Магнитный обзор ярких звезд главной последовательности

• Автор: Монин, Дмитрий Николаевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2000
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 159 с. : ил.

"These is nothing new under the sun, but there are lots of old things we don’t know yet."
Ambrose Bierce
Оглавление
Введение
1. Обоснование магнитного обзора и наблюдения
1.1. Магнитные поля звезд ГП
1.2. Основные методы измерения магнитных полей звезд
1.3. Анализ опубликованных измерений магнитных
полей звезд ГП
1.4. Формирование списка звезд
1.5. Наблюдения
Выводы
2. Редукция зеемановских эшелле-спектров
2.1. Основные этапы редукции
2.1.1. Преобразование формата входных данных
2.1.2. Разворот изображения и задание параметров
2.1.3. Определение положения спектральных порядков
2.1.4. Учет рассеяного света и фонового излучения
2.1.5. Удаление следов космических частиц
2.1.6. Спектр сравнения
2.1.7. Экстрагирование эшелле-порядков
2.1.8. Нормализация спектра
2.1.9. Реконструкция континуума
2.1.10. Поиск линий в спектре
2.1.11. Построение дисперсионной зависимости

2.1.12. Линеаризация спектра звезды
2.1.13. Отождествление линий
2.1.14. Определение магнитного поля
2.2. Влияние инструментальных и других эффектов
2.3. Проверка работы алгоритмов редукции
Выводы
3. Измерения магнитных полей у звезд обзора
3.1. Первые результаты
3.1.1. рУгг (НБ102870, НЛ4540)
3.1.2. (НМа (РГО116656А, НЛ5054А; ГО116656В, НЛ5054В)
3.1.3. е5ег (1ГО141795, 1Ж5892)
3.1.4. аЬуг (НВ172167, НЯ7001)
3.1.5. а.Ау1 (НБ187642, Н117557)
3.1.6. аСер (НБ203280, НЛ8162)
3.1.7. аЬас (НБ213558, НЛ8585)
3.2. Отдельные кандидаты и группы звезд
3.2.1. уЛга (ЕГО 170153, НИ6927)
3.2.2. Дополнительное исследование аАд1
3.2.3. Пекулярные звезды типа Ар
3.2.4. Звезды типа Ат
3.2.5. Звезды типа Ве
3.3. Анализ измерений магнитного поля
Выводы
4. Функция магнитных полей
4.1. Распределение звезд ГП по магнитным полям
4.2. Предварительная функция магнитных полей
4.3. Функция магнитных полей
4.4. Функция эффективных магнитных полей
Выводы

элементом является решетка. В качестве элемента скрещенной дисперсии применяется призма.
В поляриметрической моде свет звезды проходит через зеемановский анализатор, установленный до щели спектрографа. Анализатор состоит из вращающейся фазовой пластины А/4, двулучепреломляющего кристалла исландского шпата, и неподвижной выходной пластины А/4. Проходя через анализатор, свет, поляризованный по кругу в противоположных направлениях, пространственно разделяется. Приемник регистрирует одновременно два спектра, полученных со смещением вдоль направления скрещенной дисперсии. Для повышения точности магнитометрических измерений регистрация спектра производится при двух положениях входной фазовой пластины, отличающихся друг от друга на 90°. В результате в двух последовательных экспозициях противоположно направленные круговые поляризации регистрируются на одном и том же месте ПЗС-приемника. В этом случае появляется возможность контролировать большинство инструментальных эффектов.
В период с 1996 по 2000 г. были получены спектры высокого качества для 30 звезд программы. Для каждой звезды производилось накопление минимум двух поляризационных спектров. Для нескольких наиболее интересных звезд было получено большее число спектров в течение одной ночи, в разные ночи и даже в разные сеты наблюдений. Кроме того, наблюдались звезды для определения знака магнитного поля, анализа инструментальных эффектов, калибровки прибора.
В начале 1997г. вместо внеосевой параболы был установлен новый сферический коллиматор. Ухудшения качества изображений нами обнаружено не было. В 1999 г. была заменена и камера спектрографа. При этом схема новой камеры полностью повторяла схему предыдущей. Единственное отличие заключалось в небольшом изменении фокусного расстояния. Последнее изменение привело к иному расположению спектральных порядков и незначительному уменьшению дисперсии (на 5%).
Наблюдения, в основном, происходили вблизи кульминации, когда поток от звезды максимальный и мало меняется со временем, что позволяло накапливать два спектра примерно равного качества. В данный момент времени наблюдались те звезды списка, которые были более близки к кульминации. Специально не отбирались звезды с аномалиями в спектре или те, для которых легче достичь более высокой точности измерения