пике Терскол на Северном Кавказе и 1.25 м рефлектор АЗТ-11 в Крымской обсерватории.

Наблюдения были получены в полосе U с временем выборки 0.1 сек.

Одновременная работа телескопов была синхронизирована с точностью до 0.1 сек. На рис. 4.73 - аналогичные данные для Сатурна и его спутника Реи от 15 сентября 2001 года.

Как мы уже упоминали, есть некоторые признаки того, что наблюдаемая переменность связана с движением изображений звезд в фокальной плоскости телескопа, хотя точный механизм явления остается неясным. Рис. 4.74 и 4.75 показывают, как SIM можно обнаружить с помощью синхронных наблюдений на двух телескопах. Измерения SIM проводились путем регистрации изображения звезды вблизи края диафрагмы, играющей роль оптического ножа.

Рис. 4.74, 4.75 отражает модуляцию света от звезды поля PPM 119 406, по одновременным наблюдениям на 1,25 м рефлекторе АЗТ-11 и 50-дюймовом телескопе, находящихся на расстоянии примерно 100 метров друг от друга в Крымской астрофизической обсерватории 30 сентября и 1 октября 2003 года соответственно. Важным моментом является то, что изображения смещаются синхронно в системах отсчета связанных с телескопом. Кроме того они демонстрируют сильную корреляцию. Вполне очевидны четко выраженные колебания со средним периодом 20.3 ± 1.0 сек в обе ночи наблюдений. В этих случаях качество изображения составляло около 2 угловых секунд. Используя аппроксимацию изображения звезды гауссовской кривой, амплитуда SIM колебаний может быть найдена равной примерно 0.2 угловой секунды.

Подобные смещения остаются ниже уровня обнаружения при наблюдениях с одним телескопом, поскольку они намного меньше размера самих звездных изображений. В то же время значительная корреляция смещений изображений в результате наблюдения с двумя телескопами является очень сильным аргументом в пользу реальности SIM. Следует также подчеркнуть, что движение изображений фиксируется не только на близко расположенных телескопах, как видно на примере КрАО, но и на телескопах, удаленных друг от друга на тысячу километров.

Рис. 4.72. Вариации блеска Юпитера по данным синхронного мониторинга на двух удаленных телескопах (Крым – Терскол) 9 августа 1999 года.

Прямой метод измерения фотометрических 5.2.6. Обсуждение.

ошибок в зависимости от времени накопления позволяет с оптимальной точностью определять яркость любой звезды в каждом сете наблюдений. Этот метод может улучшить точность звездной фотометрии, скажем, от двух до пяти раз по сравнению со стандартными методами. В принципе, инструментальная погрешность может быть уменьшена до предела, определяемого статистикой фотонов. В любом случае предложенный метод позволяет получить фотометрию с меньшими фотометрическими ошибками.

Рис. 4.73. Вариации блеска Сатурна (ромбы, Терскол, 2-м телескоп) и спутника Сатурна Реи (сплошная кривая, Крым, АЗТ-11) по данным синхронного мониторинга на двух удаленных телескопах 15 сентября 2001 года.

Трудности начинаются с SIM, эффекта движения изображений звезд в фокальной плоскости телескопа. Можно ли наблюдать SIM непосредственно?

Следует отметить, что все результаты, представленные здесь, получены экспериментальным путем на малых наземных телескопах. SIM можно наблюдать с использованием подходящего метода. Для этого необходимы наблюдения с несколькими удаленными телескопами, поскольку амплитуды SIM, по крайней мере, на порядок меньше, чем размеры звездных изображений.

Наблюдения с одним телескопом не позволяют выявить источник ошибок.

Как видно на рис. 4.72 - 4.75 фотометрические временные вариации и оценки координат можно рассматривать как нестационарные случайные процессы. Это означает, что уровни яркости и инструментальные координаты любой звезды не могут быть предсказаны с полной уверенностью и имеют некоторую фундаментальную неопределенность. Внутренняя ошибка дифференциальной фотометрии звезд, определенная по паре постоянных звезд не лучше чем ± 0.002 звездной величины. Неопределенность инструментальных координат, как отчетливо видно на рис. 4.74 и 4.75, составляет порядка ± 0.2 угловой секунды. Можно заключить, что эти неопределенности связаны с движениями звездных изображений.

Рис. 4.74. Демонстрация коррелированного движения изображения звезды PPM 119406 по одновременным наблюдениям на двух телескопах.

Наши вышеупомянутые тесты показали, что вариации яркости достаточно удаленных звезд демонстрируют корреляцию. Можно ли считать, что этот эффект отражает некоторые особенности системы отсчета связанной с телескопом? Общеизвестно, что глобальные РСДБ наблюдения обеспечивают

Рис. 4.75. Так же, что и на рис. 4.74 для другой даты наблюдений.

угловое разрешение в диапазон миллисекунд дуги. Hipparcos дает положение звезд с точностью до 30 миллисекунд дуги или около того. Большинство интерферометрических антенн для видимых и инфракрасных изображений нацелены на угловое разрешение в диапазоне 1-10 миллисекунд дуги. Наш вывод о неопределенности в инструментальных координатах не находится в конфликте с результатами РСДБ и Hipparcos, поскольку измерения последних являются дифференциальными по своему характеру. Например, в интерферометрических устройствах вариации угла наклона падающего света, как правило, устраняются отслеживанием источника света путем компьютерного управления зеркалом наклона (tilt mirror). Положения звезд в Hipparcos также измерялись путем регистрации угла между источниками света.



Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |


Похожие работы:

«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:...»

«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...»

«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...»

«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...»

«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 –...»

«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...»

«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 №...»

«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..................»

«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...»

«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...»

«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...»

«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.