Внеатмосферное распределение энергии в спектрах избранных звезд

Итог наших вычислений представлен в таблице 3. В таблице приведено

внеатмосферное распределение энергии в спектрах восьми избранных звезд промежуточного блеска. Оно получено вычислительным путем на базе спектрофотометрических и фотометрических данных.Если бы не было межзвездного поглощения, то абсолютное распределение энергии для звезд класса A0Vможно вычислить по формуле:

E(l) = 3.54´10^-2´e(l)´10^-0.4V [Вт / (м²×м)] (17)

где E(l) - абсолютное распределение энергии для данной звезды;

e(l) - относительное распределение энергии для звезд A0V;

V - видимая звездная величина.

Множитель 10^-0.4V преобразует звездную величину в энергетические потоки в нормирующей длине волны. КоэффициентыF = 3.54´10^-2´10^-0.4Vвычислялся для каждой из исследуемых звезд.

Однако, все наши звезды отягощены межзвездным поглощением и его необходимо учесть. Образно выражаясь - надо «покрасить» кривую относительного распределения е(l). Эта процедура выполняется путем умножения е(l) на выражение k(l)^Av. Здесь k(l)= I(l) / I₀(l)- коэффициент пропускания излученияI(l) единичного количества межзвездной среды. За единицу принимается количество вещества, которое ослабляет излучение на одну звездную величину (в 2.512 раз), т.е. А_v= 1.00.Зависимость k(l) и есть закон межзвездного поглощения. Он известен и в литературе имеется несколько его вариантов. Как упоминалось ранее, мы остановились на работе [11]. Величина А_v = R_v´E_(B-V), R_v=3.1, E_(B-V) - имеется в таблице1. Ниже приводится таблица 3, в которой приведены результаты части промежуточных расчетов.

Таблица3

Некоторые промежуточные результаты, необходимые для вычислений абсолютного распределения энергии в спектрах избранных звезд

 

№	HD	V	0.4V	10^-0.4^V	F=0.0354´10^-0.4^V	B-V= Е(B-V)	Av=3.1´Е(B-V)
		9.^m52	3.808	156´10^6	552´10^-8	+0.^m23	0.713
		9. 00	3.600			+0.15	0.465
	17243*	8.78	3.512			+0.07	0.217
		8.63	3.452			+0.03	0.093
		9.88	3.952			+0.37	1.147
		8.91	3.564			+0.06	0.186
		9.81	3.924			+0.12	0.372
		9.68	3.872			+0.08	0.248

 

Результаты итоговых вычислений представлены в таблице 4.

Таблица 4

Внеатмосферное распределение энергии в спектрах исследованных

звезд, единицы - [10^-8Вт/(м²× м)].*

 

l\ HD

 

В первой колонке приведены длины волн центров интервалов усреднения (в ангстремах), в остальных - внеатмосферные энергетические освещенности, создаваемые указанными звездами. Точность полученных данных мы оцениваем в 5-10%. Подчеркнем, что распределение энергии в спектрах семи исследованных звезд получено впервые.

Заключение

Тему проекта нам порекомендовали сотрудники АФИФ во время экскурсии нашего класса на обсерваторию. Во введении приведены аргументы о научной целесообразности данной темы. Проблема создания спектрофотометрических стандартов еще долгое время будет актуальной. Со временем вводятся в эксплуатацию все более крупные телескопы. Соответственно растет их проницающая сила. Для более слабых объектов требуются более слабые стандарты. Стандарты должны быть как можно точнее и надежнее, иметь более высокое спектральное разрешение, охватывать все более широкую спектральную область. К тому же, их должно быть много, что повышает как точность наблюдений, так и их производительность.

Мы решили дополнить список спектрофотометрических стандартов. Обычно их создают с помощью наблюдений путем привязки избранных в качестве стандартов звезд к ранее исследованным. Это метод относительной спектрофотометрии. Данный метод очень трудоемкий. К тому же, он требует исключительно чистых ночей. Однако, основная проблема при их создании - это невозможность наблюдать с имеющейся аппаратурой слабые звезды. Поэтому мы пошли по другому пути - вычислительному. Для этого нужны данные о спектральных классах звезд - кандидатов в стандарты, фотометрические данные и нормальные спектральные распределения энергии для звезд данного спектрального класса. Эти данные были собраны из различных каталогов и статей. Нами освоен и внедрен данный метод абсолютизации. В качестве стандартов были выбраны8 звезд 8-10 величины, имеющих спектральный класс А0V. Для звезды HD23009 распределение было получено ранее с помощью наблюдений. Мы сравнили наши вычисленные данные с имеющимися. Тем самым мы проверили использованную нами методику. Сравнение показало, что вычислительный метод дает удовлетворительные результаты. Различия данных между полученными из наблюдений и из вычислений составляют не более 5%, что является приемлемым для многих задач.

Данный метод можно использовать также для звезд других спектральных классов, но алгоритм для них будет более сложным. В целом поставленная в проекте задача выполнена, результаты доведены до числа. Полученные данные можно использовать при стандартизации спектрофотометрических наблюдений галактик, звезд, планет, астероидов и комет.

В заключение отметим, что впервых двух главах проекта кратко рассмотрены некоторые вопросы, относящиеся к физике и эволюции звезд и межзвездной среды, а также методы абсолютной и относительной спектрофотометрии. Их можно использовать в качестве пособия по астрономии.

 

Литература

1. Боярчук А.А., Шустов Б.М. Возможности ультрафиолетовой обсерватории «Спектр-УФ» и принципы организации наблюдений / В сборнике «Ультрафиолетовая Вселенная», М. «ГЕОС», 2001 -220с.

2. Терещенко В.М. О спектрофотометрических стандартах в ультрафиолетовой области спектра / Вестник КазНУ им. Аль-Фараби, серия физическая, №4 (35), 2010, с. 85-89.

3. Сюняев Р.А., ред. Физика космоса / М., «Советская энциклопедия», 1986 - 783 с.

4. Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.М. Астрономия / М., «Просвещение», 1983 - 384 с.

5. Миронов А.В. Основы астрофотометрии / М., «Физматлит», 2008, 333с.

6. Страйжис В. Многоцветная фотометрия звезд. Вильнюс, Мокслас,

1977, 312 с.

7. Харитонов А. В., Терещенко В. М., Князева Л. Н. Под ред. Терещенко В. М. Спектрофотометрический каталог звезд / Алматы, «Казак университетi», 2011. - 304 с.

8. Бок Б., Бок П. Млечный Путь / М., «Мир», 1978. - 296 с.

 

9. Свидерскэне З. Бюлл. Вильн. астрон. обсерв., № 80, 1988, с. 3 - 104.

 

10. Князева Л.Н., Харитонов А.В. Астрономический журнал РАН, 1993, т. 70, №4, с.760;

 

11. Суджюс И. Бюлл. Вильн. астрон. обсерв., № 39, 1974, с. 18-41.

 

Абстракт