CC BY
57
УДК520.84:524.35; 520.85:524.35; 524.35-337
НАКОПЛЕНИЕ И ЦИКЛИЧЕСКИЙ ПЕРЕНОС ЗАРЯДА НА ПЗС: ПОИСК БЫСТРОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
ЗВЕЗДЫ 7 Equ
2013 Г. А. Чунтонов*
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 31 мая 2013 года; принята в печать 13 августа 2013 года
Проводился поиск переменной составляющей магнитного поля у звезды 7 Бди по четырем линиям Ыё III на ОЗСП БТА с использованием процедуры накопления и циклического переноса электронного изображения зеемановского спектра на ПЗС . Время отдельной экспозиции было выбрано равным 1/8 части периода спектральной переменности. В наблюдениях 5/6 ноября 2003 г. у звезды 7 Бди переменная составляющая магнитного поля с периодом 12.1 мин не была обнаружена.
Ключевые слова: методики: поляриметрия—методики: спектроскопия—звёзды: магнитное поле—звёзды: индивидуальные: 7 Бди
1. ВВЕДЕНИЕ
Куртц [1] в 1978 г. впервые нашел у звезды Пшибыльского HD 101065 фотометрическую переменность с амплитудой ДВ = 0 m012 с периодом 12.141 мин. В настоящее время известно несколько десятков быстро осциллирующих холодных магнитных звезд, они получили название roAp-звезд. Обзоры по этим звездам были сделаны Куртцем [2] и Мэтьюсом [3]. y Equ (F0p, = 4.7) относится
к классу roAp-звезд. У нее обнаружены регулярные изменения лучевых скоростей некоторых спектральных линий с периодом около 12 мин и амплитудой до 1000 м/с [4—7]. Леоне и Куртц [7] нашли у нее и переменность магнитного поля с таким же периодом и амплитудой 110—240 Гс. За этим последовали измерения Кочухова и др. [8—10] с отрицательным результатом. С ошибками 10—17 Гс они не обнаружили переменной составляющей поля. Известно, что переменная составляющая магнитного поля может появляться и исчезать со временем, как и фотометрическая переменность [3], поэтому ее поиск нужно продолжать.
2. ОПИСАНИЕ ИЗМЕРИТЕЛЬНОГО КОМПЛЕКСА
В перечисленных работах процедура наблюдений состояла в получении большого числа спектров с коротким временем экспозиции. Оцифровка кадров при этом занимала значительную часть
E-mail: [email protected]
времени. Шум считывания растет как корень квадратный из числа оцифрованных кадров. Такой способ измерений нам представляется неэффективным. Мы провели поиск переменной составляющей поля 7 Equ на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа с анализатором круговой поляризации в режиме накопления и циклического переноса изображения спектра на матрице ПЗС [12]. Анализатор [11] содержит суперахро-матическую четвертьволновую фазовую пластинку [13], щель (деккер) и лучеразводящую пластину Савара из исландского шпата. Четвертьволновая пластинка расположена перед щелью анализатора. Щель анализатора установлена вместо штатной щели спектрографа ОЗСП. Фазовая пластинка может быть в двух положениях: 0° или 90°. В процессе наблюдений она оставалась неподвижной в одном из положений. Лучевые скорости и магнитное поле измерялись в каждой фазе периода отдельно по четырем линиям ШIII и усреднялись, также проводились измерения по линиям других элементов, не показывающих переменность [4—10], и тоже усреднялись. Затем проводилось вычитание вторых значений из первых, чтобы устранить дрейф спектрографа, и из каждого полученного значения вычиталось среднее по периоду значение. При числе строк у матрицы ПЗС 2048 и высоте двойного зеемановского спектра 54 строки в кадре можно разместить 2048/54 ~ 38 таких спектров. Мы ограничились восемью, разбив период переменности спектральных линий у звезды 7 Equ 12.1 мин на восемь одинаковых частей по 90.75 с.
Рис. 1. Фрагмент изображения спектров звезды y Equ, полученного в режиме накопления, сдвига и циклического переноса 05/06 ноября 2003 г.
3. ПРОЦЕДУРА ИЗМЕРЕНИЙ ЛУЧЕВОЙ СКОРОСТИ И МАГНИТНОГО ПОЛЯ В РЕЖИМЕ НАКОПЛЕНИЯ И ЦИКЛИЧЕСКОГО ПЕРЕНОСА ИЗОБРАЖЕНИЯ СПЕКТРА
Опишем процедуру работы программы. Сделаем экспозицию 90.75 мин и передвинем электронное изображение спектра поперек дисперсии на расстояние, равное ширине зеемановского спектра (на 54 строки). Время переноса пренебрежимо мало. Продолжим процедуру еще семь раз, а после восьмой экспозиции сдвинем электронное изображение всех восьми спектров в обратную сторону в начальное положение. Это составит один цикл. Число циклов, время экспозиции, величину сдвига и количество сдвигов можно изменять при настройке программы. Необходимое число таких циклов определится величиной насыщения сигнала (пределом накопления ПЗС, которое составляет около 130 000 носителей заряда). Если не делать циклы, то по сравнению с режимом многих экспозиций заметного преимущества по времени не будет, потому что время оцифровки фрагмента кадра зависит от величины этого фрагмента. Для используемой ПЗС время оцифровки одиночного зеемановского спектра шириной 54 строки составляет около 2 с, а фрагмента матрицы из восьми зеемановских спектров — около 20 с. Только зацикливание поможет поднять эффективность измерений. В работе [10] можно было уменьшить время измерений за счет оцифровки только той части кадра, которая содержит используемые линии Nd III. По предварительным измерениям на одном пикселе в одной поляризации за время экспозиции 90.75 мин на ОЗСП от звезды y Equ может накапливаться около 30 000 носителей заряда. Следовательно, мы можем делать до насыщения 130 000/30000 ~ 4 цикла. Запишем выражения для отношения сигнал/шум для трех режимов наблюдений.
1) Спектр копится m-ю долю периода и оцифровывается. При этом выполняется mn экспозиций, где n — число экспонированных кадров.
2) Спектр копится m-ю долю периода и передви-
гается на ПЗС, далее без оцифровки выполняется
вторая экспозиция, и так — m экспозиций со сдвигом за полный период. После этого производится оцифровка кадра с числом спектров m. Всего экспонируется n таких кадров.
Э) Спектр копится m-ю долю периода, сдвигается и копится еще m — 1 раз, как и во втором случае, но не оцифровывается, а передвигается в исходное положение назад, и процесс выполняется n раз, после чего кадр оцифровывается. В этом случае интенсивность спектра в n раз больше, а оцифровок в n раз меньше, чем в случаях 1 и 2.
В первом случае затрачивается время
T1 = (texp + tdig) mn. (1)
Во втором случае время Т2 почти такое же, как и в первом случае, в предположении, что время, затрачиваемое на сдвиги, пренебрежимо мало.
Т2 « Ti. (2)
В третьем случае
Т3 = (texp n + tdig) mi (3)
где texp — время экспозиции m-й части периода, tdig — время оцифровки кадра с одиночным зеема-новским спектром. Предполагается, что на оцифровку одного кадра во втором случае затрачивается время приблизительно в m раз большее, чем в первом случае, т.к. он в m раз больше по размеру. Сравнивая выражения (1) и (3), видим, что время на оцифровку Т3 меньше, чем Ті,в n раз. Выигрыш во времени будет проявляться тем сильнее, чем слабее звезда: надо будет делать больше циклов n. Приблизительное отношение сигнал/шум для случаев 1 и 2:
(S/N)i Щ ІсатА,/у]/cont + ^CCD Ш'2 П2 ^ (4)
для случая 3:
(S/N)3 « /cont//U,t+^CD™2fc2; (5)
где Icont — интенсивность континуума спектра, ^CCD — шум считывания одного пиксела, к — число строк, занимаемое одиночным зеемановским спектром. Сравнивая (4) и (5), видим, что в режиме циклирования отношение сигнал/шум выше при одинаковой интенсивности континуума Icont.
На Рис. 1 представлен фрагмент кадра, содержащего восемь зеемановских спектров звезды
Y Equ, полученных в режиме накопления, сдвига и циклического переноса электронного изображения 05/06 ноября 200Э г. К сожалению, из-за облачности интенсивность спектров была ослаблена и заметно изменялась, что видно на поперечном разрезе, который изображен на Рис. 2. Интенсивности отложены в единицах количества носителей заряда.
Position, pix
Рис. 2. Поперечный разрез спектра, изображенного на Рис. 1.
Wavelength, А
Рис. 3. Фрагмент спектра звезды y Equ в области линий Nd III.
На Рис. 3 показан фрагмент спектра звезды
Y Equ, содержащий три линии Nd III 5802.54, 5845.02, 5851.54 A. Четвертая линия, Nd III 5987.68 A, также использованная при измерениях магнитного поля, не показана. Факторы Ланде линий составляют соответственно 1.531, 1.101, 1.617 и 1.163. Обратная дисперсия около 0.183 A/pix. Глубина линий Nd III в спектрах ОЗСП (0.17) несколько меньше, чем у НЭС (0.22) [10].
4. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ ЛУЧЕВОЙ СКОРОСТИ ПО ЛИНИЯМ Nd III
На Рис. 4 показано изменение отклонений лучевой скорости звезды y Equ от среднего значения с фазой периода быстрой переменности. Лучевая скорость определялась по четырем линиям Nd III по двум кадрам (в каждом кадре — по два цикла). Из этих значений вычитались скорости, определенные по линиям других элементов, чтобы устранить дрейф спектрографа, и среднее значение этой разности по периоду. Проведение кривой производилось методом наименьших квадратов на отрезке [0,1]. Выражение для нее имеет вид:
Shift = 535 cos(2r t/P + 2-/Г 0.54) км/с,
где t — момент наблюдений, P = 12.1 мин — период переменности. Амплитуда близка к значениям из работ [4—7].
5. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
Зеемановские сдвиги определялись путем измерения разности положений гауссиан, вписанных в спектральные линии в разных круговых поляризациях по стандартной процедуре в среде MIDAS. Соотношения между величиной зееманов-ского сдвига и магнитного поля взяты из работы
1000
. 500 ^ 0
1 -500
-1000
-0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
Phase
Рис. 4. Кривая изменений разности значений лучевой скорости, измеренной по линиям Nd III и по линиям других элементов, с фазой периода быстрой переменности.
Бэбкока [14]. В таблице приведены результаты измерений переменной составляющей магнитного поля у звезды y Equ в зависимости от фазы периода спектральной переменности по трем кадрам (в
Результаты измерений переменной составляющей магнитного поля ДБе 7 Бди с фазой периода спектральной переменности
Phase ДВе, G Phase ДВе, G Phase ДВе, G
0 -31.74 0.349 34.79 0.669 -71.77
0.044 -64.24 0.375 -60.94 0.724 38.93
0.099 -24.29 0.419 -10.58 0.75 55.86
0.125 24.76 0.474 65.59 0.794 1.82
0.169 56.41 0.5 -72.79 0.849 -4.44
0.224 —69.66 0.544 49.01 0.875 126.53
0.25 2.24 0.599 -18.20 0.919 86.33
0.294 80.70 0.625 -17.77 0.974 -74.90
Рис. 5. Зависимость отклонений магнитного поля звезды 7 Бди от среднего значения с фазой периода быстрой переменности.
каждом — по два цикла). Они представляют собой разности значений магнитного поля, определенных по линиям ШШ и по линиям других элементов. Ошибка одного измерения составляет около 60 Гс.
На Рис. 5 показана зависимость отклонений магнитного поля ДБе звезды 7 Бди от среднего значения поля с фазой, построенная по данным таблицы. Подгонка кривой (амплитуды и фазы косинусоиды) производилась методом наименьших квадратов на отрезке [0,1]. Выражение для нее имеет вид:
ДБе = 8.5 шз(27г г/Р + 2п 0.25) Гс,
где г —момент наблюдений,Р = 12.1 мин —период переменности. Из этого выражения и Рис. 5 видно, что амплитуда сигнала значительно меньше ошибки отдельного измерения.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В настоящей работе предложена новая методика измерений переменной составляющей периодического сигнала (лучевой скорости и магнитного поля) при известном его периоде. Методика продемонстрирована на примере измерений амплитуды и фазы лучевой скорости и магнитного поля у звезды 7 Бди. Значение амплитуды 535 км/с переменной составляющей лучевой скорости по 4-м линиям ШШ согласуется с результатами других авторов, а переменная составляющая магнитного поля 8.5 Гс значительно меньше ошибки отдельного измерения.
БЛАГОДАРНОСТИ
Автор благодарит В. А. Мурзина за настройку программы накопления и циклического переноса на ПЗС и А. В. Додина за помощь при обработке данных. Используемая система ПЗС 2Кх2К была создана в Лаборатории перспективных разработок САО. Наблюдения на 6-метровом телескопе БТА проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской федерации (госконтракты 14.518.11.7070, 16.518.11.7073).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. D. Kurtz, Inform. Bull. Var. Stars , No. 1436(1978).
2. D. Kurtz, Annu. Rev. Astronom. Astrophys. 28, 607
(1990).
3. J. M. Matthews, Publ. Astronom. Soc. Pacific 103,5
(1991).
4. A. Kanaan and A. P. Hatzes, Astrophys. J. 503, 848
(1998).
5. I. S. Savanov, V P. Malanushenko, and T. A. Ryabchikova, Astronomy Letters 25, 802
(1999).
6. O. Kochukhov and T. Ryabchikova, Astronom. and Astrophys. 374,615(2001).
7. O. Kochukhov, T. Ryabchikova, and N. Piskunov, ASP Conf. Ser. 248, L341 (2001).
8. F. Leone and D. W. Kurtz, Astronom. and Astrophys. 407, L67 (2003).
9. O. Kochukhov, T. Ryabchikova, J. D. Landstreet, and W. W. Weiss, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 351, L34 (2004).
10. O. Kochukhov, T. Ryabchikova, and N. Piskunov, Astronom. and Astrophys. 415, L13 (2004).
11. Г. А. Чунтонов, в Методы спектроскопии в современной астрофизике, Ред. Л. И. Машонкина и М. Е. Сачков (Янус-К, Москва, 2007), стр. 336.
12. G. A. Chountonov, V. A. Murzin, N. G. Ivashchenko, and I. V Afanasieva, in Proc. Int. Conf. on Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk (Moscow, 2000), p. 249.
13. A. V Samoylov, V S. Samoylov, A. P Vidmachenko, and A. V Perekhod, J. Quantum Spectrosc. Radiation Transf. 88,319(2004).
14. H. W. Babcock, Astrophys. J. 105,105(1947).
Charge Accumulation and Cyclic Image Transfer on CCD:
Search for Rapid Variations of Magnetic Field in 7 Equ
G. A. Chuntonov
We search for the variable component of the magnetic field in 7 Equ by studying four Nd III lines with the Main Stellar Spectrograph of the 6-m BTA telescope of the Special Astrophysical Observatory via accumulation and cyclic transfer of the electronic image of the Zeeman spectrum on the CCD. The single exposure time was set equal to 1/8 of the spectral variability period. We detected no variable component in the magnetic field of 7 Equ with a period of 12.1 min in the November 5/6, 2003 observations.
Keywords: techniques: polarimetric—techniques: spectroscopic—stars: magnetic field— stars: individual: 7Equ
