Работа проводилась на телескопе 'Цейсс-600' САО РАН. Снимки были получены с помощью фотометра 'TAZIK-1' на матрице 512*576 пикселей 8.8*8.8 микрон каждый и полем 2*2 угловых минуты. Конструкция фотометра предполагает возможность устанавливать перед матрицей светофильтры B, V, R, I (они подобраны так, что в сочетании с матрицей дают кривые пропускания близкие к кривым фотометрической системы Джонсона-Казинса (Johnson-Cousins) BVRI), или работать без фильтра вовсе. Более подробно устройство данного прибора описано в статье V.R.Amirkhanyan, N.A.Vikul'ev, V.V.Vlas'uk, D.A.Stepanian 'Automatic CCD photometer' Bull.Spec.Astrophys.Obs.,2000,50,142-147.

Т.к. за годы работы часовая ось телескопа несколько искривилась, то для обеспечения равномерного ведения фотометр оборудован матрицей-гидом (наводится на опорную звезду), с помощью которой компьютер удерживает телескоп на исследуемом объекте. Однако по техническим причинам работу пришлось осуществлять без использования гида, что сократило время экспозиции до 1-1,5 минут, т.к. в противном случае объект бы сильно размазывался по полю или мог вовсе из него уйти.

В ходе работы были получены:

- серии снимков затменно-переменных звезд V1168 Aql и V1130 Cyg в фильтрах V и R за разные ночи;

- снимки объекта М15 в фильтрах B,V,R,I;

- снимки утреннего неба, поля шумов считывания и темновых токов матрицы для дальнейшей коррекции изображений.

 

КОРРЕКЦИЯ ИЗОБРАЖЕНИЙ.

Изображение объекта(O₀) на фоне неба(S₀)искажается шумами считывания (B), темновыми токами матрицы(D), передающей способностью пикселей и дефектами поверхности приемника(последние два пункта можно объединить в один K): O=(O₀+S₀)*K+B+D.

Серии экспозиций темновых токов и шумов считывания усреднялись медианным фильтром(из N изображений строился куб данных (XYN) и медианное усреднение проводилось по оси N) для получения относительно однородного и свободного от случайных искажений поля шумов матрицы(D) и системы считывания (B). Для получения К делалось следующее. Медианой усреднялись снимки неба, вычитались величины D и В: S'=S-B-D=S₀*K. Предполагалось, что поле засветки от неба плоское (на каждый пиксель - одинаковое количество света) , в этом предположении вычислялись относительные значения К, нормированные на уровень неба в центре поля:

K' = S'/<S'> = K/const.

Для исправления изображения этого достаточно

Для получения близкого к идеальному изображения объекта на фоне неба ('плоского') из снимков объекта вычитались темновые токи и шумы считывания, результат нормировался на уровень фона в центре матрицы и делился на коэффициент передачи пикселя, нормированный на ту же величину:

S₀+O₀==

Все операции производились попиксельно.

В довершение всего для удаления случайных ярких точек было проведено медианное сглаживание изображения: в массиве 3*3 пикселя вокруг каждого пикселя снимка программа медианой выбирала среднее значение уровня и присваивала его центральному компоненту данного массива. Коррекция изображений велась на компьютере РС486 в здании телескопа 'Цейсс-600' в среде DOS. Поэтому при обработке мы использовали программы, написанные В.Р.Амирханяном специально для решения упомянутых задач (а не какие-либо стандартные пакеты для обработки астрономических данных, напр. MIDAS).

Некоторые снимки и описание метода медианного усреднения приведены в ПРИЛОЖЕНИЯХ.

 

ПОСТРОЕНИЕ КРИВОЙ БЛЕСКА ЗАТМЕННО-ПЕРЕМЕННОЙ ЗВЕЗДЫ V1130 Cyg.

Мы сделали серии снимков двух затменно-переменных звезд: V1130 Cyg и V1168 Aql. Последнее мы отдали на обработку другим студентам, а сами занялись V1130 Cyg .По данным Общего Каталога Переменных Звезд (http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs) эта звезда имеет координаты RA₂₀₀₀=19^h34^m03^s.3 DEC₂₀₀₀=39º42'41'' и является затменно-переменной звездой типа EA/SD с периодом 0.563 суток и изменением блеска от 12.8^m до 13.8^m .

Нами был получен ряд изображений объекта в фильтре R. Каждый прибор обладает, вообще говоря, индивидуальной спектральной чувствительностью, поэтому для абсолютной фотометрии звезды (т.е. определения звездной величины только по потоку, приходящему на приемник) необходимо построить собственную фотометрическую систему этого прибора и определить коэффициенты перевода звездных величин из нее в какую-либо стандартную систему. Однако незадолго до начала наблюдений по техническим причинам в камеру фотометра была установлена новая матрица. Таким образом, нам следовало строить для нее фотометрическую систему, что заняло бы у нас слишком много времени. Поэтому мы решили провести относительную фотометрию звезды, сравнивая поток от нее с потоком от другой звезды в поле зрения, звездная величина которой известна и считается нами постоянной.

Сначала выбрали исправленный снимок наилучшего качества с наибольшим числом объектов и сравнили его с карточкой этой области неба Паломарского обзора DSS 1^st Generation, получили список опорных звезд, их координаты и блеск. Затем с помощью специальной программы отождествляли эти звезды на других полученных снимках и определяли поток, пришедший от них. Выбрали наиболее яркую звезду и сравнили с ней блеск исследуемого объекта и соседних звезд, построили кривые блеска (см. рис. 1).

Рис. 1.

 

Кривые блеска. Вверху - V1130 Cyg, остальные - соседние звезды.M_Inst - звездная величина, DSP - расчетная и реальная дисперсия, X, Y - координаты звезд на снимке. По оси абсцисс - время в юлианских днях от JD=2452473.5.

Сравнение проводилось со звездой 12.4^m. Из рисунка видно, что исследуемый объект проявляет переменность, в то время как изменение блеска других носит случайный характер. Сравнение с другими звездами дает такие же результаты. Разброс в звездных величинах соседних звезд можно объяснить нестабильностью атмосферы и частичным выходом из поля зрения. Более подробно кривая блеска V1130 Cyg представлена на рис. 2.

 

Рис. 2.

 

Хотя полностью построить экспериментальную кривую блеска мы не успели, переменность объекта легко прослеживается. Кружками на рис. 2 нанесена предполагаемая кривая блеска. Промежутки между экспериментальными точками объясняются светлым временем суток и прохождением объекта вблизи зенита, где его было трудно наблюдать ввиду конструктивных особенностей телескопа и купола его башни. Значения звездных величин, по которым строились кривые, приведены в ПРИЛОЖЕНИЯХ.

 

 

ОЦЕНКА ОШИБОК

 

Процесс прихода квантов от неба есть случайный процесс и подчиняется распределению Пуассона. Кванты же от точечного источника, пройдя через оптику телескопа, движутся направленно и в идеальном случае должны попасть в одну точку ( т.е. их распределение по плоскости изображения описывается
δ-функцией Дирака: dP(x,y)=δ(x-x₀)δ(y-y₀)