Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://mavr.sao.ru/hq/ssl/UVatlas/node3.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Tue Oct 2 07:10:43 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: rocket

Требования к наблюдательному материалу

Хотя общая картина образования элементов стала ясна в общих чертах еще со времен первых работ по исследованию химического состава, практическую значимость исследования в этой области приобрели лишь после массового ввода в астрономическую практику новых твердотельных малошумящих светоприемников - полупроводниковых приборов с зарядовой связью (ПЗС). Именно технология ПЗС позволила расширить область применения спектрографов высокого разрешения в наблюдениях значительного числа слабых звезд, среди которых методами фотометрии и в специализированных обзорах с низким спектральным разрешением выделены звезды третьего поколения. Вслед за применением ПЗС на старых реконструированных спектрографах, разработанных под светоприемники предыдущих поколений, были созданы новые спектрографы, оптимально приспособленные под формат и линейное разрешение, характерные для матриц ПЗС.

При переходе от горячих звезд к звездам спектральных классов F, G и K средняя величина проекции скорости осевого вращения звезды на луч зрения ($V\sin i$) снижается, что приводит к неоходимости наблюдений с более высоким спектральным разрешением. Роль эффектов взаимного блендирования спектральных линий также возрастает, поэтому для изучения второстепенных спектральных деталей в блендах требуется увеличивать отношение сигнал/шум (S/N) в спектре. Для поиска неблендированных линий необходимо регистрировать более широкий спектральный интервал. Ширина спектрального диапазона является определяющей и в том случае, когда необходимо получить информацию о линиях максимально большого числа элементов. При переходе к звездам с "ультрадефицитом" металлов (далее - UMD) интенсивности линий металлов становятся столь малыми, что для изучения основных характеристик распространенности химических элементов спектры следует получать в синем и ультрафиолетовом диапазонах, где плотность спектральных линий выше. Понятно, что спектрограф и светоприемник должны быть максимально эффективными именно в этих диапазонах.

Рост возможностей БТА в задаче исследования звезд с дефицитом металлов проиллюстрируем на следующем примере. В 1990 году мы приступили к наблюдениям на первой модели эшелле-спектрографа РЫСЬ с матрицей ПЗС 530$\times$580 элементов (Клочкова, 1991). Число одновременно регистрируемых фрагментов спектральных порядков составляло, в среднем, 20, число одновременно передаваемых элементов спектра составляло около 20$\times$280=5600. Переход на матрицу ПЗС 1040$\times$1160 элементов, при соответствующей модификации спектрографа в 1995 году, привел практически к четырехкратному увеличению числа одновременно передаваемых элементов спектра (Панчук и др., 1999а). Для работ с матрицей ПЗС форматом 2048$\times$2048 элементов пришлось построить новый спектрограф НЭС (Панчук и др., 1999б; Панчук и др., 2002а), число одновременно передаваемых элементов спектра возросло еще в 4 раза, а спектральное разрешение -- в 2 раза. Таким образом, только за счет изменения формата используемых светоприемников эффективность спектроскопических наблюдений с высоким разрешением на БТА в течение 10 лет возросла в 32 раза, причем это оценка снизу, т.к. здесь мы не учитываем известный прогресс в квантовой чувствительности ПЗС (3-6 раз, в зависимости от диапазона длин волн). В ближнем ультрафиолете возможности БТА в рассматриваемых задачах возросли более чем на два порядка, и существует еще небольшой резерв (Панчук и др., 2002б).

Оценим требования к проницающей способности метода наблюдений, исходя из распространенности звезд с дефицитом металлов. Число звезд $\rm\Delta N$ ярче предельной величины ( ${\rm V< V_{lim}}$) в данном интервале металличностей $\rm\Delta [Fe/H]$ оценено в приближении модели химической эволюции изолированного объема, в предположении, что уже известны все UMD-звезды ярче 10-й величины (Ниссен, 1992). Число звезд ярче $\rm V=12^m$ в точке поворота в интервалах металличности ${\rm -2 > [Fe/H] > -3}$, ${\rm -3 > [Fe/H] > -4}$, ${\rm -4 > [Fe/H] > -5}$, оценивается как 200, 20, и 2, соответственно, а для звезд ярче $\rm V=11^m$ оценки вчетверо меньше. Теоретические оценки хорошо согласуются с данными фотографического обзора с объективной призмой (Бирс и др., 1985). Следовательно, для получения статистически значимых выводов о кривой распространенности химических элементов в атмосферах UMD-звезд необходимо иметь возможность наблюдения объектов вплоть до $\rm V=12^m$.

Требования к характеристикам наблюдательного материала (величине S/N и спектральному разрешению R) можно оценить в рамках простой модели измерения эквивалентной ширины линии идеальным спектрографом (Панчук и др., 2002б). Если спектральная линия переоценена, т.е. изображение ее полуширины (w) приходится более чем на один элемент светоприемника (p), т.е. p<2w, то для малых шумов считывания ошибка эквивалентной ширины обратно пропорциональна: глубине линии в долях континуума (d), корню квадратному из числа отсчетов на интервал длины волны (e), корню квадратному из полуширины (w), т.е. ${\rm\sigma(W) \sim 1.4/ d \sqrt{ew}}$. Предположим в первом приближении, что в спектре конкретной звезды величины e и w слабых линий (глубиной до 5%) неизменны от линии к линии, а изменяется только d. Тогда ошибка измерения эквивалентной ширины будет изменяться обратно пропорционально глубине. Линии указанной глубины находятся еще на линейной части кривой роста, поэтому ошибка вычисления химического состава (в предположении об идеальном теоретическом моделировании спектра) также обратно пропорциональна глубине линии. Ошибка определения содержания данного элемента, оцениваемая по n линиям, уменьшится в $\rm\sqrt{n}$ раз по сравнению с ошибкой определения по одной линии. Это означает, что вышеупомянутое шестнадцатикратное увеличение площади светоприемника обеспечило приблизительно четырехкратное увеличение точности определения содержания элемента, представленного большим числом линий. Итак, увеличение площади матрицы ПЗС влияет на точность определения химсостава в той же степени, что и увеличение времени экспозиции. Подчеркнем, что этот вывод справедлив для переоцененных линий, в случае же их недооценки (${\rm p > 2w}$) ошибка эквивалентной ширины становится большей, и уже обратно пропорциональной первой степени полуширины (Панчук и др., 2002б), т.е. условие недооценки линий, с точки зрения определения химического состава, является неэкономичным. Для того, чтобы в спектре субкарлика линия была переоценена, необходимо реализовать, по крайней мере, R=45000, т.е. оптимальным является спектрограф НЭС (R=60000). На этом спектрографе для звезды $\rm V=12^m$ за час экспозиции при средних атмосферных условиях получаем в одном канале S/N=40 (Панчук и др., 2002а), т.е. шумами считывания еще можно пренебречь. Следовательно, можно ожидать выполнения зависимости ${\rm\sigma (W) \sim 1/d}$, предсказанной в простой модели.