Аннотация:Многие звезды входят в состав двойных и кратных систем. Двойные
системы бывают различных типов (по способу их наблюдения). Основными
типами двойных звезд являются фотометрические (затменные),
астрометрические (плоскость орбиты которых близка к перпендикуляру к
лучу зрения) и спектральные (компоненты которых разделяются лишь по
движению линий в спектре). Как правило, во всех этих случаях период
обращения системы измеряется с большой точностью. В случае спектрально-
двойных известны еще и лучевые скорости одной или обоих компонентов. Из
лучевых скоростей можно получить функцию масс системы. Однако,
независимое определение масс каждого компонента в подавляющем
большинстве случаев оказывается невозможным. Для точного определения
масс необходимо знать угол наклонения орбиты для определения большой
полуоси системы. Для большинства двойных, периоды которых лежат в
пределах нескольких суток, угловой размер полуоси оказывается очень мал
(менее 0.01 угловой секунды). А поскольку, для сравнительно близких звезд
известны параллаксы (каталог HIPPARCOS), то определив угловое
разделение звезд, можно с хорошей точностью вычислить большую полуось
системы.
Для разделения пар с указанным угловым разрешением могут
применяться звездные интерферометры, однако ориентация (направление)
разделения заранее неизвестно, что сильно осложняет такие измерения.
Кроме того звездные интерферометры это дорогостоящие громоздкие
комплексы, и их создание и работа с ними требует огромного вложения сил и
средств. При этом результаты работы существующих интерферометров
показывают их применимость только к ярким объектам. Спекл-
интерферометрические методы углового разделения компонентов имеют
предел, сравнимый с разрешением телескопа. Для инструмента диаметром 5-
8 метров разрешение будет не лучше чем 0.02 угловых секунды.
В данном проекте предлагается реализовать спектро-астрометрический
метод разделения звезд в двойных системах. Метод основан на
использовании различий в спектрах звезд, входящих в пару и точном
измерении фотоцентров на приемнике в зависимости от длины волны. В
отличие от других исследователей практикующих этот метод [1-7],
предлагается использовать в качестве спектрального прибора
специализированный узкополосный спектрограф среднего разрешения.
Смещение фотоцентров предлагается искать между изображением объекта в
линии поглощения водорода (Hα) и изображением в континууме вблизи этой
линии. В звездах спектральных классов G и K эта линия достаточно узка и
контрастна.
Для успешного разделения звезд необходимо наличие в суммарном
спектре областей, излучение которых преимущественно относится к одному
из компонентов двойной системы. Это делает затменные и спектрально-
двойные системы (где линии смещаются из-за лучевых скоростей)
идеальными объектами для наблюдений. Теоретический анализ особенностей
спектров интересующих объектов показывает наличие таких областей вблизи
линий поглощения.
Метод может также работать и для ограниченного набора двойных,
плоскость орбиты которых перпендикулярна лучу зрения. Линия Hα, в таких
системах, у одной из звезд должна быть слабо выражена или быть намного
шире, чем у второго компонента. Наилучшими объектами в этом случае
являются пары со спектральными классами (O:A) - G , (O:A) - K.
Для объектов же, у которых плоскость отбиты близка к лучу зрения,
метод будет работать и для разделения компонентов с одинаковыми
спектральными классами. Необходимым условием в таком случае является
наличие ярко выраженной полосы поглощения и наличие определенной
лучевой скорости для разделения линий в спектре.
Учитывая, тот факт, что точность определения фотоцентра зависит в
основном от количества накопленных фотонов и ширины профиля линии
поглощения звезды, то, теоретически, разрешение нашего метода ограничено
лишь суммарным временем накопления света. В действительности для столь
точных измерений необходима тщательная метрология приемника, включая
исследования неоднородности чувствительности внутри пикселей.
В ходе проделанной работы нами был создан прибор, реализующий
описанный метод. На данном этапе работы предполагается получить
результаты наблюдений нескольких спектрально двойных звёзд и определить
их угловое разделение.