Высокоточная электрофотометрия в системе WBVR: Методы и результаты

Многоцветные фотометрические системы до сих пор имеют большое значение для исследований в различных областях астрофизики. Измерение потоков излучения астрофизических объектов в нескольких полосах спектра стало одним из основных астрономических методов, поскольку дает возможность при измерении более слабых световых потоков получить большую точность по сравнению со спектрофотометрическими методами. В то же время, фотометрия обладает значительной информативностью при использовании сравнительно простого оборудования. Важность многоцветных наблюдений возрастает в связи с применением современной приемной аппаратуры, в частности, матричных двухмерных приемников излучения, позволяющих одновременно измерять с фотоэлектрической точностью яркости десятков звезд в фокальной плоскости телескопа. Для многих таких объектов, особенно недостаточно ярких, до сих пор нет спектроскопических наблюдений и единственной возможностью определения их физических характеристик (эффективных температур, силы тяжести на поверхности, химического состава, величины межзвездной экстинкции в направлении на объект и др.) являются звездные величины в многоцветных фотометрических системах (1/ВУ, и^вт и др.).

Достоверность результатов наблюдений во многом зависит от точности применяемых методов получения и обработки данных, от их соответствия используемой аппаратуре. Проблема повышения точности фотометрических данных остается одной из наиболее актуальных в наблюдательной астрофизике, особенно при получении кривых блеска переменных звезд и абсолютной привязке исследуемых звезд к стандартам, поскольку применяемые методы проведения наблюдений и обработки полученного материала не всегда позволяют полностью реализовать возможности, предоставляемые современными техническими средствами.

Использование современных источников излучения и методов регистрации, основанных на счете фотонов, применение автоматических многоканальных термостабилизированных фотометров с параллельной регистрацией потока в нескольких участках спектра и считывание информации непосредственно в память ЭВМ для предварительной обработки результатов измерений в реальном масштабе времени и оперативного управления процессом наблюдений позволяют достичь аппаратурной точности порядка О Г 002, как это видно на примере проведения заатмосферных спутниковых наблюдений, которые, однако, пока ещё довольно дороги и не могут полностью заменить наземных. В принципе, при благоприятных условиях, такую точность можно получить и во время наземных наблюдений, например на высокогорных обсерваториях. Однако при выносе наблюдений за атмосферу эта точность зачастую теряется, поэтому столь актуальной становится задача усовершенствования методов корректного учета поглощения излучения в земной атмосфере, особенно при широкополосных (гетерохромных) наблюдениях — редукции наблюдений за атмосферу. К моменту начала наших работ состояние решения этой задачи можно было охарактеризовать достигнутой точностью 0⁰² -г- 0Г04, что значительно ниже аппаратурных возможностей.

Подчеркнем, что речь идет об исключении при редукции систематических ошибок. Случайные же ошибки за счет атмосферных мерцаний, быстрых изменений прозрачности, фотонного шума и других причин могут быть больше, но их при необходимости можно подавить увеличением числа независимых измерений.

При решении этой задачи следует учитывать тот факт, что принятой методике редукции необходимо поставить в соответствие требования и к аппаратуре, и к порядку проведения наблюдений, и к обработке данных, — т. е. встает задача разработки высокоточной методики наблюдений и их обработки. Она и является основной целью данной работы.

Следует сразу отметить, что далеко не все наблюдательные задачи требуют применения прецизионных методик в полном объеме, например, при дифференциальных измерениях переменных звезд и объектов по отношению к близкому по цвету и расположению на небе стандарту требования к методу учета атмосферной экстинкции заметно снижаются. Но тогда сам наблюдатель должен в каждом конкретном случае выбирать, что именно из предложенного является существенным для его работ. В случае фундаментальной фотометрии, когда цветовые характеристики объекта получаются путем сравнения со звездами, далекими и по расположению на небе, и по спектральному классу, необходим корректный учет всех факторов, влияющих на измеренные за время наблюдений величины и показатели цвета звезд. В значительной мере это справедливо и для звезд, близких по положению, но значительно отличающихся по спектральным классам, для которых имеется необходимость проведения наблюдений на больших воздушных массах. С такими условиями приходится сталкиваться при наблюдениях переменных объектов с характерными временами изменения блеска (и цвета), сопоставимыми с интервалом заметного изменения воздушной массы за время проведения наблюдений, особенно с периодами более 2 часов. Необходимо применение высокоточной методики и при обработке наблюдений с применением многоканальных фотометров с отдельными каналами для нескольких объектов, а также с ПЗС-приемниками (ССБ-матрицами), поскольку в обоих случаях желательно иметь в одном поле зрения прибора более яркие звезды сравнения. Но далеко не всегда удается найти в ближайшей окрестности звезды с близкими распределениями энергии в спектрах, а тем более с аналогичными спектральными особенностями (например, наличием эмиссионных линий, полос поглощения и т. п.). Учет различия поглощения излучения таких звезд земной атмосферой значительно расширяет возможность наблюдений звезд в менее благоприятных условиях без существенной потери точности, а следовательно, повышает достоверность результатов и эффективность работы телескопов.

Решение проблемы воспроизводимости данных, полученных из наблюдений в многоцветных фотометрических системах, повышения их точности, существенно зависит и от выбора спектрального интервала (положения цветовых полос системы в спектре), и от соотношения (привязки) получаемых величин с энергетическими параметрами (нуль — пунктом системы), а иногда даже и от методов обработки наблюдений, — т. е. от способа определения системы.

Способ задания многоцветных фотометрических систем связан с основными целями, которые авторы ставят перед собой. Традиционной целью является создание каталогов — собрание наблюдений большого числа звезд различных спектральных классов по всему небу или в избранных областях, проведенных для определения и взаимного сравнения физических характеристик астрофизических объектов. При решении многих задач, например, для изучения пространственного распределения межзвездной материи, большое значение имеет спектральная классификация звезд в избранной площадке. Для спектральной классификации программных звезд важно, в основном, определение показателей цвета, т. е. соотношения величин энергетических потоков в различных участках спектра данного объекта, аналогично со спектрофотометрией, но с существенно большей точностью и проницающей способностью. При этом достаточно задать избранные спектральные полосы и точку отсчета системы цветов. Для изучения переменных звезд достаточно иметь только величины звезд сравнения в окрестности исследуемой звезды в какой-либо стандартной системе, близкой к инструментальной, чтобы можно было бы сравнивать результаты индивидуальных оценок других авторов. В случае, если каталог применяется для решения прикладных задач, например, астроориентации, существенным становится еще и точное значение соотношения световых потоков от звезд, равномерно расположенных по всему небу.

В более общем виде задача фундаментальной астрофотометрии ставится в виде проведения периодических обзоров звездного неба с максимально возможной точностью определения, как величин, так и цветов, чтобы иметь возможность по мониторным оценкам выявлять у звезд переменность физических параметров долговременного характера. Некорректности, которые допускают авторы при закладке фотометрических систем, ставят под сомнение возможность решения такой задачи. Они сильно затрудняют сравнение результатов, полученных другими наблюдателями в близких, но слегка различающихся полосах спектра, снижают точность, а, следовательно, и достоверность полученных результатов. Наиболее существенно это сказывается при сравнении наблюдений, полученных в разные годы даже на одной и той же наблюдательной станции, с применением той же штатной аппаратуры, а тем более, если необходимо сравнивать данные различных участников программы с разных обсерваторий.

Актуальность разработки новой фотометрической системы связана с некоторыми неопределенностями, возникшими при создании и реализации различными авторами многих фотометрических систем, получивших широкое распространение, в основном, благодаря большому количеству наблюдений разнообразных астрономических объектов.

Имеет смысл рассмотреть типичные ошибки такого рода на примере истории наиболее известной фотометрической широкополосной системы UBV Джонсона. Несмотря на то, что они хорошо известны, некоторые из них продолжают проявляться до сих пор.

Раньше фотометрическая система считалась заданной, если было проведено достаточно большое количество наблюдений различных звезд с разнообразными распределениями энергетического потока по спектру. Иногда измерялись специально подобранные группы звезд для возможности перевода (редукции) последующих наблюдений из индивидуальных инструментальных систем в стандартную, при этом обычно неявно предполагалось, что трансформация проводится эмпирическими полиномами, параметры которых получены из наблюдений. Таким способом были заданы, например, известные интернациональные фотометрические системы IPg, IPv и их фотоэлектрическая реализация система PV (Сире, 1922, Стеббинс и др., 1950). Точные кривые реакции этих систем остались неизвестными, поскольку не исследовались даже характеристики инструментальной системы, закрепленной в списке звезд Полярного ряда, утвержденном в качестве стандартной интернациональной системы IPg, IPv (а затем и PV), не говоря уж об инструментальных системах участников программы на разных обсерваториях. Кроме того, при выводе средних величин стандартных звезд применялись линейные уравнения связи между различными инструментальными системами, без соответствующей проверки, что было далеко от действительности из-за неодинакового включения ультрафиолетового излучения в аппаратуре разных авторов. Из-за этих же недостатков интернациональная система не получила широкого распространения, а большое количество наблюдений в этой системе оказалось ныне практически бесполезным.

При задании системы ивУ (Джонсон и Морган, 1951) в какой-то мере были учтены ошибки создания систем IPg, IPv, и РУ. Анализируя соотношения фотоэлектрических индексов Р-У общих звезд разных авторов, Джонсон обнаружил, что они, как правило, не линейны и многозначны по причине неодинакового включения излучения в области бальмеровского скачка в кривые реакции синих величин. Чтобы исправить создавшееся положение, необходимо было разработать либо единую методику учета этих нелинейностей, либо новую фотометрическую систему. В результате появилась система 17ВУ, в которой величина и считалась мерой интенсивности ультрафиолетового излучения за бальмеровским скачком, В — до скачка, а индекс 11-В должен был полностью исключить его влияние на дальнейшие редукции. Авторами были проведены в какой-то мере исследования кривых реакции. Однако, из использованных при первоначальной реализации системы деталей фотометра и питающей оптики (алюминированные зеркала телескопа, светофильтры, линза Фабри из кварца и флуорита, склеенная бальзамом, фотоумножитель без охлаждения) были измерены на монохроматоре при комнатной температуре лишь пропускание светофильтров и спектральная чувствительность фотоумножителя. Отражение света алюминированными зеркалами и пропускание кварцево-флуоритовой линзы Фабри принималось неселективным и не учитывалось. В результате перемножения кривых пропускания фильтров и кривых чувствительности фотоумножителя были получены кривые реакции системы 11ВУ, которые и были опубликованы. В дальнейшем конкретные элементы оптического тракта неоднократно менялись, однако, несмотря на изменения в аппаратуре, наблюдения с фактически разными кривыми реакции, полученными в разные сезоны (зима.

1950;1951гг. и лето 1951 г.) считались выполненными в единой стандартной системе. Нерешенным остается и вопрос о корректном учете пропускания в красном участке спектра в районе А. 7000 А («красной утечки», «red leak») ультрафиолетового (Corning 9863) и синего (Corning 5030) фильтров, входивших в первоначальную реализацию системы UBV. Авторами было отмечено, что пропускание в красной части спектра ультрафиолетового фильтра U учтено, но пропускание синего фильтра В не учитывалось, т.к. его величина примерно на порядок меньше. В целом практический учет красного пропускания фильтров весьма сложен, неоднозначен, а главное, бесперспективен, т.к. необходимо точно измерять его величину для каждой конкретной звезды (Ажусенис и Страйжис, 1969).

Не совсем корректно производилась также обработка полученных наблюдательных данных, в частности редукция за атмосферу величин и колор-индексов. Наиболее серьезной ошибкой было принятие авторами системы UB V бездоказательного предположения о том, что коэффициент экстинкции для показателей цвета U-B не зависит от распределения энергии в спектре объекта. В некоторой степени это справедливо только для узкополосных систем. Строго говоря, если принимать во внимание модельные рассчеты методами синтетической фотометрии (о них см., например, обзор Страйжиса, 1996), эта зависимость может быть значительна для объектов с необычными спектрами даже при наблюдениях в среднеи узкополосных системах, не говоря уж о широкополосных. Это предположение привело к тому, что в показатели U-B неявно входит еще и ошибка определения экстинкции на момент измерения, т. е. существует их зависимость от воздушной массы звезды. В результате подробных вычислений коэффициентов экстинкции в разных полосах спектра с привлечением нормальных распределений энергии в спектрах звезд, было показано, что систематические ошибки, возникающие при использовании постоянного коэффициента экстинкции, могут доходить до 0 т.1 в колор-индексе Ц-В при наблюдениях звезд во всем диапазоне спектральных классов, даже для близкорасположенных звезд (Страйжис, 1977). Максимальные ошибки следует ожидать у сверхгигантов и красных гигантов — в несколько сотых, а иногда и до десятых звездной величины. Реальные ошибки могут быть и еще больше, поскольку они зависят и от зенитного расстояния, и от текущих атмосферных условий, и от высоты обсерватории над уровнем моря и т. п. В частности, появляется систематический ход в цветовой системе в зависимости от склонения 8, зависящий еще и от широты обсерватории. Не менее существенным фактором является и время, в которое были получены наблюдения тех или иных конкретных звезд в системе 11 В К, поскольку в наблюдениях стандартных звезд возможна и зависимость от прямого восхождения а, т.к. одна часть стандартных звезд наблюдалась только в зимней системе, а другая — в летней. Трансформация же из одной системы в другую недостаточно точна также и из-за отсутствия достаточного количества общих звезд разнообразных типов. Джонсон (1963) опубликовал схематический рисунок зависимости коэффициента экстинкции от распределения энергии в спектре и отметил, что для южных звезд вводилась приблизительная компенсация этой ошибки. Насколько корректно проводился этот учет видно из сравнения данных разных авторов, например, в компилятивном каталоге (Бланко и др. 1968), в котором можно для непеременных звезд — сверхгигантов в разных каталогах обнаружить разброс индексов и~В доходящий до 0 т.2. Поскольку индивидуальные наблюдения разных авторов редуцируются в «стандартную» систему 11 В V по индивидуальным эмпирическим формулам, результаты таких трансформаций не могут быть точнее.

Существует также неопределенность и в задании нуль-пункта системы ив V. Напомним, что в системе Джонсона в этом качестве приняты величины V девяти звезд-стандартов системы IPv, входящих в Северный Полярный ряд (№№ 6, 10, 12, 13, 16, 19, 2 т, 4 г, 8г). Они послужили первичным стандартом величин для шести экстинкционных звезд спектральных классов от О до К (10 Lac, 09 Vг Нуа, ВЗ VHR 875, Al VnHR 8832, КЗ Va Ari, К2 III и (3 Cnc, К4 III), которые позже были дополнены еще четырьмя звездами, и составили сеть десяти первичных стандартов по всему небу. Нуль-пункт цветовых индексов был определен как среднее значение инструментальных колор-индексов Сив, СВу для шести звезд спектрального класса АО V (HR 3314, у UMa, 109 Vir, а СгВ, у Oph и, а Lyr), так, чтобы и-В = В — V= ВR=.= 0- (1.1.1).

В дальнейшем список был расширен до 108 звезд, (Джонсон, Морган, 1953).

Таким образом, нуль-пункт шкалы звездных величин в разных спектральных полосах был определен по разным группам звезд, рассеянных по всему небу. Даже если не касаться проблемы возможной или установленной переменности упомянутых звезд, этот способ задания нуль-пункта, создает серьезные трудности, как для практического применения, так и методологического порядка. Основная ошибка такого подхода к конструированию фундаментальной системы заключается в первую очередь в том, что стандартные звезды системы UB V являются, по сути, вторичными стандартами, поскольку первичный стандарт, связанный с фотометрической системой оригинального фотометра, с калибровкой по ныне утраченным источникам, безвозвратно потерян вместе с фотометром. Система UBV задана не своими кривыми реакции, а большим количеством наблюдений с оригинальным фотометром звезд различных спектров в разных областях неба. Количество наблюдений в полосах UBV со времен закладки системы многократно возросло, но до сих пор наблюдается заметный разброс мнений в вопросе о том, какие конкретно кривые реакции соответствуют в действительности стандартной системе 13 В V, продолжаются попытки восстановления первоначальных кривых, точнее сказать, подбор наиболее близких. На Рис. 0.1 представлены различные варианты полосы 13: определенная Джонсоном и Морганом (1951) — ревизия этой кривой, проведенная Ажусенисом и Страйжисом (1966, 1969), а также Бесселем (1986). Таким образом, кривые реакции Джонсона и Моргана (1951) не только не задают фотометрическую систему, но и сами становятся объектом интенсивных исследований и периодических ревизий. Ситуация еще более усложняется тем, что и само название полосы -" ?/" - присутствует в названии многих других широкополосных, например, более современной 3BVR1 Джонсона (1965) — Кузинса (1971, 1984) и даже среднеполосных систем. Большинство наблюдений переменных звезд получается путем привязки к существующим стандартам, причем почти невозможно узнать, учитывались ли конкретными авторами перечисленные выше факторы при проведении измерений этих стандартов. Необходимо отметить, что даже сведения об отдельных звездах, собранные в современных компьютеризированных центрах, в значительной степени подвержены влиянию перечисленных недостатков, и об этом всегда приходится помнить при использовании величин звезд, взятых из первоисточников в каждом отдельном случае. И приходится лишь сожалеть о потерянной информации об изменениях цветов и величин переменных звезд за прошедшие десятилетия, оказавшейся ниже «уровня шумов» .

Сч.

1.1 1.0 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0.0.

— и иоИпвоп (1951) ир Агиз.&в^г.О969) —- ир ВеэзеП (1986).

3800 4000 е 4200 л., А.

Рис. 0.1 Различные варианты кривой реакции полосы и системы ИВУ: определенная Джонсоном и Морганом (1951) — ревизии этой кривой, проведенные Ажусенисом и Страйжисом (1966, 1969) — Бесселем (1986).

Основные недостатки популярной системе UBV можно, в итоге, резюмировать в виде следующих утверждений:

1) Величина U не является мерой интенсивности излучения звезд за бальмеровским скачком, т.к. ее кривая реакции захватывает восходящую часть скачка, а средняя длина волны величин U равна X 3640А, т. е. почти совпадает с бальмеровским пределом.

2) Стандартная система UBV сформирована из двух разных инструментальных ультрафиолетовых систем с разными кривыми реакции U: зимней системы 1950;1951 гг. и летней системы 1951 г. Корректная трансформация из одной системы в другую не может быть достаточно точной, т.к. число и разнообразие типов общих звезд для этих двух систем явно недостаточно для определения сложной связи цветовых индексов.

3) Показатели цвета U-B неправильно выносились за атмосферу, поскольку пренебрегалось зависимостью коэффициента экстинкции от распределения энергии в спектре звезд. В результате индексы U-B не являются заатмосферными. Так как пропускание атмосферы меняется с зенитным расстоянием, временем, высотой обсерватории над уровнем моря и т. п., система U-B не является единой. Каждая звезда из списка первичных стандартов имеет свою собственную цветовую систему, соответствующую среднему зенитному расстоянию, при котором она наблюдалась. Таким образом, точная кривая реакции величин U принципиально не существует.

4) Фильтр Corning 9863, использованный для реализации величин U, имеет значительное пропускание в красной части спектра в районе X 7000А, а некоторые применявшиеся сурьмяно-цезиевые фотоумножители имеют значительную чувствительность в этом диапазоне. Чтобы учесть влияние этого пропускания, необходимо измерять величину проходящего излучения для каждой красной и покрасневшей звезды. Теоретический учет величины красной утечки сложен и неточен.

5) Точных и однозначных кривых реакции полос 11ВУ принципиально не существует. Неоднократные попытки восстановления кривых реакции расчетным путем, методами синтетической фотометрии, не привели к окончательному решению проблемы. Это затрудняет вычисление различных параметров многоцветной фотометрической системы 11ВУ, делает сомнительными взаимные калибровки показателей цвета и физических параметров звезд (эффективные температуры, ускорения силы тяжести, металличности и пр.).

6) Поскольку все индивидуальные системы разных наблюдателей редуцируются в стандартную систему ив У, определяемую каждым автором самостоятельно, результаты таких редукций имеют плохую сходимость, даже при высокой внутренней точности наблюдений.

Аналогично обстоят дела и с красной полосой К, введенной позже (Джонсон, 1965) с помощью фотоумножителя с кислородно-цезиевым фотокатодом. Конкретные реализации этой полосы иногда настолько сильно различаются между собой, что наблюдения трудно считать выполненными в однородной системе. Предпринимавшиеся попытки реставрации кривой реакции не совсем удовлетворительны. В частности, при проведении процедуры выведения согласованных с фотометрией спектроэнергетических кривых звезд (Глава IV), мы не смогли использовать данные фотометрии в этой полосе из-за крайне больших отклонений от данных других авторов.

Страйжис (см. 1977), на основе проведенной им критики стандартной системы 11 В У Джонсона, предложил ревизованную ультрафиолетовую полосу, которая осуществляется введением фильтра.

IV, с максимумом пропускания у X 3450А с полушириной X 560А, то есть практически вне бальмеровского скачка. Для исключения пропускания в красной части спектра в состав этого фильтра вводится полированная пластина, вырезанная из монокристалла медного купороса Си804 ' 5Н20, которая ставится на оптический контакт с помощью силикона. С целью проверки фильтра? V, были проведены пробные наблюдения в системе №ВУЯ 103 звезд различных спектральных классов из списка Джонсона и Моргана (1953). Вычисления кривых пропускания набора светофильтров для реализации системы были проведены Мейштасом и др. (1975). Так как при проведении этих наблюдений кристалл Си804 еще не был готов, коррекция влияния красной утечки проводилась позже, поэтому не исключено, что наблюденные цвета и величины несут, по аналогии с системой 1/ВV, некоторые систематические ошибки такой редукции. Впоследствии работы по ревизии системы ИВУ привели к необходимости дальнейших поисков фотометрической системы, пригодной для целей спектральной классификации большого числа относительно слабых звезд. В результате появилась Вильнюсская среднеполосная система I7PXFZK5, на ее создание и было направлено основное внимание группы литовских астрономов. Впоследствии предпринимались некоторые попытки включения полосы № в другие системы, например, для объединения вильнюсской и женевской систем в систему У1Юеп, (Страйжис, 1977), однако массовых наблюдений не проводилось.

В 1974 году в ГАИШ МГУ была поставлена задача проведения многоцветного фотометрического обзора ярких звезд северного неба в области спектральной чувствительности мультищелочного фотокатода 8−20 (ХХ3200 9000А). Эта работа проводилась на специально сконструированных в ГАИШ электрофотометрах: с 1975 г. — на одноканальном, а с 1985 г. — на четырехканальном. Работа выполнялась под общим руководством Х. Ф. Халиуллина. В результате этих работ за период 1975 г. по 1988 г. проведено свыше 75 ООО одиночных измерений звезд, не считая наблюдений отдельных переменных. Наблюдения звезд, заподозренных нами в переменности блеска, продолжаются автором вплоть до настоящего времени.

Автор принимал самое активное участие в этих работах с самого начала в 1975 году и при разработке и внедрении методологии проведения прецизионных фотометрических наблюдений, и в качестве наблюдателя, и при организации этих работ в условиях высокогорной экспедиции в качестве начальника наблюдательного отряда. Кроме непосредственного участия в постановке и проведении наблюдений, автором была проведена обработка значительной части материала. Автором были написаны несколько вариантов программ обработки наблюдений для ЭВМ. В большинстве работ, опубликованных в соавторстве и включенных в диссертацию, вклад автора диссертации был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.

Исследования по теме диссертации велись свыше 20 лет. Результаты разных этапов работ неоднократно докладывались на международных и Всероссийских конференциях и семинарах.

На защиту выносятся следующие основные положения диссертации:

1. Принципиально новый подход к определению фотометри-ческихсистем на основе аксиоматического задания кривых реакции и звездных величин только одной звезды — первичного стандарта.

2. Новый итерационный метод учета атмосферной экстинкции при гетерохромной фундаментальной астрофотометрии.

3. Создание системы высокоточных фотоэлектрических вторичных стандартов в новой фотометрической системе WBVR.

4. Результаты применения предложенных методик к проведению и обработке многоцветных обзорных измерений ярких звезд северного полушария в системе WBVR.

5. Открытие переменности блеска звезд 42 Per, HD 18 878, HD 221 142, HD 21 829, PG 1711+336=V795 Her на основе обзорных наблюдений в системе WBVR.

6. Результаты применения методики проведения и обработки наблюдений в фотометрической системе WBVR к исследованиям изменений блеска и физической природы переменных звезд (на примере HZ Her).

7. Методика коррекции спекгрофотометрических данных для применения в WBVR-фотометрии.

8. Результаты фотометрических измерений в системе WBVR членов рассеянного скопления Гиады. Определение положение Солнца относительно последовательностей звезд Гиад и ярких G2 V звезд на двухцветных диаграммах по результатам прямых измерений показателей цвета Солнца.

Перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов, полученных в диссертации.

Всего по теме диссертации опубликовано 16 статей.

Основные результаты этой диссертации, посвященной разработке методики высокоточных электрофотометрических исследований в широкополосной фотометрической системе WBVR, состоят в следующем:

1. На основе анализа неточностей, допущенных при закладке некоторых широко используемых фотометрических систем, сделан вывод о необходимости принципиально нового подхода к определению многоцветных фотометрических систем на основе аксиоматического задания кривых реакции и звездных величин одной звезды-первичного стандарта.

2. Предложен новый итерационный метод учета атмосферной экстинкции при гетерохромной фундаментальной астрофотометрии. Опираясь на методологию синтетической фотометрии, точное знание инструментальных кривых реакции, широко используя данные спектрофотометрии, моделирования атмосферной экстинкции, мы получаем заатмосферные величины с достаточно высокой точностью.

3. Создана система высокоточных фотоэлектрических вторичных стандартов в новой фотометрической системе WBVR. Система стандартов увязана в единую сеть по всей северной части неба.

4. В результате применения предложенных методик к проведению и обработке многоцветных обзорных измерений ярких звезд северного полушария в системе WBVR получен каталог звезд северного неба. Показано, что предложенная методика позволяет получать величины звезд с точностью, близкой к внеатмосферным измерениям.

5. Открыта переменность блеска звезд 42 Per, HD 18 878, HD 221 142, HD 21 829, PG 1711+336=V795 Her на основе обзорных наблюдений в системе WBVR.

6. Методика применена к исследованиям изменений блеска и физической природы ряда переменных звезд в фотометрической системе WBVR. В результате мониторинга звезды HZHer=HerX-l в течение трех лет, охватывающих период аномальной рентгеновской активности, в моменты «включения» и «выключения» рентгеновского излучения, сделан вывод о том, что причиной этого эффекта является изменение условий видимости рентгеновского источника для земного наблюдателя. Основанием для такого вывода послужило сохранение амплитуды переменности, связанной с эффектом отражения, но с деформацией формы кривых блеска, особенно заметной в ультрафиолетовой полосе W.

Сделан вывод о постоянстве блеска первичного спектрофотометрического стандарта a Lyr на временных интервалах порядка нескольких месяцев. На основе многолетних наблюдений аналогичный вывод сделан относительно первичного стандарта системы WBVR — звезды HD 221 525.

7. Получены скорректированные с фотометрией спектроэнергети-ческие распределения звезд, которые уже применяются при обработке наших WBVR наблюдений.

8. Измерены WBVRвеличины членов рассеянного скопления Гиады. Определено положение Солнца относительно последовательностей звезд Гиад и ярких G2 V звезд на двухцветных диаграммах по результатам прямых измерений показателей цвета Солнца. Полученные данные могут служить основой для сопоставления теоретических и наблюдаемых параметров Солнца.

В заключение мне хотелось бы выразить глубокую признательность всем своим многочисленным соавторам, особенно тем из них, с которыми приходилось вместе жить и работать на высокогорных обсерваториях: другу и соавтору большинства работ Миронову A.B., Волкову И. М., Захарову А. И., Козыревой B.C., Корнилову В. Г., Крутякову А. Н., Черепащуку A.M. Без их вклада невозможно было получение тех результатов, которые стали основой диссертации. Особенно благодарен своему научному руководителю и соавтору многих работ Х. Ф. Халиуллину, без поддержки которого этот труд вряд ли удалось завершить.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.