УДК 524.33
НОВЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ НА ОЦИФРОВАННЫХ ПЛАСТИНКАХ МОСКОВСКОЙ ФОТОТЕКИ. ПОЛЕ SA9
© 2014 г. К. В. Соколовский1-2*, С. В. Антипин2-3, А. М. Зубарева3'2, Д. М. Колесникова3, А. А. Лебедев3, Н. Н. Самусь3,2, Л. А. Сат2
1 Астрокосмический центр Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, Россия
2Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга
МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия 3Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 02.04.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
На новом этапе работы по переводу коллекции фотографий неба ГАИШ в цифровую форму и поиску на оцифрованных фотопластинках новых переменных звезд значительно усовершенствована методика автоматического поиска объектов, меняющих блеск на сканах фотопластинок. В частности, усовершенствован учет нелинейности отклика фотографического приемника излучения. Применение усовершенствованной методики к 182 оцифрованным изображениям поля 10° х 10° с центром SA9, полученным при сканировании фотопластинок 40-см астрографа ГАИШ МГУ, позволило обнаружить и изучить 77 новых переменных звезд (MDV 519—595), среди которых 3 цефеиды, 2 вероятные переменные типа BY Дракона, 65 затменных систем, 3 звезды типа RR Лиры, одна высокоамплитудная переменная типа 5 Щита (HADS), 3 неправильные переменные. Переменность блеска 7 (из 77) звезд, в которой первоначально имелись сомнения, подтверждена в ходе специальных ПЗС-наблюдений.
DOI: 10.7868/S0004629914040082
1. ВВЕДЕНИЕ
Московская коллекция астрономических фотографий — одна из крупнейших и высококачественных в России. Подобные коллекции имеют большое значение для научных исследований, позволяя извлекать информацию о положении и блеске зарегистрированных на фотографиях небесных объектов для удаленных в прошлое эпох. Для обеспечения сохранности и предоставления быстрого доступа к информации, хранящейся на фотографических пластинках, необходим ее перевод в цифровую форму. С 2004 г. проводится систематическая работа по переводу в цифровую форму московской коллекции астрофотографий. В отличие от большинства аналогичных работ, ведущихся на других обсерваториях и в основном сводящихся к обеспечению сохранности информации и облегчению доступа к ней, нами поставлена задача поиска переменных звезд на основе получаемых сканов уже на раннем этапе работы, параллельно с процессом сканирования. (Поиск переменных звезд по сканам успешно проводился и некоторыми другими группами; см., например, [1—3].) В 2006—2010 гг. нами
E-mail: antipin@sai.msu.ru
было открыто и изучено 518 новых переменных звезд [4—9], для которых введены предварительные (до включения в Общий каталог переменных звезд) обозначения в системе MDV (Moscow Digital Variable), от MDV 1 до MDV 518.
Важнейшей частью московской коллекции аст-ронегативов являются прямые фотографии звездного неба, полученные в 1948—1996 гг. с помощью 40-см астрографа (серия A Московской фототеки). Всего со времени установки в СССР этого инструмента, первоначально использовавшегося в Германии, на телескопе получено около 22 500 снимков. Пластинки 40-см астрографа размером 30 х 30 см соответствуют на небе области 10° х 10° (фокусное расстояние 160 см).
Впервые поиск переменных звезд и их исследование по целиком оцифрованным пластинкам серии A был выполнен нами в поле с центром 66 Oph (18h00.3m, +4°22', J2000.0) Результаты этой работы представлены в статье [9].
В настоящей работе приводятся результаты поиска и исследования новых переменных звезд по сканам пластинок 40-см астрографа в поле, в центре которого находится избранная площадка Кап-тейна SA9. По плану Каптейна [10], площадка рас-
положена вокруг звезды BD + 60°636 = HIP 14833 (03h11m31.7s, +60°38'06", J2000.0). Эта звезда близка к центру поля изученных пластинок, но не всегда с ним совпадает. При фотографировании площадки чаще всего использовалась экспозиция 45 мин, и при этом пластинки хорошего качества имеют предельную звездную величину около 17.5mB. Поле расположено в области Млечного Пути, однако характеризуется не слишком высокой звездной плотностью (примерно 1400 звезд ярче 17.5m/кв.град). В фототеке ГАИШ хранятся 182 пластинки 40-см астрографа с центром SA9, полученные с августа 1949 по ноябрь 1989 г.
Опыт массового открытия и исследования переменных звезд по цифровым изображениям показал необходимость дальнейшего совершенствования применяемой исследовательской методики. Нами были внесены существенные улучшения учета нелинейности отклика фотографического приемника излучения. В поле SA9 проблемы вызвало изменение сорта эмульсии фотопластинок за годы наблюдений, что вызвало скачкообразное изменение измеряемых звездных величин звезд с большими показателями цвета. Новое программное обеспечение позволило частично решить эту проблему и обеспечило достаточно большое количество новых открытий в поле, которое и прежде было неплохо изучено в отношении звездной переменности.
2. СКАНИРОВАНИЕ И ОБРАБОТКА ЦИФРОВЫХ ИЗОБРАЖЕНИЙ
Применяемая нами методика сканирования и обработки достаточно полно описана в работах [8, 9]. Ниже мы приводим краткое описание методики, акцентируя внимание на введении поправок к первоначально определенному преобразованию координат и калибровке шкалы звездных величин с использованием нелинейного соотношения. Эти поправки ранее нами не применялись.
Программное обеспечение, управляющее сканером, выдает цифровое RGB-изображение в формате TIFF. Полученное изображение конвертируется в используемый в астрономических приложениях формат FITS с помощью специально разработанной нами программы tiff2fits1 . При этом из оригинального TIFF-изображения используется только эмпирически выбранный зеленый канал. Для удобства работы с существующим программным обеспечением негативное изображение переводится в позитивное (светлые звезды на темном фоне).
1 ftp://scan.sai.msu.ru/pub/software/tiff2fits/
Фотометрические свойства пластинки значительно меняются по полю зрения из-за аберраций астрографа, различия в воздушной массе, возможных неравномерностей полива эмульсии и химических процессов при проявке. Чтобы обойти связанные с этим трудности фотометрической калибровки и облегчить астрометрическую привязку, цифровое изображение делится на отдельные площадки размером примерно 0.5 кв. град Площадки обрабатывались полностью независимо друг от друга, а результаты объединялись на последнем этапе.
Как упоминалось выше, часть пластинок получена со сдвигом относительно центральной звезды SA9, причем сдвиг между пластинками может составлять 1° или более. Чтобы площадки на разных пластинках серии соответствовали одной и той же области неба, разбиение на площадки производится не относительно центра пластинки, а относительно пиксельных координат опорной звезды, выбранной таким образом, чтобы она попадала на все пластинки серии. Площадки частично перекрываются друг с другом, чтобы звезды, попадающие на край одной площадки, оказались на некотором расстоянии от него на соседней. В дальнейшей обработке использовались только площадки, попадающие на 100 и более пластинок.
Серия разбитых на площадки снимков неба обрабатывается с помощью разработанного нами программного комплекса VaST2 [11], который является надстройкой над широко известным пакетом SExtгactoг [12]. SExtгactoг используется для обнаружения звезд на изображении, определения их пиксельных координат и инструментальных звездных величин. Для измерения блеска звезд используется круглая апертура, диаметр которой подбирается исходя из видимого размера звезд на изображении. VaST управляет запуском SExtгactoг для обработки каждого оцифрованного изображения, производит отождествление между собой звезд, измеренных на разных пластинках, позволяет провести абсолютную калибровку фотометрических и астрометрических измерений.
Для отождествления звезд, найденных на изображении, со звездами на опорном снимке программа VaST находит линейное преобразование между системами пиксельных координат двух изображений. Это преобразование находится путем отождествления подобных треугольников, сформированных из заданного числа ярчайших звезд двух снимков. Преобразование, позволившее отождествить максимальное число ярких опорных звезд, применяется ко всем звездам на площадке. Найденное преобразование не является оптимальным среди всех линейных. Чтобы его оптимизировать,
2http://scan.sai.msu.ru/vast
^instrumental
-13.0 г
-17.0-1-1-1-1-1-1-1-1
10 11 12 13 14 15 16 17 18
^шш-ы.о
Рис. 1. Зависимость звездных величин, измеренных в инструментальной шкале, от В-величин каталога USNO-B1.0. Калибровочное соотношение (1) показано непрерывной кривой.
для успешно отождествленных звезд записываются разности координат, измеренных на опорном кадре и пересчитанных из системы координат отождествляемого кадра в систему координат опорного кадра. Минимизируя эти разности методом наименьших квадратов, мы находим линейные поправки к первоначально найденному преобразованию. После применения поправок производится окончательное отождествление звезд на двух изображениях. Критерием успешного отождествления является отношение числа отождествленных звезд к общему числу звезд на кадрах. Если число отождествленных звезд оказывается меньше некоторого порогового значения, попытка отождествления повторяется с большим числом опорных ярких звезд.
Затем производится привязка шкалы звездных величин отождествляемого кадра к инструментальной шкале опорного кадра. Для этого зависимость инструментальных звездных величин на опорном кадре ш\ от величин на текущем кадре т2 аппроксимируется заданной функцией. Поскольку стандартная методика (линейная или квадратичная аппроксимация) не способна полностью учесть нелинейность отклика фотографического приемника излучения, для фотографической фотометрии, следуя [13], мы используем аппроксимирующую функцию вида
т\ = ао ^(ю°1(т2 ""2) + 1+ аз, (1) предложенную Бахером и др. [14], где коэффи-
циенты а0, ai, а2, а3 подбираются по алгоритму Левенберга—Марквардта.
На последнем этапе обработки проводится привязка пиксельных
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.