Широкополосные фотометрические системы wbvr и лира-б для высокоточной фотометрии звезд
МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТимени М.В. ЛОМОНОСОВА
ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ
имени П.К. ШТЕРНБЕРГА
На правах рукописи
УДК 523.03, 523.08
Миронов Алексей Васильевич
ШИРОКОПОЛОСНЫЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ
WBVR И «ЛИРА-Б» ДЛЯ ВЫСОКОТОЧНОЙ ФОТОМЕТРИИ
ЗВЕЗД
Специальность 01.03.02 астрофизика и звездная астрономия
Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук
Москва – 2014 2
Работа выполнена в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова.
Официальные оппоненты:
Бикмаев Ильфан Фяритович доктор физико-математических наук, доцент. Казанский (Приволжский) Федеральный университет, Институт Физики, Отделение астрофизики, профессор кафедры астрономии и космической геодезии.
Бобылев Вадим Вадимович доктор физико-математических наук.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Заведующий лабораторией динамики Галактики.
Марсаков Владимир Андреевич доктор физико-математических наук, профессор.
Южный Федеральный университет, Физический факультет, профессор кафедры физики космоса.
Ведущая организация:
Федеральное государственное бюджетное учреждение науки «Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук».
Защита состоится « 15 » мая 2014 года в 14 часов на заседании Совета по защите докторских и кандидатских диссертаций Д501.001.86 при МГУ имени М.В.Ломоносова Адрес: Государственный астрономический институт имени П.К.Штернберга (ГАИШ МГУ) Университетский проспект, дом 13, 119991, Москва,
С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке Московского Государственного университета имени М.В.Ломоносова по адресу: Москва, Ломоносовский проспект, 27, Фундаментальная библиотека Автореферат разослан « 10 » февраля 2014 г.
Ученый секретарь диссертационного совета, доктор физико-математических наук Алексеев Станислав Олегович
ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ ИССЛЕДОВАНИЯ Фотометрические измерения, проведенные в ходе миссии Hipparcos (в главном канале), показали, что в космических эксперимен тах возможно достичь точности фотометрии на уровне 0m,001–0m,003 не только при сравнении блеска близких источников на небе, но и при гло бальных обзорах. [1]. Подобная же точность ожидается в осуществляе мом проекте GAIA [2].
Многие текущие задачи требуют высокой точности фотометрических и спектрофотометрических измерений.
Во-первых, звездные величины совместно с координатами служат для целей ориентации и навигации космических аппаратов. Автомат в космосе должен уметь, направив свои датчики в произвольный участок неба, отождествить звезды, попавшие в поле зрения, определить коор динаты этого участка и вычислить собственную ориентацию. Сложность заключается в том, что спектральная чувствительность бортовых датчи ков, как правило, сильно отличается от общепринятых в астрономии фо тометрических полос в видимой области спектра. Чаще всего максимум чувствительности современных датчиков находится в красной или ин фракрасной области. Современная астрофотометрия должна уметь по измерениям в одной части спектра предсказывать реакцию прибора на излучение звезд в любой другой полосе пропускания.
Во-вторых, чтобы решить эту проблему, нужно справиться с дру гой важнейшей задачей: на основе многоцветной фотометрии звезд вос становить распределение энергии в спектрах звезд. Непосредственное получение спектроэнергетических кривых является сложной и трудоем кой задачей. Невероятно, чтобы распределение энергии в спектре можно было бы получить для миллионов слабых звезд от 15-й до 20-й звездной величины. Однако спектральное распределение энергии во многих слу чаях можно восстановить по результатам многоцветной фотометрии.
Если эта задача будет решена успешно, то фундаментальная астрофизи ка получит данные о температуре, светимости и химическом составе ат мосфер звезд, а прикладная астрономия звездные величины в любой наперёд заданной полосе реакции приемника. Для успешного решения этой задачи фотометрия должна быть высокоточной, то есть как случай ные, так и систематические погрешности не должны превышать не скольких тысячных долей звездной величины. Задача восстановления распределения энергии в спектре по фотометрическим данным тесно связана с задачей спектральной классификации.
В-третьих, для понимания строения и эволюции звезд и звездных систем было и остается крайне необходимым изучение многочисленных и разнообразных эффектов переменности звезд. В последнее время воз никает все больше задач, требующих предельно высокой фотометриче ской точности. Это изучение радиальных и нерадиальных пульсаций звезд, задачи астросейсмологии, кроме того, высокая точность требуется для поиска планет вне солнечной системы и для многого другого.
И, наконец, на совершенно новые рубежи вышла современная аст рометрия. В последние десятилетия с Земли и из космоса было получено около миллиона измерений точных положений и собственных движений ярких звезд и измерены точные параллаксы практически всех звезд, уда ленных на расстояние до 200 парсек от Солнца. Современная точность астрометрии это примерно 0,002 угловой секунды. На повестку дня выходят задачи получения астрометрических данных с погрешностями, не превосходящими 0,00001 угловой секунды. Но поскольку распро странение света в любой среде, кроме абсолютного вакуума, зависит от длины волны, то эту задачу нельзя решить, если не располагать данными высокоточной многоцветной фотометрии.
Все перечисленные задачи требуют точности 0m,001–0m,003 вели чины и имеют важнейшее значение для современной фундаментальной и прикладной астрономии. Для их решения необходимо создать соответ ствующие фотометрические системы для наблюдений с поверхности Земли и из космоса. Следовательно, вопросы создания и методов приме нения многоцветных фотометрических систем, безусловно, являются ак туальной темой современной астрономии. Ключевым вопросом здесь является повышение фотометрической точности, как в случайном, так и в систематическом отношении. Задача повышения точности напрямую связана с созданием систем фотометрических стандартов и калибровкой результатов измерений. Актуальность этих вопросов подтверждается тем, что в последнее десятилетие проведены и предполагаются к прове дению ряд проектов астрометрических и фотометрических обзоров неба, преследующих различные цели. Лидирующее место в ряду этих проек тов занимает космический эксперимент GAIA. Для всех этих проектов является актуальным решение задач уточнения фотометрических систем и создания сетей стандартов.
Внутренняя среднеквадратическая ошибка звездной величины для лучших фотометрических обзоров заявлена на уровне 0m,003-0m,005 ве личины. Однако сравнение разных фотометрических каталогов указыва ет на то, что наблюдения обычно имеют систематические ошибки, кото рые значительно выходят за пределы внутренней точности. Даже луч шие современные фотометрические обзоры, такие как 2MASS [3, 4] и SDSS [5], содержат систематические ошибки примерно в 0m,01–0m, величины [6].
Сегодня многие коллективы исследователей в разных странах пла нируют осуществить астрометрические и фотометрические обзоры неба с различными целями как с поверхности Земли, так и из космоса [7, 8, 9, 10]. Требование повышения точности астрофотометрических измерений стимулирует преобразование астрофотометрии из раздела практической астрофизики в раздел астрономической метрологии, как это уже имеет место в астрометрии.
СТЕПЕНЬ РАЗРАБОТАННОСТИ ТЕМЫ До начала настоящей работы, то есть в конце 70-х годов XX века, основной широкополосной фотометрической системой, в которой про водилось большинство астрономических наблюдений, была система UBV, созданная Джонсоном и Морганом [11, 12]. Однако различные ис следователи (например [13, 14]) отмечали ряд существенных недостат ков, допущенных при определении этой системы. Типичная случайная среднеквадратичная ошибка звездных величин, измеренных в системе UBV, составляла ±0,02. Систематические ошибки у разных авторов бы ли существенно больше. Встающие астрономические задачи требовали существенного повышения точности фотометрии и проведения глобаль ных обзоров с целью создания высокоточных звездных каталогов. По этому во второй половине 80-х годов коллективом сотрудников ГАИШ МГУ с участием автора настоящей работы был создан «Каталог WBVR величин ярких звезд северного неба» [15], выполненный в новой фото метрической системе WBVR [16]. Вскоре после этого на достижение сходных целей были направлены миссии Hipparcos, SDSS, 2MASS и ряд других, однако в задачи этих миссий не входила высокоточная много цветная фотометрия звезд в широком интервале звездных величин. Для решения этой задачи в настоящее время проводится миссия GAIA (Ев ропейское космическое агентство) и готовится космический экспери мент«Лира-Б» (МГУ + Роскосмос).
ЦЕЛИ И ЗАДАЧИ РАБОТЫ Целями настоящей работы являются:
анализ характеристик существующих и проектируемых широкопо лосных фотометрических систем, позволяющих получать высокоточ ные результаты;
разработка методов высокоточных фотометрических измерений и ме тодов создания однородных фотометрических каталогов;
получение с помощью этих методов точных и надежных данных об основных фотометрических и спектрофотометрических стандартах и о звездах–аналогах Солнца;
разработка методов создания систем высокоточных глобальных фо тометрических стандартов;
открытие малоамплитудных переменных звезд и получение новых данных о них;
разработка фотометрической системы для космического многоцвет ного обзора всего неба;
оценка ожидаемых результатов космического эксперимента «Лира-Б».
НАУЧНАЯ НОВИЗНА Все результаты, выносимые на защиту, были получены методами, разработанными впервые, и являются новыми.
Впервые была разработана широкополосная фотометрическая сис тема WBVR, основанная на новых принципах и позволяющая переводить полученные в ней звездные величины в другие системы с высокой точ ностью и контролировать систематические ошибки.
Впервые был разработан алгоритм вычисления модели спектраль ной экстинкции в атмосфере Земли;
модель используется при редукциях фотометрических измерений за атмосферу в качестве начального при ближения.
Впервые было показано, что точность индивидуального измерения звездных величин в фотометрическом каталоге WBVR-величин звезд северного неба не уступает точности внеатмоферной спутниковой фото метрии.
Впервые были получены показатели цвета Солнца в системе WBVR.
Впервые был разработан метод сравнения данных фотометрических каталогов, полученных в различных фотометрических системах, на основе сравнения каталогов WBVR, Hipparcos и Tycho с целью выявления и ис ключения их взаимных систематических ошибок;
в результате получен ка талог 6484 фотометрических стандартов на северном небе [18].
Впервые был разработан метод пересчета звездных величин, со держащихся в традиционных звездных каталогах, на систему типичного (в общем случае – произвольного) фоточувствительного приемника.
Впервые разработаны принципы проведения космического много цветного фотометрического обзора неба, направленные на достижение высокой точности измерений, для одновременных измерений в ультра фиолетовой, видимой и ближней инфракрасной областях спектра.
Впервые создана новая 10-полосная фотометрическая система для широкополосных космических обзоров, позволяющая получать фото метрическую информацию с высокой точностью и определять такие фи зические параметры звезд, как эффективная температура, величина ус корения силы тяжести на поверхности звезды и металличность, а также определять значение межзвездного поглощения.
ТЕОРЕТИЧЕСКАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЗНАЧИМОСТЬ РАБОТЫ Разработаны теоретические основы создания фотометрических систем нового типа [16, 17], позволяющих контролировать и, при появ лении новых данных, исправлять систематические ошибки измерений.
Разработана теория создания системы фотометрических стандартов и методы пересчета данных этой системы на другие многоцветные систе мы.
На практике создана система из 6484 высокоточных стандартов на северном небе [18], определены показатели цвета Солнца в системе WBVR [19], составлен список аналогов Солнца [20] и звезд, пригодных для программы SETI [21], выведены уравнения перевода величин WBVR на систему типичного приемника на основе кремниевого ПЗС [22].
Разработаны принципы многоцветного фотометрического обзора неба с борта космического аппарата [23] и создана 10-цветная фотомет рическая система для обзорных наблюдений из космоса [24].
Диссертация имеет большую научную значимость, так как на ос нове сделанных в ней выводов, созданных фотометрических каталогов, и, применяя описанные в ней методики фотометрических измерений, стало возможным достигать более высокой точности фотометрии и по лучать новые, недоступные ранее, данные об астрономических объектах.
Диссертация имеет большую практическую значимость, так как использование полученных в ней результатов позволяет рассчитывать звездные величины в любых наперед заданных фотометрических поло сах. Это обеспечивает нужды многочисленных конструкторских органи заций, проектирующих системы ориентации космических аппаратов.
МЕТОДОЛОГИЯ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ Методология настоящего исследования основана на том, чтобы на всех этапах получения наблюдательного материала и его обработки бы ли тщательно описаны все действия и алгоритмы. В большинстве опуб ликованных работ нет подробных описаний последовательности дейст вий при проведении и обработке астрофотометрических измерений. По этому исследователь не в состоянии проанализировать возможные при чины возникновения систематических погрешностей.
Основой методологии настоящего исследования являются требо вания метрологии для обеспечения воспроизводимости результатов, а именно: наличие эталона, использование о п р е д е л е н н ы х с р е д с т в и з м е р е н и й и определение м е т о д и к измерений и их обработки.
Для проведения измерений и их обработки на каждом этапе нами были созданы новые или существенно уточнены использовавшиеся ра нее методы.
ПОЛОЖЕНИЯ, ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ Разработана система принципов для создания широкополосных фотометрических систем для получения высокоточных астрофотомет рических данных. В результате получены высокоточные измерения в фотометрической системе WBVR.
Разработан метод построения модели атмосферной экстинкции. В результате применения этого метода при обработке фотометрических наблюдений повышена точность учета ослабления света в атмосфере Земли.
Определены точные показатели цвета Солнца в фотометрической системе WBVR.
Разработан метод сравнения каталогов, выполненных в разных фо тометрических системах;
обнаружены систематические ошибки высоко точных фотометрических каталогов, зависящие от небесных координат.
Разработан корреляционный метод открытия фотометрической пе ременности звезд и создан каталог 6484 фотометрических стандартов северного неба.
Разработаны принципы многоцветного фотометрического обзора неба с борта пилотируемой космической станции.
Разработана новая широкополосная 10-цветная фотометрическая система «Лира-Б»;
показаны возможности этой системы для определе ния межзвездной экстинкции и трехмерной спектральной классифика ции звезд.
Предложен метод пересчета звездных величин в системах WBVR и «Лира-Б» на систему произвольного фотоприемника.
СТЕПЕНЬ ДОСТОВЕРНОСТИ И АПРОБАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ Результаты, представленные в различных разделах диссертации, неоднократно докладывались на многочисленных всероссийских и меж дународных конференциях, в частности, на регулярных совещаниях ра бочей группы Астросовета АН СССР «Фотометрические и спектрофо тометрические стандарты», на JENAM-2000 и JENAM-2003, на конфе ренциях исследователей переменных звезд, на конференциях «Census of the Galaxy» и «Stellar Photometry: Past, Present and Future» в Вильнюсе, на конференции «The Future of Photomeric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardisation» в Бельгии, на конференции «Variable Stars, the Galactic Halo and Galaxy Formation» в Звенигороде, на конференции «Calibration and Standartization of Large Surveys and Missions in Astrono my and Astrophysics» в ФермиЛаб (Батавия, штат Иллинойс, США), а также на конференциях МГУ «Ломоносовские чтения», на семинарах научных отделов в ГАИШ, ГАО (Пулково), НИИ КрАО (Украина) и др.
На опубликованные работы, в которых изложено основное содержа ние диссертации, существуют ссылки 78 авторов (по базе данных ADS cita tion list).
Полученные в диссертации результаты могут найти применение во всех астрономических учреждениях, где ведутся наблюдения и исследова ния астрономических объектов методами многоцветной фотометрии, в ча стности в ГАИШ МГУ, САО РАН, ИНАСАН, НИИ КрАО, ГАО РАН и др.
Также эти результаты могут применяться в организациях, занимающихся разработкой приборов для космических исследований и обработкой дан ных, поступающих с борта космических аппаратов, в частности в ИКИ РАН, НПО им. С.А.Лавочкина, РКК «Энергия» и др.
КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИОННОЙ РАБОТЫ Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения, семи приложений и списка литературы.
Во введении, в соответствии с ГОСТ 7.0.11-2011, дается общая ха рактеристика работы, обосновывается актуальность исследования, фор мулируются цели и задачи работы, кратко излагается содержание разде лов основной части диссертации, обоснована теоретическая и практиче ская значимость работы, описана методология и методы исследования, формулируются положения, выносимые на защиту, отмечается новизна полученных результатов, а также степень достоверности и апробация результатов.
Первая глава посвящена новой фотометрической системе WBVR, созданной на основе опыта электрофотометрических наблюдений, про водившихся в Тянь-Шаньской высокогорной экспедиции (обсерватории) ГАИШ МГУ с 1976 по 1985 год [16]. Новизна этой системы заключается не только и не столько в применении оптимального светофильтра для ультрафиолетовой полосы W, предложенной В.Страйжисом, но в уста новлении четких и однозначных определений кривых реакции и нуль пунктов каждой фотометрической полосы и подробно описанных мето дик выноса измерений за атмосферу и приведения их на стандартную систему. Другими словами, система реализует требования, сформулиро ванные в метрологии для обеспечения воспроизводимости измерений, а именно: наличие эталона, применение хорошо исследованных средств измерений и строго определенных методик.
Для работы в системе WBVR был создан первичный стандарт и сеть вторичных стандартов по всему небу. На первом этапе сеть стан дартов состояла из 62 объектов. Постоянство первичного стандарта бы ло тщательно исследовано, а величины вторичных стандартов были увя заны в единую систему методом наименьших квадратов. Учет ослабле ния света в земной атмосфере проводился методом Халиуллина Мошкалева [25]. Для эффективного применения этого метода была соз дана программа расчета спектрального пропускания атмосферы, служа щая начальным приближением.
В системе WBVR в 1985–1988 годах были проведены наблюдения всех звезд северного неба, имеющих V 7,2 и 15°. На основе этих наблюдений был создан каталог WBVR-величин ярких звезд (Тянь Шаньский каталог) объемом 13600 объектов [15]. В ходе создания этого каталога сеть вторичных стандартов была расширена до 189 объектов.
Во второй главе описывается работа по определению показателей цвета Солнца, для чего было произведено усовершенствование аппара туры и отладка методик контроля параметров фотоприемника. Излуче ние Солнца, отраженное от экрана из сернокислого бария, сравнивалось непосредственно с потоками от ярких звезд. Кроме определения показа телей цвета Солнца, была выполнена фотометрия звезд Гиад. В резуль тате этих наблюдений был сделан вывод, что в окрестностях Солнца присутствуют несколько подсистем звезд спектрального класса G2 V, различающихся возрастом и металличностью [19].
На основе анализа данных в разных фотометрических каталогах и с использованием полученных показателей цвета Солнца был проведен поиск аналогов Солнца [20] и выбор оптимальных объектов для про граммы SETI [21].
В третьей главе проводится сравнение звездных величин в высо коточных фотометрических каталогах, а именно в каталоге Hipparcos и каталоге WBVR-величин [26]. Для этого был применен метод построе ния трансформационных полиномов третьего порядка с помощью алго ритма Маркгардта-Левенберга, который позволяет найти коэффициенты модели и определить их значимость. На первом цикле решения модель представляла собой полный кубический полином от показателей цвета (W – B), (B – V) и (V – R). После каждого очередного цикла решения член с коэффициентом, значимость которого была наименьшей, отбрасывал ся, и решение производилось снова. Этот процесс повторялся до тех пор, пока все оставшиеся коэффициенты не становились значимыми.
С помощью найденного полинома перевода величин из каталога WBVR в величину Hp Hipparcos удалось добиться того, что средне квадратическое уклонение наблюдаемой разности (Hp – V) от вычис ленной составило 0 m,002, т.е. ошибки перевода не превосходили оши бок измерений. Это позволило проанализировать поведение величины (Hp – V)obs (Hp – V)calc в разных направлениях на небесной сфере. В ре зультате было выявлено наличие систематических ошибок, зависящих от небесных координат. Амплитуда этих ошибок достигает 0 m,015, что существенно больше случайных ошибок измерений. Часть этих ошибок связана с погрешностями наблюдений и обработки данных в системе WBVR, но, по крайней мере, одна зона больших величин разности (Hp – V)obs (Hp – V)calc, находящаяся в районе полюса эклиптики, сви детельствует о систематических ошибках фотометрии Hipparcos. В итоге был составлен список из примерно 8000 звезд, показавших наилучшее согласие величин Hp Hipparcos и V системы WBVR. Этот список стал рассматриваться как обширный набор кандидатов в стандарты фотомет рической системы WBVR.
В конце третьей главы приведен пример предвычисления звездных величин в фотометрической системе произвольного фотоприемника на основе данных из имеющихся точных фотометрических и спектрофото метрических каталогов [22]. В качестве такого примера составлена группа формул для вычисления звездных величин в системе типичного ПЗС. Исходными данными служили звездные величины из каталога WBVR-величин, из 13-цветной «Аризонской» системы Джонсона и Митчелла [27], из каталогов VRI-величин Кузинса [28], а также из ката логов Hipparcos, Tycho и 2MASS.
Четвертая глава посвящена разработке и верификации корреляци онного метода обнаружения переменных звезд при помощи одновре менных многоканальных наблюдений [18, 26]. Идея метода состоит в том, что при одновременных измерениях в нескольких каналах, что ти пично для многоцветной фотометрии, изменения блеска переменной звезды в разных каналах должны быть cкоррелированы. Для каждой па ры каналов по формулам метода вычисляется параметр, обозначенный нами как MZ, представляющий собой отношение парного коэффициента линейной корреляции к ошибке этого коэффициента. Статистика пара метра MZ близка к нормальному распределению, потому если MZ 3, то звезда с большой степенью вероятности является переменной. Метод позволяет обнаруживать переменность, даже если амплитуда изменений блеска звезды не превышает 1. С помощью этого метода на основе данных одновременных измерений в каталогах Hipparcos и Tycho были проверены на переменность звезды списка кандидатов в стандарты, о котором говорилось в предыдущей главе. После этого анализа из списка кандидатов были удалены все звезды, входящие в Общий каталог пере менных звезд, в каталог звезд, заподозренных в переменности (NSV), и в списки Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO), а также имеющие соответствующий флаг в поле переменно сти в каталоге Hipparcos. Затем из списка были удалены звезды, для ко торых MZ 2. Оставшиеся 6484 звезды могут считаться надежными стандартами системы WBVR.
В пятой главе излагаются цели и принципы реализации космиче ского астрофотометрического проекта «Лира-Б» с целью проведения многоцветного фотометрического обзора неба с борта Международной космической станции [23].
Современный обзорный фотометрический каталог должен содер жать большое число фотометрических полос: 4–5 в видимом диапазоне с охватом ИК- и УФ- диапазонов;
каталог должен охватывать весь диапа зон звездных величин от ярчайших звезд до умеренной (16 m–17m) или большой (20m) предельной звездной величины;
измерения должны иметь малые погрешности, как случайные, так и систематические (по рядка 0m,01 для предельной звездной величины и не хуже 0m,001 для объектов на 4m–5m ярче предела);
наконец, обзор должен охватывать всю небесную сферу. В настоящее время такого каталога не существует.
В ГАИШ МГУ было принято решение о необходимости проведе ния космического эксперимента по наблюдениям звезд до 16-й звездной величины в десяти спектральных полосах и было подготовлено Техни ческое задание на космический эксперимент «Многоцветный фотомет рический обзор неба» (шифр «Лира-Б»). Проект включен в долговре менную программу прикладных научных исследований и эксперимен тов, планируемых для проведения на Российском Сегменте Междуна родной Космической Станции (МКС). Техническое задание утверждено в 1999 году. Активная работа по разработке эксперимента ведется с года. В настоящее время завершен эскизный проект.
Обзор должен быть проведен с высокой фотометрической точно стью. В тех полосах, в которых сигнал от звезды максимален, все непе ременные звезды ярче 12m, включая самые яркие, будут измерены с ре зультирующей погрешностью не превышающей 0m,001, а более слабые объекты — с погрешностью не более 0m,01–0m,02m. Будут приняты спе циальные меры, чтобы с высокой точностью измерить блеск ярких звезд от 3m включительно.
Для достижения этих целей были разработаны принципы фото метрического обзора неба с борта Международной космической стан ции. Проведенные расчеты и моделирование привели к выводу о том, что в число этих принципов должны входить следующие технические решения.
Оптимальный космический телескоп на МКС должен быть по строен по системе Ричи-Кретьена с афокальным линзовым корректором, иметь фокусное расстояние около 3 м, диаметр главного зеркала должен составлять 500 мм.
Обзор должен проводиться в сканирующем режиме. Сканирование будет осуществляться орбитальным и прецессионным движениями МКС. В базовой ориентации оптическая ось телескопа лежит в плоско сти орбиты станции, которая наклонена к экватору Земли на 51,6°. При этом центр поля зрения описывает на небесной сфере большой круг, плоскость которого совпадает с плоскостью орбиты. Орбита МКС пре цессирует с периодом около 70 суток, в результате чего за период пре цессии поле зрения телескопа дважды заметает на небе сферический по яс, ширина которого равна удвоенному наклонению орбиты (251,6°) плюс ширина полосы сканирования (1°). При этом области вблизи по люсов мира не наблюдаются. Для наблюдения северного и южного по люсов мира необходимо отклонить ось телескопа на 38,4° от плоскости орбиты к северу или к югу соответственно.
В качестве приемника излучения для фотометрии предполагается использовать сборку 11 матричных ПЗС обратной засветки. Каждая мат рица состоит из двух независимо управляемых частей размером 300 пикселей. О возможности создания таких матричных ПЗС специаль но для космического эксперимента «Лира-Б» заявила фирма «e2v technologies Ltd» (Великобритания). На первую ПЗС наносится широко полосное просветляющее (панхроматическое) покрытие, на осталь ные — интерференционные светофильтры, реализующие фотометриче скую систему «Лира-Б». Регистрация получаемой информации будет осуществляться в дрифтовом режиме (режим с временной задержкой и накоплением, сокращенно: ВЗН или TDI).
В эксперименте «Лира-Б» не используется входной каталог для фотометрии точечных объектов. Существует только входной каталог протяженных объектов, для которых выполняется поверхностная фото метрия, и каталог ярчайших звезд, вызывающих переполнение пикселей ПЗС.
Изображение, которое строит первая матрица с панхроматическим покрытием, обладающая наибольшей чувствительностью, считывается полностью. В получаемом изображении производится поиск объектов, которые значимо (отношение сигнала к шуму 10) превышают уровень шумов. Для найденных объектов приближенно определяются координа ты, блеск и другие параметры. На их основе предвычисляются места и моменты появления каждого найденного объекта на остальных фото метрических матрицах фокальной плоскости, с которых производится полное считывание только предвычисленных фрагментов размером или 77 пикселей.
Со временем чувствительность ПЗС, а также кривые пропускания нанесенных на них фильтров будут изменяться. Основными причинами таких изменений будет воздействие микроатмосферы МКС и энергич ных частиц. При наземной подготовке спектральная квантовая эффек тивность всех ПЗС с надлежащими светофильтрами будет тщательно измерена, а абсолютная спектральная чувствительность ПЗС будет оп ределена сравнением с излучением модели абсолютно черного тела. Для определения характеристик фотометрических приборов в полете пред полагается регулярное проведение калибровок:
калибровка по излучению Солнца, при проведении которой фотоприемное устройство освещается рассеянным солнечным светом;
калибровка по внутренним источникам излучения;
внутри телескопа предполагается установить несколько источников излучения:
ультрафиолетовые и широкополосные («белые») светодиоды;
калибровка путем сравнения с наземными наблюдениями звезд с использованием приемников излучения, аналогичных установ ленным на борту МКС и предварительно прокалиброванных в лабора торных условиях.
Выбор МКС в качестве места проведения эксперимента «Лира-Б»
имеет свои достоинства и недостатки. К достоинствам проведения экс перимента на МКС относятся наличие источников энергии, информаци онных каналов, возможности получения информации об ориентации станции и пр., отработанная технология доставки на борт приборов ма лого и среднего веса, возможность возвращения на Землю небольших грузов, монтаж аппаратуры силами экипажа станции и возможность проведения ремонта аппаратуры силами экипажа. Однако основной при чиной выбора МКС в качестве места проведения эксперимента «Лира-Б»
является большой объем научных данных, который требуется передать на Землю. В ходе сеансов наблюдений поток данных составляет около 300 Мбит/с. Полный объем данных, который будет получен за время проведения эксперимента и который должен быть передан на Землю, со ставляет около 200 Тбайт. МКС не обладает каналом связи, позволяю щим передать получаемый поток информации, поэтому данные с теле скопа будут записываться на сменные внешние носители, которые затем будут доставляться на Землю в составе спускаемого груза (2–3 раза в год). Указанный способ позволяет передать весь объем научной инфор мации, получаемой в эксперименте.
Помимо перечисленных выше достоинств, размещение научной аппаратуры на МКС имеет и ряд недостатков. Наиболее серьезным не достатком для наблюдений в видимом диапазоне с использованием те лескопов с разрешением лучше угловой секунды являются вибрации пи лотируемой станции, которые вызываются деятельностью экипажа и ра ботой систем поддержания жизнедеятельности. Для преодоления этой проблемы разработана специальная система стабилизации изображения, встроенная в телескоп. Компенсация сдвигов и вращений будет прово диться путем перемещения приборов фокальной плоскости с помощью высокоточного пьезомеханического гексапода — платформы Гью– Стюарта.
Для разработки плана покрытия небесной сферы было проведено моделирование. Считалось, что наблюдения возможны, когда МКС на ходится в тени Земли, а вне тени — если угол между осью визирования и краем диска Солнца превышает 90°. В типичном плане наблюдения велись 193,4 суток (53% полного времени), среднее число наблюдений отдельного объекта за год равно 22, а объектов вблизи полюсов мира — до 1000. Исходя из этого, среднее число наблюдений отдельного объекта при пятилетней длительности эксперимента составит примерно 100.
В результате анализа выработанных принципов был сделан вывод о реализуемости проекта.
Результаты измерений, которые предполагается получить в ходе проведения фотометрического обзора, должны будут послужить осно вой для получения разнообразных научных данных, таких как создание высокоточного фотометрического каталога звезд, фотометрическое ис следование поверхностей малых тел Солнечной системы, изучение ста тистических закономерностей строения Галактики и распределения межзвездной материи, определение для миллионов звезд их физических характеристик, проведение многоцветной поверхностной фотометрии протяженных объектов, открытие и изучение переменных звезд и многое другое. [29] Объединение астрометрической части каталога GAIA с фотомет рическим каталогом «Лира-Б» позволит получить суперкаталог с прин ципиально новыми характеристиками.
Шестая глава посвящена описанию многоцветной фотометриче ской системы «Лира-Б» [30, 31]. Было принято, что система должна быть широкополосной, чтобы обеспечить высокую проницающую способ ность, что должна сохраниться преемственность с системой WBVR, в которой был выполнен Тянь-Шаньский каталог, и что в числе полос обя зательно должны быть полосы, расположенные в ультрафиолетовой час ти спектра. Поэтому четыре полосы в видимой и самой ближней ульт рафиолетовой областях с центральными длинами волн 350, 440, 550 и 700 нм аналогичны полосам в системе WBVR. Три ультрафиолетовых фильтра с центральными длинами волн 195, 218 и 270 нм позволяют изучать горячие звезды и эффективно определять межзвездное поглоще ние, так как фильтр 218 нм лежит в центре мощной ультрафиолетовой полосы межзвездного поглощения, а два других фильтра — по обе сто роны от нее. Три фильтра с центральными длинами волн 825, 930 и нм лежат в ближней инфракрасной области. Одиннадцатая полоса явля ется панхроматической. Центр фильтра 825 нм (так же, как и фильтра 700 нм) находится на локальном максимуме в спектрах звезд спектраль ного класса M. Фильтр 930 нм соответствует атмосферной полосе воды и, в частности, служит для определения параметров атмосферы при по следующих наземных наблюдениях звезд каталога. Фильтр 1000 нм ох ватывает наиболее длинноволновую область чувствительности кремние вых ПЗС. Кроме космического экземпляра фокальной плоскости в ходе наземной отработки изделия будет создано фотоприемное устройство для наземных наблюдений. В этом устройстве бессмысленно иметь ультрафиолетовые полосы с длинами волн короче 320 нм. Поэтому со ответствующие ПЗС-матрицы будут созданы со светофильтрами, цен трированными на 374 нм (область бальмеровского скачка), на 785 нм (локальный минимум между двумя полосами TiO в спектрах звезд клас са M), и, возможно, на 656 нм (линия водорода H). Возможно, что в хо де изготовления фильтров и проверки их характеристик в положения полос будут внесены небольшие изменения.
Интерференционные фильтры предполагается наносить непосред ственно на поверхность матричных ПЗС. Такая технология была разра ботана в ФИАН им. П.Н. Лебедева и успешно опробована в эксперимен тах серии спутников “Коронас”. Отметим, что применение такой техно логии возможно лишь для матриц с обратной засветкой, обладающих гладкой и однородной передней поверхностью. Обычно интерференци онный светофильтр представляет собой стеклянную или кварцевую пла стину с нанесенным на нее интерференционным покрытием, установ ленную перед фотоприемником. Отражение света от обеих поверхностей стеклянной пластины и от передней поверхности матричного ПЗС по рождает многочисленные блики, особенно от ярких звезд. Вышеописан ная технология нанесения фильтров позволяет этого избежать. С помо щью специалистов ФИАН проведен предварительный расчет этих по крытий, который показал возможность создания светофильтров с высо ким пропусканием в рабочих областях и очень малым пропусканием вне этих областей. Характеристики светофильтров и фотометрических полос приведены в таблице 1.
По кривым реакции фотометрических полос были вычислены по казатели цвета для нескольких двухцветных диаграмм, используя атласы распределений энергии в спектрах звезд и метод синтетической фото метрии. В качестве исходных данных использовался атлас эмпирических средних распределений энергии, составленный А. Пиклсом [32], и нор мальный закон межзвездного поглощения [33].
На традиционных диаграммах (U – B, B – V) или (W – B, B – V) по краснение может быть определено только для спектральных подклассов от O до B3, где линия нарастающего покраснения не имеет множествен ных пересечений с последовательностями для разных классов светимо сти. Если же построить двухцветную диаграмму из ультрафиолетовых величин фотометрической системы «Лира-Б» m195, m218 и m270, которым соответствуют показатели цвета (m195 – m218) и (m218 – m270), то, исполь зуя эти показатели цвета, можно получить надежные значения поглоще ния для звезд спектральных классов O – F. На этой диаграмме вообще не может быть пересечения между последовательностями звезд и линиями нарастающего поглощения. Замечательно то, что при возрастании по глощения один из показателей цвета (m218 – m270) увеличивается («краснеет»!), а другой (m195 – m218 ) — уменьшается («голубеет»!).
Возможно также определять межзвездное поглощение по звездам O– A7 на двухцветной диаграмме (m218 – m270, m270 – m350 ), по гиган там и карликам G – K на диаграмме (m350 – m700, m700 – m930) и по поздним гигантам на диаграмме (m440 – m700, m700 – m930 ).
Таблица 1. Характеристики полос пропускания фотометрической системы эксперимента “Лира-Б” (в первой колонке — централь ные длины волн, во второй — ширины фотометрических полос на уровне половинного пропускания, в третьей — пропускание све тофильтра в максимуме, в последней — суммарная чувствитель ность фотоприемника в максимуме) № поло 0, нм, нм фильтр,% фильтр + QE,% сы 1 195 20 73 2 218 20 84 3 270 25 82 4 350 50 59 4a 374 50 59 5 440 100 73 6 550 80 55 7 700 80 53 7a 785 80 74 8 825 80 74 9 930 80 72 10 1000 100 76 Панхром - ~600 92 Максимум пропускания панхроматического фильтра распо ложен на =495нм, а максимум чувствительности панхрома тического фотоприемника – на =415нм.
Фотометрическая система «Лира-Б» позволяет для звезд многих спектральных типов проводить классификацию по классам светимости.
Например, голубые сверхгиганты уверенно отделяются от звезд главной последовательности на диаграмме (m440 – m700, m350 – m550), а сверхги ганты спектральных классов G, K и M — на диаграмме (m440 – m700, m700 – m930).
На двухцветной диаграмме (m270 – m350, m700 – m930) звезды спек тральных классов F-G-K-M разделяются по металличности. (Здесь ис ходными данными послужили теоретические распределения энергии в спектрах атласа BaSEL [34].
Исследования классификационных возможностей фотометриче ской системы «Лира-Б» продолжаются.
Исходя из времени накопления сигнала при прохождении через одну матрицу (1,04 с) и параметров телескопа и фильтров и из оценок шумов матричных ПЗС, были выведены ожидаемые предельные величины для всех полос фотометрической системы для случая измерений с отношения ми «сигнал/шум» 10 и 100. Результаты показаны в таблицах 2, 3 и 4.
Таблица 2. Предельные звездные величины V в полосах фотомет рической системы «Лира-Б» для звезд спектральных классов OB, A, F, G, K и M. Одно наблюдение с отношением сигнала к шуму S/N=100;
= 0m,01.
Sp 0, нм 195 218 270 350 374 440 550 700 785 825 930 1000 панхром OB 10,6 10,9 11,4 11,7 11,5 12,8 11,5 10,9 10,7 10,5 9,8 9,2 14, A 8,5 9,0 9,4 10,6 10,7 12,6 11,6 11,1 11,0 10,8 10,3 9,7 14, F 6,1 7,3 8,4 10,3 10,4 12,5 11,8 11,5 11,5 11,3 10,8 10,2 14, G 1,6 4,3 7,2 9,8 9,8 12,3 11,9 11,9 12,0 11,8 11,3 10,8 14, K 0,6 0,0 5,0 8,9 9,0 12,1 12,1 12,4 12,6 12,5 12,0 11,5 14, M 1,6 1,8 3,5 9,2 9,5 12,5 12,7 13,7 14,6 14,7 14,7 14,3 16, Таблица 3. Предельные звездные величины V в полосах фотомет рической системы «Лира-Б» для звезд спектральных классов OB, A, F, G, K и M. Одно наблюдение с отношением сигнала к шуму S/N=10;
= 0m,1.
Sp 0, нм 195 218 270 350 374 440 550 700 785 825 930 1000 панхром OB 15,3 15,6 16,0 16,4 16,2 17,4 16,2 15,5 15,3 15,1 14,4 13,8 18, A 13,2 13,6 14,1 15,3 15,4 17,3 16,3 15,8 15,7 15,5 14,9 14,3 18, F 10,8 12,0 13,1 15,0 15,1 17,1 16,4 16,2 16,1 16,0 15,4 14,9 18, G 6,3 9,0 11,8 14,5 14,5 16,9 16,6 16,6 16,6 16,5 16,0 15,4 18, K 4,1 4,6 9,7 13,6 13,7 16,8 16,8 17,1 17,2 17,1 16,7 16,2 19, M 6,3 6,5 8,2 13,9 14,2 17,2 17,4 18,4 19,3 19,4 19,4 19,0 20, Таблица 4. Предельные звездные величины V в полосах фотомет рической системы «Лира-Б» для звезд спектральных классов OB, A, F, G, K и M. 100 наблюдений с отношением сигнала к шуму S/N=10;
= 0m,1, Sp 0, нм 195 218 270 350 374 440 550 700 785 825 930 1000 панхром OB 18,5 18,8 19,2 19,5 19,3 20,6 19,3 18,6 18,3 18,2 17,4 16,9 21, A 16,3 16,8 17,3 18,4 18,6 20,4 19,5 18,9 18,7 18,5 18,0 17,4 21, F 13,9 15,1 16,2 18,2 18,3 20,3 19,6 19,2 19,2 19,1 18,4 17,9 21, G 9,4 12,2 15,0 17,6 17,6 20,1 19,7 19,6 19,6 19,5 19,0 18,4 21, K 7,3 7,8 12,9 16,7 16,8 19,9 20,0 20,1 20,3 20,2 19,8 19,2 22, M 9,4 9,7 11,4 17,1 17,3 20,3 20,5 21,5 22,4 22,5 22,5 22,1 23, В таблице 5 показаны звездные величины, вызывающие переполнение пикселей.
Таблица 5. Наиболее слабые звездные величины V в полосах фо тометрической системы «Лира-Б», вызывающие переполнение пикселей для звезд спектральных классов OB, A, F, G, K и M.
Sp 0, нм 195 218 270 350 374 440 550 700 785 825 930 1000 панхром OB 5,7 6,2 7,3 7,5 7,8 8,6 7,3 5,7 7,0 6,8 6,3 5,8 10, A 3,6 4,2 5,4 6,4 7,1 8,5 7,4 6,0 7,4 7,2 6,8 6,3 10, F 1,1 2,5 4,3 6,2 6,8 8,3 7,5 6,3 7,8 7,7 7,3 6,8 10, G 3,4 0,4 3,1 5,6 6,2 8,1 7,7 6,8 8,3 8,2 7,8 7,4 10, K 5,5 4,8 1,0 4,7 5,3 8,0 7,9 7,2 8,9 8,8 8,6 8,2 11, M 3,4 2,9 0,5 5,0 5,8 8,4 8,5 8,6 11,0 11,1 11,2 10,9 12, Найденные предельные величины позволили оценить количество звезд, для которых будет проведена фотометрия в разных полосах. По казано, что измерения в полосах “440” и “700” позволят детектировать тысячи звезд на каждом квадратном градусе [31].
В последнем разделе шестой главы обсуждается вопрос о создании высокоточной опорной системы звезд-стандартов на всем небе [6]. Из мерения объектов относительно звезд-стандартов позволяют не слиш ком бдительно следить за стабильностью характеристик измерительной аппаратуры, Стабильность аппаратуры — единственное условие для хо роших измерений вне земной атмосферы. При наблюдениях с поверхно сти Земли возникает дополнительный источник нестабильности. Атмо сферная экстинкция изменяет абсолютную чувствительность и спек тральные характеристики фотометрических полос. Задача состоит в том, чтобы в итоге наблюдения были приведены к единым характеристикам для данной фотометрической системы.
Система опорных фотометрических стандартов должна обеспечи вать:
вычисление параметров атмосферы Земли для точного учета атмосферной экстинкции;
вывод уравнений трансформации между различными фото метрическими системами;
перевод результатов измерений, сделанных в текущей инст рументальной фотометрической системе, спектральные параметры кото рой медленно дрейфуют, в общую (стандартную!) фотометрическую систему.
Звезды, входящие в состав каталога опорных фотометрических стандартов, должны обладать следующими свойствами:
звезды должны быть представлены в широком диапазоне звездных величин;
звезды должны быть отобраны из представительной выборки спектральных классов и классов светимости;
звезды не должны показывать переменность в пределах по грешности аппаратуры;
звезды не должны иметь в ближайшей окрестности звезд помех, мешающих измерениям;
для слабых звезд-стандартов дополни тельно требуется отсутствие мешающего измерениям неоднородного фона (туманностей и пр,);
звезды должны быть измерены с малой погрешностью (ко нечно, зависящей от звездной величины, спектрального типа и фотомет рической полосы);
звезды должны обладать такими распределениями энергии в спектре, которые позволяют осуществлять редукцию в фотометрические полосы, отличающиеся от полос, заданных в каталоге.
Наконец, каталог опорных фотометрических стандартов должен быть дополнен:
таблицами, описывающими набор кривых реакции его соб ственных фотометрических полос;
таблицами типичных распределений энергии в спектрах для звезд различных спектральных классов и классов светимости в спек тральном диапазоне, соответствующем кривым реакции фотометриче ских полос каталога;
этот набор должен включать звезды различных температур, давлений в фотосфере, обилия химических элементов, меж звездных покраснений и др.;
описанием процедур и данными для вычисления средних кривых пропускания земной атмосферы при различных условиях;
опи санием процедур выведения поправок к среднему атмосферному про пусканию, получаемых из наблюдений;
описанием процедур измерений звезд-стандартов во всех спектральных полосах каталога, видимых с Земли;
описанием процедур измерений звезд, не входящих в каталог стандартов во всех видимых с Земли фотометрических полосах;
описанием процедур измерений звезд-стандартов в фотомет рических полосах, отличающихся от полос каталога;
описанием процедур измерений звезд, не входящих в каталог стандартов, в фотометрических полосах, отличающихся от полос ката лога.
Одной из важнейших задач космического эксперимента «Лира-Б», подготавливаемого в МГУ совместно с Роскосмосом, является создание системы высокоточных фотометрических стандартов. Эксперимент «Лира-Б» должен создать именно такой каталог звезд-стандартов, до полненный набором необходимых данных и описанием процедур обра ботки. Если имеется каталог, обладающий вышеперечисленными свой ствами, то наблюдатель легко может создать каталог стандартов в своей фотометрической системе без дополнительных наблюдений. Для этого нужно иметь набор распределений энергий в спектре (РЭС) для звезд, подобных тем, которые содержатся в каталоге звезд-стандартов, задать (принять) закон межзвездного покраснения и хорошо знать кривые ре акции каталога «Лира» и кривые реакции собственного оборудования.
При этом становится возможным вычислить набор РЭС для различных значений межзвездного покраснения, затем вычислить синтетические показатели цвета в системе «Лира-Б» и в системе пользователя, и, нако нец, вывести уравнение трансформации звездных величин из системы «Лира-Б» в собственную систему наблюдателя.
В заключении обсуждается проблема построения в будущем фун даментальной фотометрической системы, которая должна быть создана на основе сравнения каталогов звезд-стандартов, полученных на разных обсерваториях, и приводятся основные выводы диссертации.
В Приложении «А» даются оценки некоторых систематических ошибок фотометрии и спектрофотометрии. В Приложении «Б» уточня ются некоторые термины и приводятся важнейшие формулы. В Прило жении «В» приводятся уравнения трансформации звездных величин ме жду некоторыми фотометрическими системами. В Приложении «Г» да ны Таблицы, в которых приведены кривые реакции системы WBVR, ве личины стандартов системы WBVR, использовавшиеся в 1976–1989 го дах, величины звезд скопления Гиады, каталог объектов SETI. В Прило жении «Д» описан алгоритм расчета спектральной функции пропуска ния атмосферы Земли. В Приложении «Е» выполнен расчет предельных величин звезд различных спектральных типов, которые ожидается полу чить в ходе эксперимента «Лира-Б». В Приложении «Ж» сделана оценка количества звезд в будущем каталоге «Лира-Б».
ЗАКЛЮЧЕНИЕ Результаты, полученные в настоящем исследовании, подтвержда ют, что методы современной астрофотометрии позволяют проводить измерения с точностью порядка одной тысячной звездной величины, как в случайном, так и в систематическом смысле. Но для этого фотометри ческая система должна быть построена с соблюдением ряда важных принципов, основанных на соблюдении требований метрологии и изло женных в тексте диссертации. Основной идеей являлось то, что в совре менное понятие фотометрической системы входят не только определе ния нуль-пункта величин и кривых реакции фотометрических полос, но и методы исследования аппаратуры, проведения и обработки наблюде ний. Соблюдение этих принципов позволило создать фотометрическую систему WBVR, и выполнить высокоточный каталог WBVR-величин яр ких звезд северного неба.
Появление высокоточных фотометрических каталогов, построен ных в различных фотометрических системах, потребовало создания ме тода сравнения этих данных с целью выявления взаимных систематиче ских различий. В диссертации показано, что таким методом может быть последовательное построение трансформационных полиномов от пока зателей цвета, от звездных величин и от положения объекта на небесной сфере. Разработанный метод был применен для сравнения данных Ката лога WBVR-величин с величинами, полученными в ходе космических экспериментов Hipparcos и Tycho. В результате сравнения было доказа но, что точность измерения блеска непеременных звезд в Каталоге Hipparcos и в WBVR-каталоге примерно одинакова и характеризуется среднеквадратичной ошибкой порядка 0m,002;
впервые были найдены систематические ошибки фотометрических каталогов, зависящие от не бесных координат объектов.
Отбор звезд, показывающих наилучшее согласие по измерениям их блеска в Каталоге Hipparcos и в Тянь-Шаньском каталоге WBVR величин, позволил создать каталог фотометрических стандартов на се верном небе, в который вошло 6484 звезды.
Поставленная задача создания обширного фотометрического мно гоцветного обзора всего неба привела к осознанию необходимости про ведения космического эксперимента по наблюдениям звезд до 16-й звездной величины в десяти спектральных полосах. Для этого были раз работаны принципы проведения фотометрического обзора неба с борта Международной космической станции (космический эксперимент «Ли ра-Б»).
Объединение астрометрической части каталога GAIA с фотомет рическим каталогом «Лира-Б» позволит получить суперкаталог с прин ципиально новыми характеристиками.
В ходе исследования предложено расположение десяти полос фо тометрической системы «Лира-Б» в ультрафиолетовой, видимой и ближней инфракрасной областях. Показано, что такое расположение по лос позволяет эффективно определять межзвездное поглощение, и для звезд многих спектральных типов проводить классификацию по спек тральным классам и классам светимости. В ряде случаев фотометриче ская система «Лира-Б» позволяет оценивать обилие металлов в звездных атмосферах.
Задачей современных наблюдателей-астрофотометристов является строгое соблюдение условий, обеспечивающих возможность прецизион ной фотометрии. Значительные усилия должны быть направлены на соз дание нового современного каталога распределений энергии в спектрах большого количества звезд разных спектральных типов и звезд, предна значенных быть универсальными стандартами.
Современные успехи астрофотометрии в России основаны на проч ном методическом и идейном фундаменте, заложенном выдающимися российскими астрономами: В.К. Цераским, Г.А. Тиховым, В.Б. Никоновым, Д.Я. Мартыновым и другими.
Перед современной астрофотометрией стоит важная задача: соз дать фундаментальный опорный каталог фотометрических стандартов, способных быть пригодными для любой фотометрической системы.
Работа по сравнению данных каталога Hipparcos и Тянь Шаньского каталога (глава 3) была поддержана грантом Российского Фонда фундаментальных исследований (проект № 00-02-16282).
Работа по открытию переменных звезд (глава 4) была поддержана грантом Российского Фонда фундаментальных исследований (проект № 02-02-16069).
Эскизный проект «Создание комплекса научной аппаратуры мно гоцветного фотометрического обзора неба», шифр «Лира-Б», выполнял ся в рамках ОКР «МКС-Эксперимент», проводимой ОАО «РКК «Энер гия» им. С.П. Королева» по Госконтракту от 05.06.2007 г. № 351 8623/07 с Федеральным космическим агентством.
СПИСОК РАБОТ, ОПУБЛИКОВАННЫХ АВТОРОМ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ Большинство работ, в которых изложено основное содержание диссертации, написаны в соавторстве. Общий вклад в совместных статьях мы считаем равным, однако естественно, что конкретные виды работ (постановка задачи, наблюдения, обработка результатов измере ний, анализ результатов и их интерпретация и др.), как правило, выпол няются не в равной степени. В список положений, вынесенных на защи ту, включены лишь те результаты и выводы, в которых вклад автора диссертации в проведенные исследования был основополагающим или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.
Список работ, в которых опубликовано основное содержание дис сертации, состоит из 44 наименований, в их числе 6 статей в российских ведущих рецензируемых научных журналах, включённых ВАК России в список изданий, рекомендуемых для опубликования основных научных результатов диссертации на соискание ученой степени кандидата и док тора наук, 16 статей, опубликованных в журналах, представленных в международной базе данных “Astrophysics” (adsabs.harvard.edu), моно графия «Каталог WBVR-величин ярких звезд северного неба» под ред.
В.Г. Корнилова, опубликованная в Трудах ГАИШ МГУ, учебное посо бие «Прецизионная фотометрия» и научно-учебная монография «Осно вы астрофотометрии» (Физматлит, 2008).
Статьи, опубликованные в российских ведущих рецензируемых на учных журналах, включённых ВАК России в список изданий, рекомен дуемых для опубликования основных научных результатов диссертации на соискание ученой степени кандидата и доктора наук 1. Кусакин А.В., Миронов А.В., Мошкалев В.Г. Исследование пе ременности звезд группы первичного стандарта фотометрической сис темы WBVR. // Письма в Астрономический журнал. 1991. Т.17. №3. С.
261–267.
2. Миронов А.В.,Мошкалев В.Г. Анализ спектрофотометриче ских и фотометрических данных для звезд — первичных спектрофото метрических стандартов. // Астрономический журнал. 1995. Т.72.
Вып.1. С. 80–88.
3. Миронов А.В., Мошкалев В.Г. Анализ и коррекция распреде лений энергии в спектрах 238 вторичных спектрофотометрических стан дартов. // Астрономический журнал. 1996. Т.73. Вып. 5. С.772–782.
4. Миронов А.В., Мошкалев В.Г., Харитонов А.В. Показатели цвета Солнца и звезд Гиад. // Астрономический журнал. 1998. Т.75. №6.
C.903–912.
5. Захаров А.И., Колесниченко Г.Н., Миронов А.В., Никола ев Ф.Н. Расчет величин опорных звезд в системе типового широкопо лосного приемника на основе данных астрономических каталогов, со держащих фотометрическую информацию. // Информационно измерительные и управляющие системы. Т. 6, № 6. 2008. С.24–29.
6. Захаров А.И., Миронов А.В., Прохоров M.Е., Бирюков А.В., Стекольщиков О.Ю., Тучин М.С.. Космический эксперимент «Лира-Б»:
цели и принципы реализации. // Астрономический журнал. 2013. Т. 90.
№3. С.223–241.
Статьи, опубликованные в журналах, представленных в междуна родной базе данных Astrophysics (adsabs.harvard.edu) 1. Миронов А.В., Мошкалев В.Г., Халиуллин Х.Ф., Черепа щук А.М. Атмосферная прозрачность в полосах WBVR в районе Высо когорной экспедиции ГАИШ. // Астрономический циркуляр. №1003, 1978. С.6–7.
2. Миронов А.В., Мошкалев В.Г., Халиуллин Х.Ф. Система высо коточных фотоэлектрических стандартов в полосах WBVR. // Астроно мический циркуляр. №1351, 1984, С.1–4.
3. Khaliullin Kh., Mironov A.V., Moshkalyov V.G. The New Photo metric WBVR System. // Astrophys. and Space Sci. 1985. V.111. No.2.
P.291–323.
4. Cherepashchuk A., Khaliullin Kh., Kornilov V., Mironov A. Stern berg WBVR photometric survey of bright stars. // Astrophys. and Space Sci.
1994. V.217. No.1–2. P.83–85.
5. Kornilov V.G., Mironov A.V., Zakharov A.I. The WBVR catalogue of bright stars. // Baltic Astronomy. 1996. V.5, No.1–2. P.379-390.
6. Mironov A.V., Kharitonov A.V. Selection of Solar Analogs on the basis of various color indices. // Proceedings of "Solar Analogs: Characteris tics and Optimum Candidates" Held 5–7 Oct. 1997 at Lowell Observatory.
1998. P.149–152.
7. Mironov A., Zakharov A. Systematic Errors of High-Precision Pho tometric Catalogues. // Astrophys. and Space Sci. 2002. V.280. Issue 1/2.
P.71–76.
8. Mironov A.V., Zakharov A.I., Nikolaev F.N. On the New Tech nique for Discovering Variable Stars. // Baltic Astronomy. 2003. V.12.
P.589–594.
9. Ambartsoumian A.R., Mironov A.V., Zakharov A.I..
Ultraviolet Passbands for a Space Multicolor Photometric System. // Baltic Astronomy. 2003. V.12. P.629–630.
10. Mironov A., Zakharov A., Ambartsumyan A. Improved Photomet ric Accuracy and the Creation of an All-sky High-Accuracy Stellar Standard System. / The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization. Proceedings of a meeting held in Blankenberge, Belgium 8– 11 May 2006. // ASP Conference Series. 2007. V.364. P.81–83.
11. Mironov, Alexey V.;
Zakharov, Andrey I.;
Prokhorov, Mikhail E.;
Nikolaev, Fedor N.;
Tuchin, Maxim S. The Multicolor LYRA Photometric System for Variable Stars and Halo Studies. / Variable Stars, the Galactic halo and Galaxy Formation, Proceedings of an international conference held in Zvenigorod, Russia, 12–16 October 2009. Eds. C.Sterken, N.Samus, L.Szabados. // Published by Sternberg Astronomical Institute of Moscow University. Russia. 2010. P.185–191.
12. Malkov, Oleg;
Mironov, Aleksej;
Sichevskij, Sergej. Single-binary star separation by ultraviolet color index diagrams. // Astrophysics and Space Science. 2011. V. 335. No. 1. P.105–111.
13. Karpov, S. V.;
Malkov, O. Yu.;
Mironov, A. V. Cross identification of large surveys for finding interstellar extinction. // Astrophys ical Bulletin. 2012. V.67. Issue 1. P.82–89.
14. Zakharov, A.I., Mironov,A.V., Nikolaev,F.N., Tuchin,M.S. The LYRA Photometric System and the Catalog of Photometric Reference Stand ard Stars. // Astron. Nachr. 2013. V.334. P.822–826.
15. Zakharov, A.I.,Mironov,A.V., Prokhorov, Nikolaev,F.N., Tuchin, M.S., Biryukov, A.V. Expected Characteristics of Data from the LYRA mission. // Astron.Nachr. 2013. V.334. P.827–830.
16. Sichevskiy, S.G., Mironov,A.V., Malkov,O.Yu. Classification of stars with WBVR photometry. // Astron.Nachr. 2013. V.334. P.832–834.
17. Krusanova N.L., Mironov A.V., Zakharov A.I. WBVR standards in the northern sky. Analysis of variability by MZ-technique. // Peremennye Zvezdy (Variable Stars). 2013, 33. 8.
Опубликованные монографии и учебные пособия 1. Корнилов В.Г., Волков И.М., Захаров А.И., Козырева В.С., Кор нилова Л.Н., Крутяков А.Н., Крылов А.В., Кусакин А.В., Леонтьев С.Е., Миронов А.В., Мошкалев В.Г. Погрошева Т.М., Семенцов В.Н., Хали уллин Х.Ф. Каталог WBVR-величин ярких звезд северного неба. / Под ред. В.Г. Корнилова. // Труды ГАИШ. Т.63. М.: Изд-во Московского ун та. 1991.— 400 с.
2. Миронов А.В. Прецизионная фотометрия. Практические осно вы прецизионной фотометрии и спектрофотометрии звезд. Учебное по собие. // М.: Изд-во ТОО “ЭДЭМ”. 1997.— 157 c.
3. Миронов А.В. Основы астрофотометрии. Практические основы фотометрии и астрофотометрии звезд. М.: ФИЗМАТЛИТ, 2008. 260 с.
Другие публикации по теме диссертации 1. Корнилов В.Г., Крутяков А.Н., Миронов А.В. Автоматизиро ванный фотометрический комплекс Тянь-Шаньской высокогорной экс педиции ГАИШ. / Современные технологии в автоматизированных сис темах научных исследований, обучения и управления. Под ред.
В.А.Садовничего. // М.: Изд. Московского университета, 1990. С.125– 128.
2. Миронов А.В., Мошкалев В.Г., Харитонов А.В., Колыхало ва О.М. Об аппаратурных систематических ошибках фотоэлектриче ской фотометрии. // Известия Национальной академии наук Республики Казахстан. Серия физико-математическая. 1995. №4, ч. I. C.54–64.
3. Миронов А.В., Крылова М.И. Расчет спектрального пропуска ния земной атмосферы для произвольного астрономического пункта умеренных широт. /Труды IV съезда Астрономического Общества. // Москва: СП. 1998. C.153–156.
4. Миронов А.В., Харитонов А.В. Наблюдательное определение показателей цвета Солнца. // Известия Академии Наук. Серия физиче ская. 1998. Т.62. №.6. С.1198–1200.
5. Миронов А.В. Методика и результаты современной высоко точной фотометрии звезд. // Физика Космоса. Обзорные лекции по ас трономии: 27-я международная студенческая научная конференция;
под ред. С.А.Гуляева, Екатеринбург, 2–6 февраля. 1998 г. С.44–57.
6. Захаров А.И., Миронов А.В., Крутяков А.Н. О переменных звездах, открытых по данным космического эксперимента HIPPARCOS. // "Переменные звезды ключ к пониманию строения и эволюции Галактики". Международная конференция, посвященная 90 летию со дня рождения Б.В.Кукаркина. 25–29 октября 1999 г. Москва.
ГАИШ МГУ. Сб. трудов;
под ред. Н.Н.Самуся и А.В.Миронова. Нижний Архыз: Компьютерный инф.-изд. центр "CYGNUS". 2000.
С.72–77.
7. Krutyakov A.N., Mironov A.V., Zakharov A.I. HIPPARCOS and other Catalogues: the Photometric Accuracy. // JENAM-2000. Труды при соединенного симпозиума «Спектрофотометрические и фотометриче ские стандарты и каталоги. Звезды-стандарты и аналоги Солнца». Под ред. А.А.Архарова и А.В.Миронова. Пулково, 5–8 июня 2000 г. СПб.
Изд-во СПбГУ. 2000. С.12–15.
8. Миронов А.В., Харитонов А.В. Выбор аналогов Солнца на ос нове различных индексов цвета. М., Труды ГАИШ. Т.71. 2001. С. 94– 101.
9. Миронов А.В. Будущие космические эксперименты и перспек тивы развития звездной астрономии. // ”Физика Космоса”: Труды 33 ме ждународной студенческой научной конференции, Екатеринбург, 2– февраля 2004 г. Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 2004.
С.107-118.
10. Захаров А.В., Миронов А.В., Крутяков А.Н.
О систематических ошибках высокоточных фотометрических каталогов.
Труды ГАИШ. Т.70. – М.: Изд. «Янус-К», 2004. C.289–303.
11. Миронов А.В.,Гиндилис Л.М., Захаров А.И., Кардашев Н.С., Кацова М.М., Куимов К.В., Расторгуев А.С., Рудницкий Г.М., Тимофеев М.Ю., Сурдин В.Г., Черепащук А.М., Филиппова Л.Н.
100 звезд и ВЦ: где Они? // Бюллетень САО РАН. Т.60–61. 2006.
С.62–78.
12. Миронов А.В., Захаров А.И. В.Б. Никонов и современные про блемы астрофотометрии. // Известия КрАО 2007. Т.103, № 3.
С.218–224.
13. Миронов А.В., Захаров А.И., Прохоров М.Е. Проблемы совре менной астрофотометрии. // ”Физика Космоса”: Труды 37 международ ной студенческой научной конференции, Екатеринбург, 28 янв. –1 февр. 2008 г. Екатеринбург: Изд-во Уральского универси тета. 2008. С.105–117.
14. Прохоров М.Е., Миронов А.В., Захаров А.И. Российский кос мический фотометрический эксперимент «Лира-Б». // ”Физика Космо са”: Труды 37 международной студенческой научной конференции, Ека теринбург, 28 янв.–1 февр. 2008 г. Екатеринбург: Изд-во Уральского университета. 2008. С.141–163.
15. Прохоров М.Е., Захаров А.И., Миронов А.В. Космический ас тро- и фотометрический эксперимент «Свеча». // Труды ИПА РАН.
Вып. 20. СПб.: Наука. 2009. С.336–340.
16. Прохоров М.Е., Захаров А.И., Миронов А.В. Космический многоцветный фотометрический обзор всего неба «Лира». // Труды ИПА РАН. Вып. 20. СПб.: Наука. 2009. С.453–456.
17. Миронов А.В., Захаров А.И., Прохоров М.Е. Многоцветные фотометрические системы: прошлое и настоящее. // ”Физика Космоса”:
Труды 39 международной студенческой научной конференции, Екате ринбург, 1–5 февр. 2010 г. Екатеринбург: Изд-во Уральского универ ситета. 2010. С.85–107.
18. Kilpio, E. Yu.;
Malkov, O. Yu.;
Mironov, A. V. Comparative anal ysis of modern empirical spectrophotometric atlases with multicolor photo metric catalogues. / International Workshop on Stellar Libraries, Proceedings of a conference held 5-9 December, 2011 at University of Dehli, India. Edited by P. Prugniel and H. P. Singh. // Astronomical Society of India Conference Series. V.6. 2012. P.31–38.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 1. ESA: The Hiррarcos and Tycho Catalogues, ESA SР-1200.
Vol.1–17. 1997.
2. ESA: GAIA: Composition, Formation and Evolution of the Galaxy,Technical Report, ESA-SCI. 2000. 4.
3. Cutri R.M., Skrutskie M.F., Van Dyk S. et al. 2004. // The 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources. CDS II/246.
4. Skrutskie, M. F., Cutri, R.M., Stiening R., et al.), 2006. // Astron.J. V.131. P.1163.
5. Adelman-McCarthy, J. K., Agueros, M.A., Allam, et al. // Astroph.J. Suppl. Ser. V.172, P.634.
6. Mironov A., Zakharov A., Ambartsumyan A., / International conference «The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization». Proceedings of a meeting held in Blankenberge, Belgium 8–11 May 2006. // ASP Conference Series, 2007. V.36.
P.81–83.
7. Martin, D. C., Fanson, J., Schiminovich D., et al.), // Astrophys. J. (Letters). 2005. V.619. L1.
8. Wamsteker, W. // ASP Conf. Ser. 1999. V.164. P.261.
9. Epchtein, N., de Batz, B., Copet, E. et al., // Astrophys. and Space Sci. 1994. V.217. P.3.
10. Wright, J.T., Marcy, G.W., Butler, R.Р., Vogt, S.S. // Astroph.J.Suppl.Ser. 2004. V.152. P.261.
11. Johnson H.L., Morgan W.W. // Astroph.J., 1951. V.114.. P. 12. Johnson H.L., Morgan W.W. // Astroph.J., 1953. V.117. P. 13. Ажусенис А., Страйжис В., 1966. // Бюллетень Вильнюсской обсерватории. № 16,.С.3.
14. Страйжис В. Многоцветная фотометрия звезд. Фотометрические системы и методы. // Вильнюс. Изд-во «МОКСЛАС». 1977.
15. Корнилов В.Г., Волков И.М., Захаров А.И., Козырева В.С., Корнилова Л.Н., Крутяков А.Н., Крылов А.В., Кусакин А.В., Леонтьев С.Е., Миронов А.В., Мошкалев В.Г. Погрошева Т.М., Семенцов В.Н., Халиуллин Х.Ф. 1991. / Под ред. В.Г. Корнилова.// Труды ГАИШ, 63. М.: Изд-во Московского ун-та, 1991.
400 стр. (Тянь-Шаньский фотометрический каталог).
16. Khaliullin Kh., Mironov A.V., Moshkalyov V.G. // Astrophys. and Space Sci. 1985. V.111. No.2. P.291–323.
17. Миронов А.В. 2008. Основы астрофотометрии. Практические Основы фотометрии и астрофотометрии звезд. // М.: ФИЗМАТЛИТ, 2008 260 с.
18. Krusanova N.L., Mironov A.V., Zakharov A.I. // Peremennye Zvezdy (Variable Stars). 2013. V.33. 8.
19. Миронов А.В., Мошкалев В.Г., Харитонов А.В. // Астрон. ж. 1998. Т.75. С.903–912.
20. Миронов А.В., Харитонов А.В. М. Труды ГАИШ. 2001. Т.71.
С.94–101.
21. Миронов А.В., Кардашев Н.С., Гиндилис Л.М. и др. 2006. // Бюллетень САО РАН. Т.60-61. С.62–78.
22. Захаров А.И., Колесниченко Г.Н., Миронов А.В., Николаев Ф.Н. // Информационно-измерительные и управляющие системы. 2008.
Т.6. № 6, С.24–29.
23. Захаров А.И., Миронов А.В., Прохоров M.Е., Бирюков А.В., О.Ю.Стекольщиков, М.С.Тучин. 2013. // Астрон. Ж. Т.90. №3.
C.223–241.
24. Zakharov, A.I.,Mironov, A.V., Nikolaev, F.N.,Prokhorov, M.E., Tuchin, M.S.) // Astron. Nachr. 2013. V.334. P.822–826.
25. Мошкалев В.Г., Халиуллин Х.Ф. // Астрон. ж. 1985. Т. 62. С. 26. Mironov A.V., Zakharov A.I., Nikolaev F.N. // Baltic Astronomy. 2003.
V.12. P.589–594.
27. Johnson H.L., Mitchell R.I. // Astroрh. J. 1968. V.153. P.313.
28. Cousins A.W.J. // South Africa Astron. Observ. Circ., 1, 1980.
`P.166–168 and P.234-256.
29. Zakharov, A.I.,Mironov, A.V., Prokhorov, M.E., Nikolaev,F.N., Tuchin,M.S., Biryukov,A.V. // Astron.Nachr. 2013. V.334. P.827–830.
30. Mironov, A.V., Zakharov, A.I., Prokhorov, M.E., Nikolaev, F.N., Tuchin, M.S. / “Variable Stars, the Galactic halo and Galaxy Formation”, Proceedings of an international conference held in Zvenigorod, Russia, 12–16 October 2009. Eds. C.Sterken, N.Samus, L.Szabados. // Published by Sternberg Astronomical Institute of Moscow University, Russia. 2010. P.185–191.
31. Zakharov, A.I.,Mironov, A.V., Nikolaev, F.N.,Prokhorov, M.E., Tuchin, M.S. // Astron. Nachr. 2013. V.334. P.822–826.
32. Pickles A.J. // Publ. Astron. Soc. Pac. 1998. V.110. P.863.
33. Fluks, M.A., Plez, B., Th, P.S., et al. // Astron.& Aр.Suррl., 1994.
V.105. P.311.
34. Lejeune, Th., Cuisinier, F., Buser, R. // Astron.& Aр.Suррl., 1997.
V.125. P.229.
Подписано в печать: 30.01. Объем: 1,7 п.л.
Тираж: 100 экз. Заказ № Отпечатано в типографии «Реглет»
119526, г. Москва, пр-т Вернадского, д. (495) 363-78-90;
www.reglet.ru