Группа методов астрономии высокого разрешения

История группы

Здесь пишется история группы.




















Здесь пишется история группы.

Область интересов

Исследование OB-ассоциаций

    В 2015 г. завершена обработка интерферометрических наблюдений членов ОВ-ассоциации Cas-Tau, полученных за 2007-2014 годы. Общее число звезд в 83 системах, входящих в ассоциацию, составляет 134. Всего с применением интерферометрии разрешено 19 систем, две из которых наблюдались как тройные. Тройная hip 8551 ранее была известна как одиночная звезда. В системе hip 25695 на пределе разрешения 6-м телескопа (около 0.02 угл. секунды) обнаружен пятый компонент. В каталог WDS (Washington Double Star Catalog, Mason et al., 2001) включены 20 систем ассоциации Cas-Tau, насчитывающих 49 компонент. Кроме того, спектральная двойственность известна для 11 систем (Pourbaix et al., 2014), причем 5 из них входят также в число визуально-двойных. Астрометрическая двойственность по ускорениям собственных движений известна для двух членов ассоциации Cas-Tau - hip 4437 и hip 22034 (Макаров и Каплан, 2005). Спекл-интерферометрически нами впервые разделена пара hip 4437. Затменные системы hip 8704, hip 15627, hip 24740 и hip 24836 входят в Общий каталог переменных звезд (Самусь и др., 2004). Кроме того, hip 5566 показывает затменную кривую блеска (Hoffleit, 1991).
    Показано, что у звезд ассоциации Cas-Tau - hip2377, hip 4437, hip 8108, hip10944, hip15520, hip15627, hip19720, hip24664, hip24836, hip25499, hip26034, hip26640, hip27723 - присутствуют заметные относительные движения, что делает их интересными объектами для регулярных наблюдений с целью построения орбит. Полученные в результате измерения орбитальных параметров массы компонентов, позволят получить согласованные данные о возрасте (т.к. наблюдения охватывают объекты близкие по возрасту) и массах звезд различных спектральных классов.

Рис. 1. Автокорреляционная функция впервые разрешенной звезды hip 112144 (звездная величина 6.4 в фильтре V) в ассоциации Lac OB. Второй компонент обнаруживается по слабым вторичным пикам на профиле. Расстояние между компонентами 0.282 мсд.

    Были обработаны серии изображений 96 членов ассоциации Lac OB1. Каждый объект наблюдался в двух фильтрах: 550/20 и 800/100 нм (первое значение указывает центральную длину волны, второе - ширину фильтра на половине максимума пропускания). По результатам наблюдений у 16 звезд обнаружены близкие спутники, а еще 8 требуют дополнительных наблюдений.
    Ниже приводится список звезд, которые наблюдались как двойные системы с помощью спекл-интерферометрии:
hip110373, hip110473, hip110804, hip110929, hip111207, hip111340, hip111814, hip111916, hip112144, hip112148, hip112293, hip112805, hip114106, hip114593, hip114625, hip116135.
    Объекты, требующие повторных наблюдений для подтверждения кратности и уточнения позиционных характеристик: hip111292, hip112710, hip112906, hip113003, hip113188, hip114441, hip114554, hip116681.

Спекл-интерферометрический мониторинг магнитных Ap/Bp звезд

    В 2015 году выполнен спекл-интерферометрический мониторинг пекулярных звезд спектральных классов A и B, обладающих упорядоченными магнитными полями. Это исследование должно ответить на вопрос о связи звездного магнетизма с кратностью звезд. В частности, мы планируем объяснить феномен наличия магнитного поля у одного из компонентов двойной системы при его отсутствии у другого. Из 20 отобранных пар с угловым расстоянием меньше 0.25?? были получены наблюдательные данные для 15 систем: HD 965, HD 8855, HD 10783, HD 16605, HD 21699, HD 22470, HD 35502, HD 65339, HD 79158, HD 103498, HD 137909, HD 144334, HD 164258, HD 192913, HD 213918.
    Для большинства пар наблюдения выполнены в двух фильтрах (550/20 и 800/100 нм). Для пяти систем (HD 103498, HD 192913, HD 213918, HD 65339, HD 79158) получены наблюдательные данные, относящиеся к разным фазам орбитального движения. В качестве примера на рис.7 показан эллипс видимого движения классической двойной с магнитным Ар компонентом, которую мы измеряем с целью уточнения параметров орбиты и физических параметров компонентов.

Рис. 2. Видимый эллипс орбиты двойной звезды 53 Cam с магнитным компонентом с учетом данных, полученных в 2015 году.

Наблюдения покрытия Альдебарана Луной

    В ночь 29-30 октября 2015 года в первичном фокусе 6-м телескопа БТА с использованием спекл-интерферометра в стандартном режиме были проведены наблюдения покрытия Луной Альдебарана (? Tau). Задачей наблюдений было измерение углового диаметра этого гиганта спектрального класса KIII в направлении, перпендикулярном границе лунной поверхности. Мы впервые использовали камеру на основе ПЗС с электронным умножением сигнала (EMCCD) для такой задачи.
    Для получения максимального временного разрешения при наблюдениях покрытия звезды Луной система работала со следующими параметрами: время экспозиции - 0.001 секунды, скорость переноса - 0.5, частота считывания - 17 MHz, объединение ячеек матрицы до формата 16x16 элементов. Время цикла записи одного кадра составило 0.00258 секунды, что соответствует частоте 387.59 Гц.
    Для обеспечения лучшего соотношения сигнал/шум наблюдался только момент выхода Альдебарана из-за диска Луны. Был использован микрообъектив с увеличением 2.5 крат, обеспечивающий поле 28.5 угловых секунд. Для того, чтобы световой поток не выходил за рамки динамического диапазона приемника, перед объективом был установлен нейтральный фильтр с ослаблением в 10 000 раз.
    Кривая блеска Альдебарана при выходе из-за лимба Луны показана на рис.3. В дальнейшем мы планируем использовать полученный результат в сочетании с данными наблюдений покрытия, выполнявшихся в многих других обсерваториях мира, для получения высокоточных оценок видимого диаметра звезды и потемнения к краю диска. Отметим, что еще одно покрытие Альдебарана Луной состоится в декабре с.г.

Рис. 3. Кривая покрытия Луной Альдебарана по результатам наблюдений на 6-м телескопе БТА 29.10.2015г.

Моделирование фазовых искажений

   Одной из важных задач при построении изображений звезд в телескопе с помощью интерферометрических методов является задача моделирования фазовых искажений световой волны, возникающих при прохождении сквозь неоднородную турбулентную атмосферу. Наличие такой модели позволяет оптимальным образом строить алгоритмы восстановления искаженных изображений.    Для моделирования спекловой структуры изображения в большом телескопе мы использовали следующие процедуры:

• Расчет спекловой оптической передаточной функции (СОПФ) для различных радиусов корреляци волнового фронта (параметр Фрида), разных граничных частот и длин волн. На рис. 5 приведены кривые СОПФ для параметров Фрида r0 = [0.5, 1, 2, 3].

  
  
  Рис. 4. График СОПФ для параметров Фрида r0: 0.5 - синий, 1 - зеленый, 2 - красный, 3 - лазурный.

• Генерация спекл-изображений путем внесения фазовых искажений в оптическую передаточную функцию, задания формы спекла, внесения случайных темновых сигналов для исследования соотношения сигнал/шум. Генерируемые изображения оказываются пригодными для тестирования алгоритмов восстановления изображений.

  
  
  Рис. 5. Сгенерированное спекл-изображение с качеством изображения 1.8? для фильтра 550/20 нм.

• Анализ влияния темновых сигналов на стабильность интенсивности сигнала по кадру. Анализ показал, что темновой сигнал стабилен как внутри одной серии, так и во всех сериях темновых сигналов в целом.
• Оценка качества изображения по усредненному изображению накопленной серии, а также оценка влияния нестабильности ведения телескопа на изображения.

Состав группы