История группы

Первые работы на телескопе БТА в области спекл-интерферометрии были проведены Ю.Ю. Балегой и Н.А. Тихоновым в 1977 году. В первичном фокусе телескопа была установлена простая система с закрепленным микрообъективом и красным стеклянным фильтром. В фокальной плоскости микрообъектива крепился фотоаппарат PRAКTIКA, произведенный в ГДР, а регистрация велась на высокочувствительных изопанхроматических аэрофотопленках (1000 единиц DIN и выше). В связи с малым полем зрения (несколько угловых секунд) самым сложным в наблюдениях было наведение на звезду и удержание ее в поле зрения. Пленка с серией коротко-экспозиционных изображений звезды устанавливалась с плоскости большого объектива, выполнявшего функцию Фурье-преобразования изображений. Когерентное освещение изображений выполнялось с помощью гелий-неонового лазера ЛГ-38. Усредненный спектр мощности в фокальной плоскости преобразующего объектива накапливался по серии примерно из 20 кадров, хотя уже даже по нескольким снимкам Фурье-образ восстановленного изображения отождествлялся вполне уверенно. В результате работы нам удалось впервые получить на телескопе с дифракционным разрешением (около 0.025 угловой секунды) автокорреляционные функции изображений трех звезд: α Aur (Капелла), α Boo (Арктур) и α Ori (Бетельгейзе) (Балега и Тихонов 1977).

В 1978 г. обсерваторию посетили французские астрономы А. Лабейри, Р. Фуа и Д. Бонно. Они доставили для наблюдений на 6-м телескопе цифровой спекл-интерферометр, основой которого была система счета фотонов на базе микроканального электронно-оптического преобразователя (ЭОП), сочлененного с телевизионной трубкой типа супер-кремникон. Данные записывались на магнитную ленту и затем обрабатывались с помощью цифрового коррелятора. Такая система имела ряд преимуществ перед фотографической регистрацией, прежде всего по чувствительности и линейному диапазону. Поэтому в САО было принято решение создать аналогичный спекл-интерферометр с использованием отечественных компонентов, существовавших в ту эпоху. Работа длилась несколько лет, и в 1983 г. удалось выполнить первые наблюдения с применением цифровых технологий (Балега и Рядченко 1984). С этого времени система цифровой регистрации и обработки спекл-изображений подвергалась многократной модернизации, однако основные принципы работы, заложенные более 30 лет назад, остались неизменными.

Следует отметить, что параллельно в САО работы в области фотографической спекл-интерферометрии в 80-е годы велись Лабораторией астросветоприемников (ЛАСП) под руководством В.С. Рылова и в сотрудничестве с Астрономической обсерваторией Харьковского государственного университета. Однако в дальнейшем преимущества цифровых методов стали очевидными, и фотографическая методика не получила продолжения.

Большое влияние для развития метода на БТА имело сотрудничество с Боннским институтом радиоастрономии, Германия, который доставил для совместных работ систему с инфракрасным приемником HAWAII-2, обладающим чувствительностью в области спектра до 2.2 мкм. Это позволило изучать объекты, большая часть излучения которых распределена в инфракрасной области: молодые звезды в пылевых оболочках, звезды на последних стадиях эволюции, коричневые и красные карлики, спрятанные в пылевых торах ядра активных галактик. Кроме того, руководитель боннской группы Г. Вайгельт известен как создатель метода биспектрального восстановления фазы изображения. Данный метод позволяет расширить возможности спекл-интерферометрии и восстанавливать изображения объектов произвольной структуры по реконструированным модулю и фазе. В результате сотрудничества на телескопе с участием этого немецкого коллектива было опубликовано в ведущих журналах мира более 40 научных статей.

Значительное внимание в ходе работ уделялось нами созданию новых методов на основе спекл-интерферометрии. В частности, совместно с французскими астрономами из университета Ниццы (R. Petrov, J. Borgnino, S. Lagarde) на БТА был внедрен метод дифференциальной спекл-интерферометрии (DSI), который использует кросс-анализ спекл-картинок, зарегистрированных одновременно в двух или более длинах волн. В основе метода лежит измерение векторной функции, представляющей собой смещение фотоцентра изображения в зависимости от длины волны с сохранением высокого спектрального разрешения. Такой метод позволяет, например, определить ориентацию оси вращения звезды или определить расстояние между компонентами в двойной системе с угловым разрешением на порядок выше дифракционного предела. К сожалению, отсутствие в тот период (конец 80-х годов) высокоэффективных и, главное, очень стабильных приемников не позволило получить на БТА существенных результатов. Также значительное внимание уделено коллективом установке на телескопе и дальнейшим совместным работам дифференциального спекл-интерферометра (SPID), созданного астрономами обсерватории Лионского университета под руководством Р. Фуа (R. Foy). Этот уникальный инструмент сочетает в себе функции спектрографа высокого разрешения и спекл-интерферометра. Он предназначен для получения изображений объектов с высоким угловым разрешением в узких спектральных полосах, до 1А. Камера SPID в настоящее время находится в САО и ждет своей очереди в ряду других методов на телескопе.

В настоящее время работы в области интерферометрии ведутся на телескопе с использованием современных ПЗС-приемников, сочетающих в себе высокие эффективность (до 100% в максимуме чувствительности) и скорость считывания изображений (до 1 мс). Эти специальные ПЗС, т. наз. EMCCD, имеют секцию усиления под каждым элементом матрицы, что гарантирует возможность регистрации изображений в режиме счета отдельных фотонов. По сравнению с фотографической регистрацией в интерферометрических исследованиях звезд новые детекторы дают выигрыш на 10 звездных величин и более.

С применением интерферометрии в видимом и инфракрасном диапазонах на БТА за три десятилетия наблюдений получены многие результаты мирового уровня. Среди них:

• Обнаружение близких спутников у десятков звезд нижней части Главной последовательности и построение видимых орбит. Определение точных масс и светимостей компонентов. Эти данные позволили уточнить фундаментальные свойства ближайших к нам маломассивных звезд – основного по численности населения Галактики. Некоторые из изученных систем обладают уникальными характеристиками. Например, квадрупольная звезда 40-41 Дракона включает пару с периодом 3 года и максимальным среди всех известных двойных эксцентриситетом 0.985.

• Первое прямое определение масс двойных коричневых карликов, полученное в результате наблюдений.

• Определение видимых диаметров и асимметрий дисков нескольких звезд класса Мира Кита (R Leo, R Cas, o Cet и др.). Сравнение наблюдаемых диаметров этих звезд в разных длинах волн с теоретическими моделями.

• Изучение строения газо-пылевых оболочек вокруг звезд на последних фазах эволюции и построение соответствующих моделей. Эти наблюдения выполнялись преимущественно в ближнем инфракрасном диапазоне спектра 1.1 – 2.2 мкм.

• Изучение молодых кратных систем с очень массивными компонентами. Получение эмпирических масс и светимостей для звезд в Трапеции Ориона. Наиболее подробно изучена пара Theta 1 Ori C с компонентами массой 35 и 11 масс Солнца и наличием глобального магнитного поля у главной звезды.

• Оценка степени кратных систем среди различных классов звезд: старые звезды 2-го поколения, звезды с магнитными компонентами, звезды в молодых ассоциациях.

За десятилетия применения метода на БТА в работах по созданию системы и ее эксплуатации принимали участие десятки научных сотрудников, инженеров и техников. Мы приводим список этих исследователей, который не является абсолютно полным:

Ю.Ю. Балега
Н.А. Тихонов
Н.Н. Сомов
В.П. Рядченко
С.В. Маркелов
В.С. Нощенко (ВНИИ Телевидения, г. Ленинград)
И.И. Цуккерман (ВНИИ Телевидения, г. Ленинград)
Б.М. Кац (ВНИИ Телевидения, г. Ленинград)
В.И. Удодов
И.И. Балега
Ураев
С. Моисеев
В.А. Васюк
И.Н. Белкин
Е. Плужник
З.У. Шхагошева
В. Орлов
J.J. McManus
N. Devaney
M. Al-Wardat
А.Ф. Максимов
Р. Жучков (Казанский федеральный унивесритет)
Е. Малоголовец
Д.А. Растегаев
В.В. Дьяченко