100835

Z CMa жұлдыздық объект

Дипломная

Астрономия и авиация

Фесенков атындағы АФИ 1-метрлік телескопынан алынған бақылау мәліметтері негізінде жас жұлдыздарының поляриметриялық сипаттамаларын зерттеу. Жас жұлдыздардың поляриметриқалық зерттеулер бағытында жарияланған деректерге талдау жасау. Жас жұлдыздардың поляризациялық сәулеленуі мен басқа да тәжірибелер негізінде есептік көрсеткіштері яғни түстің инфрақызыл жарық түсу артықшылықтары және т. Зерттеу әдісі:Жас жұлдыздар объектілерін поляриметриялық бақылаулар бойынша жасалған деректерге талдау жасау және жүйелеу арқылы алынған мәліметтерді өңдеу.

Казахский

2018-04-29

1.54 MB

0 чел.

РЕФЕРАТ

Жұмыстың көлемі 46 бет, ол кіріспеден, 3 бөлімнен, қорытындыдан және пайдаланылған әдебиеттер тізімінен тұрады. Жұмыста 6 сурет, 2 кесте бар.

Кілт сөздер: УЛЬТРАКҮЛГІН, ИНФРАҚЫЗЫЛ, ПОЛЯРИЗАЦИЯ ДЕҢГЕЙІ, ТОЛҚЫН ҰЗЫНДЫҒЫ, ФОТОМЕТРИЯЛЫҚ ЖОЛАҚТАР, ФОТОҚАБЫЛДАҒЫШ ҚҰРЫЛҒЫ, ФПЗУ– ФОТОМЕТР-ПОЛЯРИМЕТР, Р(Λ) – ПОЛЯРИЗАЦИЯ ДЕҢГЕЙІНІҢ ТОЛҚЫНДЫҚ ТӘУЕЛДІЛІГІ.

Жұмыстың мақсаты:

Г. Фесенков атындағы АФИ 1-метрлік телескопынан алынған бақылау мәліметтері негізінде жас жұлдыздарының поляриметриялық сипаттамаларын зерттеу. Жас жұлдыздардың поляриметриқалық зерттеулер бағытында жарияланған деректерге талдау жасау.

Жас жұлдыздардың поляризациялық сәулеленуі мен басқа да тәжірибелер негізінде, есептік көрсеткіштері, яғни түстің инфрақызыл, жарық түсу артықшылықтары және т.б. арасындағы арақатынасы статистикалық зерттеу

Зерттеу объектісі: Z CMa жұлдыздық объект.

Зерттеу әдісі: Жас жұлдыздар объектілерін поляриметриялық бақылаулар бойынша жасалған деректерге талдау жасау және жүйелеу арқылы алынған мәліметтерді өңдеу. Зерттелетін объектінің поляризация деңгейі мен басқа да физикалық сипаттамалары арасындағы байланыс аталған объектінің табиғатын ашуға септігін тигізеді.

РЕФЕРАТ

Дипломная работа: состоит из введения, трех разделов, заключения, списка использованной литературы. В работе 6 рисунки и 2 таблицы есть.

Ключевые слова: УЛЬТРАФИОЛЕТОВЫЙ, ИНФРАКРАСНЫЙ, УРОВЕНЬ ПОЛЯРИЗАЦИИ, ДЛИНА ВОЛНЫ, ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ПОЛОСЫ, ФПЗУ– ФОТОМЕТР- ПОЛЯРИМЕТР, МАССА, Р(Λ) – ЗАВИСИМОСТЬ УРОВНЯ ПОЛЯРИЗАЦИИ ВОЛНЫ.

Целью данной выпускной работы:

Исследование поляризационных характеристик звезд на основе наблюдательных данных, полученных на 1-м телескопе АФИ им. Фесенкова. Проведение анализ опубликованных данных по поляризационным исследованиям молодых звезд.

Объект исследования: Звездной объект Z CMa

Метод исследования: Объясняется особенности поляризаций излучения молодых звездных объектов. Уровень поляризации и других физических характеристик объекта открывает соединение между природой объекта.

ABSTRACTS

Thesis: consists of an introduction, three sections, conclusion, a list of used literature and an appendix. There are 6 figures and 2 tables.

Key words: STARS, POLARIMETRIC STUDIES, YOUNG STARS, PHOTOMETER- POLARIMETER, POLARIZATION, PHOTOMETRIC OBSERVATIONS, PHOTO RECEPTION DEVICES.

The purpose of this final work is to study the polarization characteristics of stars on the basis of observational data obtained at the 1st telescope of the AFI im. Fesenkov. The published data on polarization studies of stars are analyzed.The features of the polarizations of the radiation of young stellar objects are explained.

Object of research: Stellar object Z CMa

Research method: Due to the peculiarities of the polarization of the emission of young stellar objects. The level of polarization and other physical characteristics of the object opens a connection between the nature of the object.

Мазмұны

Кіріспе 5

1 ЖАС ЖҰЛДЫЗДЫҚ ОБЪЕКТІЛЕРДІ ПОЛЯРИМЕТРИЯЛЫҚ БАҚЫЛАУ БОЙЫНША ӘДЕБИЕТКЕ ШОЛУ 7

2 ФОТОМЕТР-ПОЛЯРИМЕТРГЕ ШОЛУ ЖӘНЕ БАҚЫЛАУ ӘДІСТЕМЕСІ ТУРАЛЫ 21

3 Z CMA ЖАС ЖҰЛДЫЗЫНЫҢ ФОТОМЕТРИЯЛЫҚ ЖӘНЕ ПОЛЯРИМЕТРИЯЛЫҚ БАҚЫЛАУЛАРЫНДАҒЫ ДЕРЕКТЕРДІ ТАЛДАУ 32

3.1 Z CMa жұлдыздық объекті туралы мәліметтер 35

3.2 Жас жұлдыздарды поляриметриялық бақылаулардың нәтижелері 38

Қорытынды 45

Қолданылған әдебиеттер тізімі 46

Кіріспе

Астрофизикада 60 жылдар мен 80 жылдар аралығында Хербиг [1,2,3], Коэн, Куи [4], Финкенцеллер мен оның жақтастары және басқа да авторлардың еңбектерінің арқасында, өзінің эволюциясы негізінде біртектілік қалыптаспаған. Гравитациялық тарылу кезеңінде тұрған жұлдыздар, яғни “жас жұлдыздар” термині қалыптасқан.

Көп жағдайда жұлдыздардың жарқылы мен айналасындағы газ – шаңды қабатының жарқылын аккреционды дисктегі радиаактивті емес қуат көзіне қарамастан айыру қиынға соғады. Сонымен, салмағы көп жұлдыздар негізгі бірізділікке жылдамырақ көше алады, ал салмақ көрсеткіші аз жұлдыздарда (Торпақтың Т типі) және салмағы үлкен (Хербигтің Ae/Be типі) жұлдыздардың жас шамалары бір, бірақ әртүрлі даму сатысында болуы мүмкін. Қазіргі таңда жас жұлдыздар қатарына енетін нысандар спектрлі класы 09 – дан М3 аралығындағы, сонымен бірге салмақ бойынша және нысандарының жарық түсіру диапазондар өте кең ауқымда өзгеріп тұрады.

Жас жұлдыздардың тарихи кезеңі 60 жылдардан басталады. Осы жылдардан бастап, жас жұлдыздарды сипаттаудағы тағы бір маңызды көрсеткіштердің біріне– сәулелену поляризациясын жатқызды. Жас жұлдыздардың даму кезеңіндегі негізгі елеулі көрсеткіштерге сәулелену поляризациясын жас жұлдыздарға арналған жұмыстар төңірегінен көп кездестіре бермейміз. Әйтседе, поляриметрлік зерттеулердің қорытындысы ретінде, жұлдыз айналасындағы қабаттардың сырт пішінін, олардың көлемін, кейбір сәйкес жағдайларда химиялық құрамы мен жұлдыз айналасындағы тозаңның сыртқы пішіні жайындағы ақпараттар ала аламыз. 1976 жылы Ридгрен және басқалары көптеген жұмыстарды саралау барысында Т Торпақ типті жұлдыздардына төмендегідей көрсеткіштерді толықтарды, олар: фотометриялық айнымалы, спектрдің күңгірттенуі, P Cyg типінің кескінді сызықтарының болуы, сонымен қатар инфрақызыл (ИҚ) сәулелерінің шектен тыс көбеюі сияқты көрсеткіштермен толықтырған еді. 1985 жылы Т Торпақ типті жұлдыздар жайлы алғашқы көрсеткіштерді пайдаланып, өзінің толықтыруларын енгізіп, төмендегідей қорытындыға келген Финкенцеллер, Мунд, Яшек пен Яшектердің жұмыстарды жарыққа шығады. Жоғарыда аталған ғалымдардың жұмыстарының корытындысы төмендегідей көрініс табады:

Т Торпақ типті жұлдыздар– спектр эмиссионында эквивалентті ені Н ∞ 5 Å кем болмайтын, ірі фотосферлі абсорбциялық спектрі немесе алғашқы спектр класының жұлдыздары жоқ сутегінің бальмерлік сызықтың және Ca II H және К өрістері пайда болатын күңгірт аймақтармен байланысқан нысандар деп тұжырымдайды.

Хербигтің Ae/Be типті жұлдыздары FO типінен алғашқы пайда болған күңгірт немесе ашық шағылыспалы бұлтты аймақтарға ұқсастық дәрежесі байқалатын, аталған нысанның спектрінде бальмерлік топтамалы сутегінің эмиссиондық сызықтары көрініс тапқан спектрлі кластың негізгі нысандары болып табылады.

Әдебиеттерге шолу бойынша объектілердегі орын алатын процесстер жөнінде өте көп жұмыстар жүргізілген [8, 11, 16]. Аталған жұмыстардың көпшілік бөлігінде радиобақылау арқылы орындалған фотометриялық және спектрлік жұмыстар үлесі айтарлықтар зор. Ал, поляриметриялық зерттеулердің саны аз, яғни астрофизиканың осы бөліміне айтарлықтай көңіл бөлінбегенін байқауға болады. Мүмкін, бұл бөлімге жұмыстардың аздығын теориялық аппараттардың мардымсыз дамуынан деп қабылдау керек.

1 ЖАС ЖҰЛДЫЗДЫҚ ОБЪЕКТІЛЕРДІ ПОЛЯРИМЕТРИЯЛЫҚ БАҚЫЛАУ: ӘДЕБИЕТКЕ ШОЛУ

Қазіргі кезде эволяциялық даму деңгейі бір жүйелілікті талап ететін негізгі объектілерді зерттеу қызығушылықты тудыратын нақты алғышарттардың біріне айналды. Объектілерді зерттеу көптеген нақты астрофизикалық міндеттерді шешу арқылы орындалады. Олар:

- Жұлдыз айналасындағы қабаттардың және жұлдыздардың пайда болуының негізгі процесстерін түсіндіру;

- Жас жұлдыздардың объектілерінің оны қоршаған жұлдыз айналасындағы материямен қарым – қатынасын талдау;

- Жас жұлдыздарды және т.б. бақылау кезіндегі тұрақсыз болатын түсініктерге баға беру.

Бұл шарттарды орындау барысында бақыланатын объектілермен жұмыс істеу барысында астрофизика саласынан бақылаумен қатар теориялық жұмыстардың жинақталатыны белгілі.

Әдебиеттерге шолу бойынша объектілердегі орын алатын процесстер жөнінде өте көп жұмыстар жүргізілген. Аталған жұмыстардың көпшілік бөлігінде радиобақылау арқылы орындалған фотометриялық және спектрлік жұмыстар үлесі айтарлықтар зор. Ал, поляриметриялық зерттеулердің саны аз, яғни астрофизиканың осы бөліміне айтарлықтай көңіл бөлінбегенін байқауға болады. Мүмкін, бұл бөлімге жұмыстардың аздығын теориялық аппараттардың мардымсыз дамуынан деп қабылдау керек, сондықтан да поляриметриялық бақылаудан алынған нәтижелерді объектінің үлгісін құрастыруда қолдану қиындық тудырады.

Ватикан конференциясында 1987 жылы баяндалған Бастиеннің “Поляризационные свойства T Tau звезд и других молодых объектов” деп аталатын жұмысын жоғарыдағы жұмыстарға мысал ретінде келтіруге болады [15]. Осы ғылыми жұмыста барынша нақты, әрі түсінікті Торпақтың Т типті жас жұлдыздардың поляризациялық сәулеленуін бақылау ерекшеліктері және осы класс объектілерінде поляризацияның пайда болу механизміне салыстырмалы талдау жасалған. Бірақ кейбір сұрақтардың жауабы толықтай ашылып қарастырылмаған, келтірілген жауаптар толықтыруларды талап етеді. Мұндай мәселелерге төмендегілерді жатқызуға болады:

T Tau типті жас жұлдыздардың сәулелену поляризациясы Хербигтің Ae/Be типті жас жұлдыздары және жас ИҚ көздері сияқты, белгілі жас жұлдыздар объектілерімен салыстырмалы нәтижелер берілмеген;

Эволюциялық даму кезіндегі сәулелену поляризациясы мен сәулелену поляризациясының пайда болуы арасындағы байланыс көрсетілмеген.

Бұдан бөлек, Бастиен шетел зерттеулерін пайдаланған, осы орайда СССР тұсында жас жұлдыздардың поляриметриялық бақылаудан алынған қызықты зерттеулері көп болатын.

Жас жұлдыздар қабатындағы физикалық жағдайларды түсіндіру мақсатында жасалатын поляриметриялық зерттеулер, астрофизикадағы басқа бақылаушы әдістеріне ұқсас және аталған объектілердің эволюциялық көрінісі жайындағы білімімізді толықтыруға көмектеседі.

Жас жұлдыздардың поляриметриялық бақылауынан алынған нәтижелері жайында жазылған, қарастырылған мәселені шешу барысында туындаған сұрақтар мен оларды шешу жолдары жайлы жарияланымдардың саны шексіз болып табылады.

Сонымен, бүгінгі күні өзекті мәселелердің бірі болып табылатын, жас жұлдыздарды зерттеумен байланысқан кейбір астрофизикалық мәселелерді шешу барысында төмендегідей тұжырымдарға ой түюге болады:

Барлық жас жұлдыздардың тип өкілдерін бірыңғай физикалық көрсеткіштері мен даму дәрежесі бойынша бір арнаға тоғыстыруға бола ма?

Жұлдыздарды жүйелеуде жұлдыздардың негізгі жүйеленуге дейінгі даму сатысында спектрлі класқа тәуелсіз бірыңғай көрсеткіштердің болуы мүмкін бе?

Жас жұлдыздардың фотометрлік және поляризациялық әдістермен (жарықтың ИҚ және поляризациялық сәулеленуі) анықтаудағы табиғаты жағынан қандай ұқсастықтар байқалады және бақылау барысындағы тұрақсыз көрсеткіштерін қалай түсіндіруге болады?

Жұлдыз маңындағы қабаттардың дамуында бірыңғай жүйелілік байқала ма?

Жұлдыздар мен оларды қоршаған жұлдызмаңы материяларын бір – бірімен байланыстыратын қандай шартты процесстер қолданылады?

50 жылдардың соңына таман астрономдар жас жұлдыздардың поляриметриялық зерттеуіне көшкен болатын. Бірақ, осы кезде “жас жұлдыз” деген түсінік әлі қалыптаспаған еді. Алғашқы зерттеулерде аталған жұлдыздарда сәулелену поляризациясы байқалған [5-9]. Кейінгі зерттеулерден ғалымдар, яғни 60 жылдарда Торпақтың Т типті жас жұлдыздардың өзгермелі сәулелену поляризациясының да болатынын аңғарған [5-9]. Бақыланатын Торпақтың Т типті жұлдыздардың поляризациясы толықтай жұлдыз арасында емес, Вардаянның еңбектерінен жұлдыздардың өзінде жүретіні туралы болжам айтқанын атап өту керек [13].

70 жылдарда жас жұлдыздардың сәулелену поляризациясы жөніндегі жұмыстардың саны 30 шамасында болған. Сонымен қатар, Торпақтың Т типті жұлдыздар мен Хербигтің Ae/Be типті жұлдыздарының іріктемелері алынып, жас жұлдыздардың басқа да объектілерінен алынған поляриметриялық көрсеткіштерінің салыстырмалы нәтижелері жайында жазылған алғашқы мақала жарияланған [19-21]. Осы кезеңнен жас объектілердің шағын ИҚ көздері жайлы зерттеулер жүргізіле бастады [9-12].

Жас жұлдыздардың сәулелену поляризациясы жөнінде жазылған зерттеулердің саны артып, аталған мәселе жайлы жұмыстардың саны 70 шақтыға жеткен. Осы кездің өзінде – ақ жеке объектілер толық, әрі нақты зерттеле бастады [2-9], жас жұлдыздардан алынған іріктемеде объектілердің жеке статистикалық сәулеленуі [7-10] мен бақыланатын кейбір объектілердің физикалық интерпретациясы ұсыныла бастады.

Оптикалық өрістегі жас жұлдыздардың поляриметриялық бақылаулары ИҚ [2-4] – поляриметриямен және шеңберлі поляризациялық зерттеулермен толықтырыла бастады. Кең ауқымда етек алған поляриметриялық зерттеулерге жас жұлдыздарды қоршаған бұлтты шағылысуды жатқызуға болады [1-8].

Қазіргі уақытта жас жұлдыздардың поляриметриялық бақылауы бойынша 150-ге тарта жұмыстар жарияланған. Осы жұмыстардың 40 % СССР тұсындағы жұмыстар болып табылады. Бұл мәліметтер қандайда бір құбылыстарды жүйелеуде немесе арнайы қорытындыда тұжырымдама жасау үшін жеткілікті.

Бақыланған жас жұлдыздардың сәулелену поляризация дәрежесінің көлемі 10-15% ға жеткен (HL Tau, R Mon, VY Mon, LkH͚ 233). Жас жұлдыздар арасындағы ең жоғарғы сәулелену поляризация деңгейі Хербигтің Ae/Be типті жұлдыздарының V 376 Cas өкілінде байқалған (18.4-23.7%) [2]. Көптеген әдебиет көздерінде көрсетілгендей, Торпақтың Т типті жұлдыздардың сәулелену поляризация дәрежесі p ∞ 1% [20,21]. Көптеген жұмыстардың нәтижесі бойынша, 200 - ге тарта ашық жас жұлдыздардың сәулелену поляризациясын сұрыптаудың нәтижесі ретінде байқауға болады. Хербигтің жас жұлдыздар тізімдемесіне 700 объект кіреді [10]. Тығыз тозаңды қабатты әлсіз объектілерде өте жоғары сәулелену поляризациясының дәрежесін күтуге болады. Бірақ, жас жұлдыздардың сәулелену поляризациясы бірдей дәрежеде болады.

Торпақтың Т типті жас жұлдыздардың ішіндегі тек бір ғана (130 зерттелген объектілердің ішінде) HL Tau өкілінде сәулелену поляризациясы деңгейі 10% құрайды. Жас жұлдыздардың Хербигтің Ae/Be әртүрлі спектрлі типтерінің ішінде сәулелену поляризациясы бойынша жұлдыздарды бөлу жайлы салыстырмалы талдаулар жүргізілмеген. Берілген жас жұлдыздардың сәулелену поляризация тізімі 1 кестеде көрсетілген. Хербигтің Ae/Be типті жұлдыздарына сәулелену поляризациясы бойынша бақыланымдар өте аз, соған сәйкес гистограмма тұрғызу мүмкін болмай отыр.

Көптеген жас жұлдыздарда сәулелену поляризациясы көрсеткішінің өзгерісі байқалады. Жас жұлдыздардың поляриметриялық зерттеулері бойынша және жинақталған мәліметтер бойынша p, ѳ өзгергіштік дәрежесі артатын жұлдыздардың саны артқан. Сәулелену поляризациясының өзгерісін зерттеу кезінде 85% жас жұлдыздарда аталған өзгергіштік қасиеті байқалған. Бұл көрсеткішті бұрыштың позициялық өзгерісіне де қолдануға болады, демек бұрыштың позициясы мен поляризация дәрежесінің өзгергіштік дәрежесі тең. Кейбір жұлдыздарда сәулелену поляризация дәрежесі 2 - 3 рет немесе одан да көп шамаға өзгеріп отыруы мүмкін. Ал ѳ өзгергіші 900 болуы ғажап емес [12,8]. Жоғарыда аталған көрсеткіштер тек Торпақтың Т типті жас жұлдыздар объектілеріне тән [12,8], ал Хербигтің Ae/Be типті жұлдыздары үшін мұндай зерттеулер жоқтың қасы [14]. Хербигтің Ae/Be типті жұлдыздары үшін поляризация көрсеткішінің өзгергіштігі мүлдем зерттелмеген.

Жас жұлдыздардың кезеңдік поляризация көрсеткішінің өзгеруі бүгінгі күнге дейін ашық сұрақ ретінде келеді. Бірақ, нақты және ұзақ поляриметриялық көрсеткіштер өзгерісі тек аздаған объектілер үшін жасалған. Нақты шкала бойынша (800 тәулік) поляризация дәрежесінің кезеңдік өзгерісі Торпақтың Т типті жұлдыздар объектілерінде байқалған, олар: V 627 Cas (AS 501). Поляризацияның кезеңдік өзгерісінің көрсеткіші Торпақтың Т типті жұлдыздардың тек бір RY Lup объектісінде байқалған [12]. Хербигтің Ae/Be типті объектілері үшін поляризация көрсеткішінің өзгерісі мүлдем бақыланбаған. Жас жұлдыздардың поляриметриялық көрсеткіші жайлы жазылған жұмыстарда басқа объектілерден ерекшеленетін толқындық тәуелділіктің p(λ) жұлдыздар арасындағы айырмашылықтары байқалған [16, 18-22].

1- кесте.

Хербигтің Ae/Be типті кейбір жас жұлдыздарының тізбесі

N

Объект

N

объект

1

AB Aur

25

LkHa 169

26

LkHa 208

2

LkHa 215

V 376 Cas

3

MWC 297

27

LkHa 224

4

MWC 300

28

LkHa 233

5

MWC 342

29

LkHa 234

6

MWC 349

30

LkHa 257

7

MWC 623

31

WW Vul

8

R Mon

32

V 517 Cyg

33

T CrA

9

VY Mon

34

TY CrA

10

MWC 1080

35

AS 441

11

R CrA

36

AS 442

12

HD 53367

37

Z CMa

13

HD 200775

кестенің жалғасы.

38

UX Ori

14

HD 250550

39

BF Ori

15

HD 259431

40

HK Ori

16

W 90

41

T Ori

17

RR Tau

42

VV Ser

18

BD+4004124

43

CQ Tau

19

BD+4103731

20

BD+4603471

21

BD+610154

22

BD+6501637

23

LkHa 134

24

LkHa 135

Әрбір объекттің p(λ) формасы өзгеріп тұрады. Кейбір жас жұлдыздарда уақытша тәуелділікте p(λ) байқалады [2,5,6,4,7]. Дегенмен, Торпақтың Т типті жас жұлдыздардың объектілері мен Хербигтің Ae/Be типті жас жұлдыздарына p(λ) формасы үшін ортақ заңдылық байқалмаған. Мүмкін Т Торпақ типті жас жұлдыздар арасындағы жұлдызаралық орта p(λ) формасының үлгісін көруге болады. Сондықтан, бүгінгі уақытқа дейін Хербигтің Ae/Be жұлдыздары үшін p(λ) формасы бойынша қорытынды жасау үшін жеткілікті,нақты статистикалық нәтижелер керек.

Жас жұлдыздарды бақылау барысындағы жинақталған мәліметтерден поляризациялық көрсеткіші мен p(λ) формасының өзгерісі өте ұзақ уақыт аралығында (бір жыл не бірнеше жылдар көлемінде) [7,8] жүреді деп қорытындылауға болады [2,4,6]. Өзгергіштік бірнеше сағаттар немесе минуттар көлемінде де жүруі мүмкін, яғни бұл қысқа мерзімдік өзгергіштік зерттелмеген.

Жас жұлдыздардың поляризациялық көрсеткішінің қысқа мерзім ішіндегі өзгергіштігін зерттеу жұлдыз айналасындағы қабаттардың физикалық жағдайын талдау үшін маңызы зор, сондықтан бұл сұрақтар болашақтағы терең зерттеулерді талап етеді. Торпақтың Т типті жұлдыздар мен Хербигтің Ae/Be типті жұлдыздарының қысқа мерзімдік (сағат, минут) өзгергіштіктері жайлы салыстырмалы талдаулар бүгінгі күнге дейін керекті, қызықты мәліметтердің біріне айналар еді.

Жұлдыздардың поляризация көрсеткішінің өзгергіштігін бақылайтын интерпретациялық қызығушылықты тудырудағы физикалық процесстердің реті:

- Жұлдыз айналасындағы бірыңғай емес тозаңды конденсацияға жарықтың шағылысуы;

- Поляризациялық емес сәулеленудің қалқалануын тудыратын жұлдыз сақинасын түсті тозаңды бұлттың өтуі;

- Магнит өрісіндегі тозаңды бөлшектердің қайта бағдарлануы;

- Жарқылдау кезіндегі рентген сәулесі мен УК сәулесінің, тозаң түзуге жауап беретін тозаң бөлшектерінің өсуі мен бұзылуы; Жұлдыз айналасындағы қабаттардың, томсон және реллеев типтерінің шағылысуы мен олардың арақатынастарының өзгеруі; Бос электрондардағы шағылысу кезінде пайда болатын, поляризацияның тууына әсер ететін жұлдыздардағы магнит өрісінің өзгеруі; Жас жұлдыздардағы дақтардың саны мен пішінінің өзгеруі. Барлық жас жұлдыздар кластарында жүретін қандайда бір процесстің тең дәрежеде жүрмейтіні анық. Барлық объектілердегі физикалық көрсеткіштердің тұрақсыз болатыны белгілі, сондықтан да поляризациялық көрсеткіштердің өзгерісін тудыратын процесстердің сандық арақатынасы өзгеріп тұрады. Жас жұлдыздардың әртүрлі кластарындағы (Торпақтың Т және Хербигтің Ae/Be типтері) бір немесе бірнеше процесстердің объектінің эволюциялық даму стадиясына байланысты жүреді.

Жоғарыда айтылғандарды қорытындылай келе, поляризация көрсеткішінің өзгерісі мен толқындық өзгерістер барлық жас жұлдыздар үшін ортақ мәселе деп тура айтуға болады. Бірақ, Хербигтің Ae/Be және Торпақтың Т типті жұлдыздарының өзгерістерінің уақыты мен амплитудасын анықтау аздық етеді.

Жас жұлдыздардың спектрополяриметриялық зерттеулері күні бүгінге дейін жасалмаған. Бірақ Бастиеннің Торпақтың Т типіне жататын 20 жұлдыздың спектрополяриметриясы жайлы жеке хабарламасына тек әдебиет көзіне сілтеме келтірілген. Осыған қарамастан, ол поляризация дәрежесі мен мықты эмиссиондық сызықтар мен континуум арасындағы бұрыштық позицияның айырмашылықтарын байқамаған. Кейбір жұмыстарда H α фильтріндегі жас жұлдыздардың поляризациялық көрсеткіштерінің өлшемдері келтірілген. Торпақтың Т типіне жататын төрт жас жұлдыздың ішіндегі тек бір объектісінде ғана (RY Tau) H α континуум жөніндегі нақты өлшемдер көрсетілген, ал поляризация бұрышы 80 – қа бұрылған. R Mon жұлдызында H α фильтрінде сәулелену поляризациясының бұрышы сәулелену поляризация континуумынан 3,5% аз. Бұрыштық позициясы континуумнан 120-қа өзгерген. Андерсон мен Гаррисонның зерттеулері бойынша Хербигтің Ae/Be типіне жататын 13 жас жұлдыздардың H α фильтріндегі континуумдағы поляризациялық көрсеткіші поляризация бұрышынан аз. Кейбір объектілерде бұл көрсеткіштің екінші көрсеткіші көп, ал кейбір объектілерде екі көрсеткіш H α сызығындағы поляризация мен континуум поляризациясы тең түсетін де жағдайлар жиі кездесіп тұрады. Сызықтағы және континуумдағы жұлдыздардың сәулелену көрсеткішінің тең болуы жайлы нақты мәліметтер жоқ. Аспин және басқалары жұмыстарынан H α сызығындағы R Mon поляризациясы дәрежесінің төмендеуі - Hα сызығы жұлдыздан қашықтықта қалыптасуына байланысты - деген көзқарастарды көруге болады. Hα сызығы поляризацияланбағандықтан континуумға қарай спектр бөлігіндегі поляризациясының әсері төмендей береді.

Hα сызығы аймағындағы Be пикулярлы жұлдыздардың (пикулярлы жұлдыздардың кейбіреуі Хербигтің Ае/Ве жас жұлдыздар типіне жатуы мүмкін) сәулелену поляризациясының нәтижесі көрсетілген.

Дегенменде полярлы “қалпақ” аймағында поляризацияланбаған сәулеленудің эмиссиялық сызықтардағы поляризация континуумының салдарынан  аз болады, ал поляризация жүйесінің екі еселенуі  үлкен болуы мүмкін. Мұндай жағдайда,  аймағында позициялық бұрыш өзгермеуі керек. MWC 645 Томсондық шашырау кезінде  басқа барлық толқын ұзындықтарын реттейді, ең негізгісі Ми шашырауы болып табылады. Осы кезде,  аймағында позициялық бұрыштың өзгерісі бақыланады. Поляризация сәулеленуінің деңгейі  аймағында континуумға қарағанда жоғары болады деген болжам арқылы түсіндіруге мүмкіндік береді.

Мұндай болжамдарды қабықтарында екі өлшемді құрылымға ие,  жас жұлдыздардың сәулелену поляризациясын зерттеу кезінде қолдануға болады. Бірақ,  жас жұлдыздардың поляризациялық сәулеленуі туралы мәліметтер өте аз, және қандай да бір қорытынды шығару үшін, олардың өлшеу нәтижелерін жинақтаған жөн болады. Сонымен,  сызықтарындағы мүмкін болатын поляризациясының айнымалылығы туралы мәліметтер әлі зерттелмеген.

Сәулелену поляризациясын өлшеу спектрдің ИҚ аймағында 45 жас жұлдызға жүргізілген, және іс жүзінде барлығында сәулелену поляризациясы анықталған [6, 8, 10, 16]. Кейбір обьектілер үшін, ( RY Tau, T Tau, V 866 Sco, DG Tau және басқалары) поляризация деңгейінің айнымалылығын анықтауға мүмкіндік туды, типіндегі жұлдыздар сәулеленуінің поляризациясын нақты зерттеу, спектрдің ИҚ диапазонында ( λ = 2.2 мкм) жұмыспен [18] жүргізілген. Осы жұмысқа сай, жұлдыздың сәулеленуі 60 %, λ = 2.2 мкм сызықты толқын ұзындығында поляризацияланған, поляризация деңгейінің орташа реті 3 %. Осы тізімде 17 обьектінің оптикалық – поляриметриялық мәліметтері жарияланған. Бұл мәліметтердің қарама – қайшылығы, торпақтың Т типіндегі жұлдыздардың жартысында, спектрдің оптикалық диапазоннан жақын ИҚ диапазонға өткенде , поляризация деңгейінің төмендеуі байқалмайды. DF Tau , SU Aur , UX Tau AB, XZ Tau сияқты жұлдыздарда спектрдің оптикалық диапазонға қарағанда поляризация деңгейі, ИҚ диапазонында жоғары болады. Осыларға сәйкес, Т Tau және SU Aur үшін ИҚ диапазонға өткенде, позициялық бұрышы 90° бақыланады. Бірақ, [14, 17] мәліметтерге сәйкес, Т Tau жұлдызы үшін, жұлдызаралық поляризациядан кейін позициялық бұрыш жоғалып кетеді. Осы жағдайда, поляризация жазықтығы оптикалық диапазонда жұлдызаралық компонентпен анықталады, ал ИҚ диапазонда жұлдызаралық компонент онша үлкен болмайды, яғни поляризация жазықтығы жұлдыз сәулеленуінің өздік поляризациясы арқылы анықталады. SU Aur үшін жұлдызаралық поляризация позициялық бұрышты 90° асырмайды [14]. Оны түсіндіру үшін, [15] жұмыста, тозаңды жұлдызаралық қабықта ірі қоспамен (а  1 мкм) өте жіңішке силикатталған бөлшектер (а  0.1 мкм) болады деп болжам жасауға болады. Басқа интерпретация, [14] жұмыста көрсетілген жұлдыздың оптикалық сәулеленуі сфералық газды қабықшада шашырауы мүмкін. Ал ИҚ сәулеленуінде оптикалық сәулелену үшін мөлдір емес, дискіге ұқсас тозаңды болады. Бірақ, осы жұмыстың негізгі түйіні, [8] поляризацияның пайда болуының табиғаты, спектрдің оптикалық және ИҚ диапазондарда Т торпақ типіндегі барлық жұлдыздарда бірдей болады. Бұл туралы, ИҚ корреляциясы мәліметтері мен оптикалық поляриметрияның k = 0.465. мәліметтерінде айтылады. [8] көрсетілгендей, позициялық бұрыш осы типіндегі жұлдыздар үшін типтік құбылыс емес, сондықтан оны талқылау ешқандай маңызды нәтижелер бермейді.

Өкінішке орай, ИҚ поляриметриясы туралы тек бір кластағы Торпақтың Т типіндегі жас жұлдыздар туралы мәліметтер алынған. Хербигтің Ае/Ве типіндегі жұлдыздар туралы мәліметтер бар негізі, бірақ, салыстырмалы талдау жасауға мүмкіндік бермейді. Бұл жұмыстың ең маңыздысы болып, [9] ИҚ поляриметриясымен Хербигтің Ае/Ве типіндегі жұлдыздардың R Mon бір жұлдыз үшін алынған. Осы жұмыс кезінде, R Mon спектрдің ИҚ аймаққа өткендегі поляризация деңгейінің кенеттен төмендеуі байқалады, ал позициялық бұрыш 10°-15° аралығында өзгереді. Поляризация деңгейінің ИҚ диапазонға өткен кездегі поляризация деңгейінің төмендеуі, Хербигтің Ае/Ве типіндегі көптеген жұлдыздарда байқалуы мүмкін. Көптеген мәліметтер, ИҚ диапазондағы және ИҚ көздердегі сәулелену поляризациясын зерттеуге арналған, соның ішінде көбісі жас жұлдыздарға жатады.

Осы зерттеулердің барлығы сәулелену поляризациясы максимумы 1 мкм жетеді және заң бойынша, жұлдызаралық поляризацияға байланысты толқын ұзындығының өсуімен кенеттен төмендейді. Оның тозаңды табиғаты туралы мәлімет береді [15]. ИҚ көздер үшін зерттеудегі негізгі қызығушылықты спектрдің ИҚ аймағына өткен кездегі поляризацияның позициялық бұрышы атқарады. Бұл сұрақ әлі қарастырылмаған, ИҚ көздердегі оптикалық поляризация туралы мәліметтер алу қиындық тудыруда. Сол үшінде жұмыс барысында, ИҚ көздердегі поляризация жазықтығы мен оларға жақын маңайдағы жұлдызаралық поляризация арасында қарама – қайшылық туындады [11, 15, 17]. Нәтижесінде, көптеген ИҚ көздер үшін, поляризация жазықтығының бағыты іс – жүзінде, жұлдызаралық поляризациямен сәйкес келеді. Осыдан шығатын қорытынды, галактикалық магнит өрісі протожұлдыздық бұлттардың эволюциясында, жекелеген жағдайда, жұлдызаралық дисктің түзілуінде маңызды рөл атқарады. Магнит өрісінің бұлттардың коллапысына әсері [6, 16, 12] жұмыстарда қарастырылады. Бірақ басқа жағынан, [8] жұмыста көрсетілгендей, бұл типтегі жұлдыздар және жас жұлдыздық обьектілер үшін, оптикалық және радио джет сияқты заттың кездейсоқ биполярлы ағысына ие, молекулярлық ағыс, ИҚ поляризациясының векторы магнит өрісінің бағытына перпендикуляр, [6, 18, 11] сәйкес, көбінесе ИҚ көзінің компактілеріндегі поляризация сәулеленуінің позициялық бұрышы биполярлы лақтырып шығарулардың бағытына перпендикуляр орналасқан. Осыдан шығатын қорытынды,[8] кездейсоқ зат ағысында осы типтегі басқа жұлдыздарға қарағанда, жас жұлдыздар мен қатар, бұл типтегі жұлдыздық эволюция мен жұлдыздардың екі кезеңі бар. Ғалымдардың ешқайсысы ИҚ көздерде ерте спектральды класстағы массивті жұлдыздардың қалыптасуын қарастырмаған болатын. Менің ойымша, бұл жұмыс кезінде өте үлкен қателік кеткен, және қорытынды жасауда қателікке алып келуі мүмкін.

Жас жұлдыздарды қоршап жатқан газтозаңды тұмандықта жүргізілген поляриметриялық бақылаулар, зерттеудің ең қызықты бағыты болып табылады, жас жұлдыздар мен оларды қоршаған материя арасындағы өзара әрекеттесу процесін, жұлдызаралық диск эволюциясы мен қалыптасу процесін тудырады, және де жас жұлдыздардың сәулелену поляризациясының пайда болуын түсінуге мүмкіндік береді. Осы мәселелерге соңғы уақытта көп көңіл бөлінуде [11 - 14, 13, 14]. [7], жұмысқа сәйкес, жарық және күңгірт тұмандықтар жас жұлдыздардың негізгі қасиеттері ретінде қарастырылады. Хербиг, Белл каталогындағы жас обьектілердің саны [10], каталогта шағылдырушы тұмандық ретінде, [15, 16], және ертеректе зерттелінген кометалық және биполярлы тұмандық пен шағылдырушы ядро сияқты болатындығын атап өткен жөн. Жоғарыда келтірілген мәліметтерге сәйкес, жас жұлдыздардағы сәулелену поляризациясының векторы заттың ағысымен жинақталған джеттерге немесе СО мен радио құрылысының бағытына перпендикуляр бағытталған болып табылады [13]. Бұл туралы түсіндіріледі [16, 11, 13]. Сонымен қатар, бағытталған лақтырып шығарулар жұлдызаралық тозаңды дискпен жинақталады [11]. Жас жұлдыздарды қоршап тұрған тұмандықтың поляриметриялық картасы, қарапайым шағылдырушы тұмандықтың картасынан ерекшеленеді. Егер де, қарапайым шағылдырушы тұмандықта поляризация векторының таралуы радиальды – симметриялық болса, онда жас жұлдыздарды қоршап тұрған тұмандықта поляризация векторының бағыты - жолақ жұлдызаралық тозаңды дискпен байланыстырады [3, 14, 17], бірақ, қарама - қайшылық болады (V380 Ori, Lk). Өкінішке орай, жас жұлдыздардың маңайында поляриметриялық бақылаулар жүргізгенде, жолақтардағы поляризацияның сипаттамасын және айнымалылығын анықтауға, поляриметриялық айнымалылығы қарама - қарсы қойылады. Осы жағдайда, Скарроттың және т.б. жұмысы өте қызық болып келеді, [17], Хербигтің Ае/Ве типіндегі R Mon жұлдызы маңында, поляризациялық дисктің уақытша өзгерісін зерттеді. Бұдан шығатын маңызды қорытынды, бақыланатын поляризациялық диск R Mon маңайында уақыт шкаласы бойынша ай, жыл , орталық аймақтағы поляризацияның өзгерісін көрсетеді. Бұл дегеніміз, кометалық тұмандық жүйесі NGC2261 – орталық жұлдыз R Mon қарапайым шағылдырушы тұмандыққа қарағанда күрделі. Біз жас жұлдыз R Mon және оны қоршаған жұлдызаралық материяны әлі зерттейтін боламыз. Поляризация сәулеленуінің векторын жас жұлдыздар маңайында, өте көп обьектілер саны үшін көп мәліметтер алу керекпіз. Бұл жұлдыздар арасындағы құбылыстың, эволюция кезеңінің бас тізбекке дейінгі жиілігін бағалауға мүмкіндік беретін еді.

Комплексті үлгі тұрғызу үшін, жас жұлдыз - жұлдызаралық қабықша обьектінің барлық бақылау сипаттамаларын түсіндіруге және ең негізгі бақылаулардан алынған, поляриметриялық және басқа мәліметтер арасындағы корреляцияны зерттеуге мүмкіндік береді. Мұндай зерттеулердің маңыздылығы өте ерте кезде белгілі болған болатын. 70 жылдарда мынадай фактілер қарастырылды: ИҚ көздердегі жас обьектілермен сәулелену поляризациясы арасындағы корреляция. Обьектінің неғұрлым поляризациясы көп болса, ол соғұрлым жарығырақ болады, оның құрамында аймағы HII аз болуы да мүмкін [19]. Бұл жұмыста, алғаш рет сәулелену поляризациясы жас жұлдыздарда күштірек деген болжам айтылған болатын, бұл жерде, сәулелену поляризациясы мен обьект жaсының байланысы туралы айтылады. Бұл болжам кейініректе бірнеше рет [8, 13, 17, 20] жұмыстарда қарастырылды.

Алдын – ала жасалған қорытындылар.

Осы уақытқа дейін жинақталған поляриметриялық мәліметтер көрсеткендей, поляризация сәулеленуі іс – жүзінде барлық жас жұлдыздарда бақыланады. Көптеген жас жұлдыздардың поляриметриялық параметрлеріне ретсіз айнымалылық тән болады. Хербигтің Ае Ве типіндегі жұлдыздар, не болмаса, торпақтың Т типіндегі жұлдыздар оптикалық диапазонда жалпы заңдылық бойынша р (λ) тәуелділігінің түрі анықталмаған. ИҚ диапазонда кем дегенде торпақтың Т типіндегі жұлдыздың жартысы поляризация деңгейінің толқын ұзындығына байланысты λ= 2.2 мкм төмендеуін көрсетпейді. Дөңгелек сәулелену поляризациясы көптеген зерттелген, қарастырылған жас жұлдыздарда іс – жүзінде анықталған, және жас жұлдыздық обьектілердің жалпы ерекшелігі болып табылуы ықтимал. Жас жұлдыздық обьектілердің сәулелену поляризациясының бақылау ерекшеліктерін түсіндіру үшін, қазіргі уақытта поляризацияның пайда болуының кем дегенде 5 механизмін қарастырамыз.

Еселі шашырау жұлдызаралық қабықтағы тозаңды бөлшектерде, көп еселі шашырау оптикалық қалың дискті тозаңды қабықта, дихроидты жұтылу дискті тозаңды қабықтағы және полярлы “қалпақ” сфералық емес, бағдарланған тозаңды бөлшектерде және газды жұлдызаралық қабықтағы электрондардың Томсондық шашырауында болады. Жас жұлдыздық обьектілерді поляриметриялық карталарда, жақын аймақтағы поляризация векторының белгіленген бағытын “жолақтар” көрсетеді.

Жас жұлдыз объекттерінің жасын бағалау. Айта кететін жайт, жас жұлдыз объекттерінің поляриметрикалық жұмыста жарияланған негізгі кемшілігі – бұл бақыланған поляриметрикалық ерекшеліктердің анализіне жүйелі көзқарастың болмауы. T Тельца типті, Ae/Be Хербиг және тығыз инфрақызыл көздерді байланыстыратын сапалы сипаттамасы олардың жас болуы. Бірақ, поляризация сәулесінің елеулі пайда болу механизмінің әртүрлі болуы, бір класс жұлдыз объектілерінің (жас жұлдыздар) бақылау қатарын түсіндіру, бір қарағанға ерекше дәлелі болып табылады. Бұл мәліметтер санының аз болуына байланысты, түсіндіру үшін пайдаланылады. Бір жағынан жас жұлдыздар класы жас бойынша біртекті емес екенін ұмытпау керек. Поляризациясының пайда болу механизмін эволюциялық суреттің ішінде қарастыру керек. Эволюциялық көзқарас әртүрлі бақыланатын жас жұлдыздар сипаттамасының анализі бірнеше рет ұсынылды. Соңғы уақытта мынандай түсінік кеңінен қолданылады: «алдыңғы T Тельца типті» және «Post T Tauri» [21] жұлдыздар. Жұмыста [21,22] спектр 1,0- ден 100 мкм дейін инфрақызыл диапазонда жас жұлдыз объектерінің спектр энергиясының бөлінуі зерттелген, барлық объекттер спектр түрі бойынша үш класқа бөлінген. Энергияның бір түрден (I класс) екінші түрге (II класс) бөлінуі объекттердің молекулалық заттың жойылуымен байланысты, барлық жас жұлдыз объекттердің желінің табиғаты бірдей болады. Жұмыста мынандай түсініктер енгізілген: «пассивті» және «белсенді» жұлдыз маңайындағы диск, сонымен қатар «Post T Tauri stars» және «Naked T Tauri stars». «Пассивті» дисктер деп, орталық жұлдыздан энергияны жұтатын және шығаратын, «белсенді» (акрециялық) диск «акрециялық шектік қабат» сәулеге қосымша үлес қосады. Қосымша энергия көздері туралы Коэн, Эмерсон, Бейчман жұмыстарында, Т Тельца типті жұлдыздар үшін болометрикалық жарқырау және орталық ядроның жарқырауы салыстырылған. Авторладың көзқарасы бойынша Lbol / L* қатынасы жұлдыз маңайындағы шаңды «белсенді» дисктердің болуы немесе болмауының негізгі болып табылады. Егер Lbol / L* <1, онда «активті» дисктер жоқ, егер қатынас 1 көп болса, онды «активті» дисктер жұлдыз маңайында бар. Осындай анализ авторларға мынандай қорытынды жасауға мүмкіндік берді, Т Тельца типті жұлдыздардың 2/3 зерттелген бөлігінде «белсенді» жұлдыз маңайындағы шаңды дисктер жоқ екенін көрсетті. Күнді тип жұлдыздарының Hα эмиссия жас бойынша кемиді. 54 жас жұлдыздар ішінен Телец-Вознич аймағында 3*106 жыл жаспен 32 объект W(Hα)>10 Ȧ көрсетеді тек 7-ден 29-ы 3*106 W(Hα) аса 10 Ȧ мәнге ие болады. Жұмыста эволюциямен қатар жақын инфрақызыл аймақтағы аз түс қалдығы қарастырылған. Шамамен жұлдыздардың 60% пайызы 3*106 жыл жаспен белгілі 2,2 мкм толқын ұзындықта қалдық сәулеге ие. Жас жұлдыздардың бөлігі жақын инфрақызыл аймақтағы аз түс қалдығы, бірақ орташа және алыс инфрақызыл диапазонда көп екендігін көрсетеді. Бұл объекттер жас жұлдыздарды былай көрсетеді, шаңды дисктермен қоршалған, ішкі көлемі (r<0.1AU) материядан тазартылған, дисктің ішкі қабаттарында жеткілікті шаң орналасқан. Бұндай «ішкі құрдым» үлкен денелердегі материядан болатын планетаның пайда болуының бірінші деңгейі болып табылады. «Ішкі құрдым» болатын дисктер олар «құрылысы өтпелі» бұл шаңды материалдың протопланеталық конденсация кезінде планеталардың орналасуына байланысты. Жиіліктің «құрылысы өтпелі» пайда болуы берілген дисктердің оптикалық қалыңнан бастап оптикалық жұқа құрлысы уақытша шкала реті бойынша 0,3*106 жыл эволюцияланады. Көптеген бақыланатын жас жұлдыздардың сипаттамалары әртүрлі деңгейдегі эволюция индикаторын көруге болады.

Поляриметрикалық мәліметтердің анализі үшін бұл әдіс тек Тамура, Сато жұмыстарында қолданылды. Бірақ, бақыланатын материалдарды пайдалану шектеулі (тек инфрақызыл поляриметрия ) және тек Т Тельца типті жұлдыздарды пайдалану, осы жұмыстың кейбір қорытындыларын жеткілікті негізделмеген. Инфрақызыл поляриметрия мәліметтері бойынша инфрақызыл поляризация векторларының орналасуына қатысты «дұрыс» қоршаған магниттік өрістің бағыты және белсенді Т Тельца типті жұлдыздар арасында айырмашылық бар. Жұлдыздарда қатты ағыстар байқалады: CO жойылу, оптикалық джеттер және т.б. , инфрақызыл поляризация қоршаған магниттік өріс бағытына перпендикулярлы, басқа Т Тельца типті жұлдыздар инфрақызыл вектор поляризациясы магниттік өріске параллель бағытталған. Экстремальды жұлдыздар байқалатын заттық ағыс жұлдыз эволюциясының ерте кездерінде орналасқан, маңайындағы шаңды диск оптикалық қалың. Инфрақызыл поляризация векторы әртүрлі бағытталуын эволюция кезінде жұлдыз маңайындағы шаңды дисктің оптикалық қалыңдығының өзгеруімен түсіндіруге болады. Т Тельца типті жұлдыздардағы қатты ағыс мен жас инфрақызыл көздер арасындағы айырмашылық инфрақызыл диапазонда поляризация деңгейінің өлшеміне байланысты (К жолақта 3% және 24%). Бұл жұлдыз маңайындағы дискте Aν әртүрлі болуына байланысты. Эволюциялық жүйелілік келесі нәтижеде ұсынылған (инфрақызыл полярметрия мәліметтері бойынша):

Жас инфрақызыл көздер, заттық қатты ағыс Т Тельца типті жұлдыздар, «дұрыс» Т Тельца типті жұлдыздар.

Алдыңғы тарауларда алынған мәліметтерді эволюциялық көзқарас бойынша қарастыратын болсақ.

Жұлдыз және жұлдыз маңайындағы қабыршақ қалыптасу процесі барлық объекттер үшін бірдей деп болжам жасайтын болсақ. Дамушы жұлдыздардың салмағындағы айырмашылық эволюцияның әртүрлі болып өзгеруіне алып келеді. Эволюциялық даму деңгейін бағалаудың критерийі болуы мүмкін. Жасты Хаяши эволюциялық трек бойынша анықтау – өте үлкен қателік. Жасты бағалау үшін орталықтағы жарқырау көзін білу міндетті, ядро жарқырауын және жұлдыз маңайындағы қабықшаны жиі бөлуге болмайтын себептен, көптеген жағдайларда өте қиын тапсырма болып табылады. Жас жұлдыздардың көрінетін жарқырау арқылы нақты жасын анықтау мүмкін емес жұмыста көрсетілген. Осындай белгісіздікпен жасты бағалау шамамен 2-3 тең. Бұл жас объектілердегі көрінетін жарқыраудың таралумен, бұл барлық жұлдыз маңайындағы диск объекттерінде бар болуымен байланысты. Бұл дисктер бір жағынан орталықтағы көздерді экрандайды, ал бір жағынан эмиссияға қосымша үлес қосады. Белгілі жұлдыздардағы жарқыраудың айтарлықтай шашырауы жұлдыз маңайындағы дисктің көру сәулесінің еңкею бұрышына байланысты. Бұл Герцшпрунг – Рассел диаграммасында жұлдыздардың өзгеруіне алып келеді.

Сонымен қатар, жас бойынша әртүрлі массадағы жұлдыздарды қатар орналастыруға болмайды, бірдей жастағы жұлдыздар әртүрлі деңгейдегі эволюциядан Негізгі тізбекке орналасуы мүмкін. Хаяши эволюциялық трек диаграммасында Т Тельца типті жұлдыз бен Ае/Ве Хербиг жұлдыздарын сәйкестендіру, Ае/Ве Хербиг типті жұлдыздардың Негізгі тізбекке шығу үшін уақыты аз. Олар Т Тельца типті жұлдыздардан жасы кіші жұлдыздар эволюцияның соңғы деңгейінде орналасады.

Жас объектілердің даму кезіндегі эволюцияның деңгейі.

Жас объектілердің даму кезіндегі эволюцияның деңгейін олардың жұлдыз маңайындағы қабықшаның сипаттамалары арқылы анықталады.

Мысалға Коэн, Виттеборн жұмыстарында анализге сүйене отырып оптикалық қалыңдық силикатының ерекшелігі жас жұлдыздарда 10 мкм – τ10 , келесі жұлдыз маңайындағы шаңды қабықша эволюциясының схемасын бірнеше қатарға бөлуге болады:

- Протожұлдызды объектілерде τ10 үлкен, реликті шаң мөлшері айтарлықтай болғандықтан;

- Шамалы уақыттан соң шаң ядрода акрецияланады да, сәуле болып шығады, аздап жарқырайды τ10 мәні түседі;

- Үшінші деңгейінде жұлдызды орталық және шаңда ағатын зат әсерінен конденсация жүреді, сол арқылы дамиды. Шаңды қабықша магниттік күш сызықтар әсерінен сығылады, формаға ие болады. Оптикалық қалыңдық τ10 тағыда өседі;

- Төртінші деңгейде шаңды жұлдыз маңайындағы қабықша белгілі формаға ие болады, ал ағыс жай болып табылады. Оптикалық қалыңдық τ10 үшінші деңгейге қарағанда, көп болу да мүмкін.

2 ФОТОМЕТР-ПОЛЯРИМЕТР ЖӘНЕ БАҚЫЛАУ ӘДІСТЕМЕСІ

Стационар емес (мысалға, жас жұлдыздар) объекттердегі өзгеру табиғатын және сапалы физикалық процестердің анализін түсіндіру үшін, кең диапазондағы толқын ұзындығын фотометриялық бақылау қажет. Фотометриямен поляриметрикалық жұмыстардың синхронды (квазисинхронды) бақылаулар жүргізу мүмкіндіктері одан да кеңейте түсетін еді. Бірақ, осы кезге дейін бұндай бақылаулар болған жоқ. Бірінші кезекте бұл жоғары да айтылған талаптарды орындайтын әмбебап бақылау аппаратурасының болмауы. В.Пииролдің [18] фотометр – поляриметрін есепке алмағанда, бірақ оның жұмыстары 0,3-0,1 мкм шектелетін. Жас жұлдыздарды бір квазисинхронды ультракүлгін, оптикалық және инфрақызыл бақылаулар екі немесе үш фотометрлерді қолданумен, 0,3-3,5 мкм дейінгі диапазонда бірнеше телескопта [19] бір обсерваторияда, немесе кооперативтік ұйымдарда бірнеше обсерваторияда [13] жүргізілді. Мұндай жұмыстармен жүргізілген қателіктер белгілі және олар:

- Бірнеше бақылау құралдарын және сонымен қатар бақылау уақытын дұрыс пайдаланбау,

- Әр обсерваторияда әртүрлі ауа-райының болуы,

Алынған бақылау нәтижелерінің және әртүрлі фотометрикалық жүйені тұрғызудың қателіктерін азайтудың әртүрлі әдістері және т.б.

Сонымен қатар, стационар емес объектерді зерттеудегі астрофизикалық ақпараттың сенімділігі қабылдағыш сәулеге тәуелді, фотоқабылдағыш құрылғысының жобасы, жүйелендіру режимін таңдау, ыңғайлы ФҚҚ шарттарын жалғасушы сілтемелері ол сигналдарды электронды өңдеу. ФҚҚ жоғарғы сезімталдығының болуы бұл ең маңыздысы емес, сонымен қатар жоғары сезімталдықтың тұрақтылығы. Әмбебап бақылау аппаратурасына қойылатын негізгі талаптар стационар емес жұлдыздарда (жас жұлдыздар) келесідей тұжырымдалады:

а) жабық толқын ұзындығының диапазоны 0,3-3,5 мкм,

б) ультракүлгін синхронды, оптикалық және инфрақызыл фотометрикалық бақылаулар жүргізу мүмкіндігі,

в) фотометрикалық поляриметрикалық жұмыстарды квазисинхронды жүргізу,

г) вольтваттық жоғары тұрақты сезімталдық, фотометриялық нақтылықты қамтамасыз ететін жұлдыздық шама 0,01 кем емес;

д) инструментальды поляриметрикалық жүйенің жоғары тұрақтылығы поляриметрия нақтылығын 0,1% кем қамтамасыз етпейді;

е) фотометрикалық және поляриметрикалық жұмыста фонды автоматты есептеу.

Жоғарыда айтылған талаптарды қанағаттандыратын жалғыз құрал болып ГАО АН СССР жасалынған үшканалды фотометр поляриметр ФПЗУ.

ФПЗУ құрал кең спектрлік диапазонда (0,3-2,5 мкм) жұлдыз объектілерінің спектрлік және поляризациялық жарық ағынын жүзеге асырады, синхронды коммутация мен екі немесе үш канал модуляция мен осы ағындарды электрлік сигналдар ФҚҚ көмегімен түрлендіру болып табылады. Бірдей уақытта жұмыс кезінде аспан фонын объекттен алыс қашықтықта автоматты түрде есептеу жүреді, тұрғызылған телескоп арқылы 5 мм жазықтықтағы суретке сәйкес келеді.

Құрылғының оптикалық құрылыс схемасы 1-суретте келтірілген. Объект іздеу және дәл нұсқау диагоналды айна (1) арқылы жүзеге асады, (I) орнатылған жағдай мен объекті жағдайын блокты визуальды бақылау (БВБ) (2). Өлшеу режимінде диагоналды айна (II) жағдайға келтіріледі, сопақ тесіктен өте, екі бөлікті айналы модуляторға түсіп (9) немесе қозғалмайтын айнаға (10), жазықтығы модулятор жазықтығына параллель орналасқан. Модулятор (9) айналғанда объект пен фон суреті, міндетті түрде модулятор жазықтығынан және қозғалмайтын айнадан көрінеді, жұмыс диафрагма каналының жанына түседі (14). Диафрагма диаметрі 0,20, 0,41, 0,83, 1,66, 2,47 мм. Жарық фильтрінен (16) өте поляроид (17) өте, сәуле ФҚҚ құрылғының канал блогына түседі. Әр айтылған жағдайға инструментальді поляриметрикалық жүйе тұрғызу немесе анықтау үшін ФПЗУ қайталануы тиіс. Жоғарыда айтылған себептердің ешқайсысы инструментальді поляриметрикалық жүйенің инструментальді поляризация деңгейін еш өзгерте алмады, тек фотометрикалық сызығы 0,2% болып өзгерді. Бұрыштар бойынша түзетулерді анықтау үшін поляризациялық жарық шығару мен позициялық бұрыш арқылы Серковский, Мэтьюсон, Форд, Коэн, Шу жұмысымен және Брегер [17] каталогтарын пайдалана отырып компилятивті белгілі каталог жасалынды. Бұл каталогқа поляризация және позициялық бұрыш деңгейлері өлшенген барлығы 35 жұлдыз кірді. Нәтижесінде түзету бұрыш бойынша 660.6±00.4 тең екені анықталды. Стандартты жұлдыздар поляризацияның формуласы Бақылаулар нәтижесінде стандартты жұлдыздар поляризациясы 0,2% аспайтынын көрсетті. Келесі жағдайды ерекше атап өту керек. ФПЗУ пайдалана отырып жарық жұлдыздарға жүргізілген поляриметрикалық бақылаулар ішкі инструментальді тұрақтылығы 0,05 кем емес. Бірақ, стандартты жұлдыздарға қатысты поляриметрлік есептеулерді әр каталогтан қарайтын болсақ, онда мынаны байқауға болады: өлшеу кезіндегі жоғарғы нақтылық әр алынған жұмыста поляризация деңгейі мен позициялық бұрыш көп жұлдыздар үшін 0,2-0,3% мен 10 -20 аралығында. Бұл жағдай инструментальді поляриметрикалық ФПЗУ жүйесін нақты тұрғызуға әсер етеді. Үшінші тапсырманы шешу үшін әр жұмыс түні бақылаулар жүргізілді, тек поляризациялық жарық шығаруы нөлдік және нөлден жоғары басталатын стандартты жұлдыздардан басқа объектрге. Сонымен қатар жыл сайын қаңтар – ақпан және тамыз – қыркүйек айларында поляризациялық бақылаулар ФПЗУ жүйесі арқылы дәл бақылаулар жүргізілді. Осы бақылаулар нәтижесінде қандай да бір иструментальді поляризация кезіндегі параметрлердің өзгерулері, бақылау кезіндегі дәлдіктен ауытқуы болмайды. Бұл лабораториялық зерттеулер үшінші тарауда айтылған ФПЗУ комплексінің поляризациялық мінездемесімен толықтай сәйкес келеді. Жоғарыда келтірілген поляриметрикалық жүйедегі объектіні зерттеулер туралы астрофизикалық ақпараттың растығын дәлелдейді.

1- сурет. ФПЗУ фотометр– поляриметрдің оптикалық құрылысының схемасы

1- диагональды айна, 2-блокты визуальды бақылау (БВБ), 3-призма, 4-лампа, БВБ екі координатты жылжымалы жүйесі үшін тор жіптері, 6- ,7-калибратор, 8-диафрагма, 9-айналы модулятор, 10-қозғалмайтын айна, 11-цилиндрлі метал модулятор, 14-жұмыс диафрагмалары, 15-айналы призма, 16-жарық фильтрі, 17-поляроидтар, 18-фотоқабылдағыш құрылғының блоктары, 19-айналы призмалар, 20-объекттінің жұмыс диафрагмада тұрғанда бақылайтын спектроскоп. ФҚҚ электр сигналдары электр сигналдарын өңдеу блогына түседі (ЭСӨБ), бұнда автоматты есептеу жүреді. Жарық сәулелерін модулятормен қозғалмайтын айнамен бөлу 5 мм құрайды. Осы негізге сүйене отырып, олардың арасындағы БВБ 5 мм тең, бақылау методикасы осыған негізделген. Қозғалмайтын айнаны (10) енгізген кезде сәулелердің жарық шығаруы үшінші канал (тік) арқылы өтеді, мұнда жарық фильтрінде бірдей түйін және ФҚҚ поляроид орнатылған. Объектінің толық суреті жұмыс диафрагмасында тік канал микроскоп жәшігі (20) арқылы бақыланады, жабдықталған жұмыс бетінде айналы қақпақта 45 градусты призмада. Бір айналы модуляторда (9) цилиндрлі метал модулятор (11) орнатылған, тірек сигнал арқылы генерациялайтын импульс ЭСӨБ жұмысы үшін қажет. Схемада көрінетін сәуле көздері эталонды тұрғызылған және инфрақызыл диапазон спектрі (7) қарастырылған. Осы көздер жарық сәулелері айнаның артқы жағынан (1) көрінеді, I жағдайда орнатылған, жоғарыда айтылған жолмен ФҚҚ блогы үш каналдың біреуі арқылы.

ЭСӨБ– ФҚҚ алынған мәліметті нығайту және қайта өңдеу үшін арналған. Қадамды реттеу коэффициенті 4 дБ адыммен күшейту (0,5 жұлдыздық шама) 116 диапазонда әлсіз жұлдыздарды дәл нақтылықпен (0,005 жұлдыздық шама), және салыстыру үшін ең жарқын жұлдыздарды бақылауға мүмкіндік береді. ЭСӨБ екі бірдей күшейту сигналынан және сигналдарды өңдеуден, модулятор айналу жылдамдығын тұрақтандыру каналынан, екі протофазалы тіреуіш сигналды қалыптастыру және түзеткішті тұрақтандыратын тұрады. Блокта әлсіз сигналдарды интегралдау тұрақты уақытпен 3.16, 10, 31.6 секунд пен есептеу қарастырылған.

ФПЗУ фильтрімен және поляроидтармен комплектация

Қазіргі уақытта фотометр – поляриметр 8 фильтрлі кең жолақты фотометрикалық жүйеден тұрады, Монсон – Мендоз (UBVRIJHK) жүйесіне жақын. Фильтрден қисық өткізу 2 - суретте көрсетілген. Фотометрикалық жүйеден қисық жарық фильтрлерін сегіз түсті және қолданатын сәуле қабылдағыштың спектрлік сезімталдықтың қисық тәуелділігі Сонымен қатар, құрылғы көрінетін диапазон спектрі поляроидпен, сызықты поляризация спектрлі диапазонда 0,3 - тен 0,9 мкм дейін өлшеуге мүмкіндік береді. Поляроид қисық спектр сипаттамасы 3 - суретте көрсетілген. Тәуелді поляроид пен фотокөбейткіштің қисық спектрлік сезімталдығының толқындық тәуелділігі.

Фотометр – поляриметр өзінің құрамында УК фотоқабылдағыш құрылғылардан, оптикалық және ИҚ диапазонды спектрден тұрады, ал олардың құрылымының ерекшеліктері мен сипаттамалары былай көрсетілген:

2- сурет. Фотометрикалық жүйеден қисық жарық фильтрлерін сегіз түсті және қолданатын сәуле қабылдағыштың спектрлік сезімталдықтың қисық тәуелділігі

3- сурет. Тәуелді поляроид пен фотокөбейткіштің қисық спектрлік сезімталдығының толқындық тәуелділігі

- инфрақызыл фотоқабылдағыш құрылғыны жасау (ИҚ ФҚҚ).

- құрылымның ерекшеліктері.

ИС диапазонды спектрде бақылау жүргізу үшін PbS негізіндегі термоэлектрлік суытқысымен фотоқабылдағыш құрылғы (ФҚҚ) жасау керек болатын. Бұл апаратураның сезімталдығы тұрақты жоғарғы міндетіне байланысты суытылған қабылдағыштың көмірқышқыл сәулеленуін жүзеге асыру қиын (әдеттегі приборларда жасайтындай) [15].

ИҚ ФҚҚ термоэлектрлік суытқышы бар қабылдағышты жасаған кезде бірнеше қиындықтан өту керек болды. Мысалы суық қабылдағыш пен ФҚҚ жылы корпусының арасындағы жылуөткізгішті азайту және Фабри линзасының терлеу мүмкіндігін қосу үшін ФҚҚ жұмыс көлемінің камерасынан ауа тарту керек болатын. Автормен, яғни Ю.К. Бергнер басшылығымен ИҚ ФҚҚ құрудағы жобалау жұмыстарымен және оны тартуға арналған вакуумды вентиль [13] жасалған болатын,одан кейін ГАО АН СССР тәжірибелі өндірісте осы қабылдағыштар дайындалған болатын. ФҚҚ конструкциясының ИС диапазон спектрі 4-суретте көрсетілген. ФҚҚ құрылысына келетін болсақ ол тоқ жүргізетін жиналатын герметикалық камера (9) мен жылуды қалпына келтіретін радиатордан (3) тұрады. PbS негізіндегі өлшемі 0.4*0.4мм жарық сезімтал ауданы бар фоторезистор 0.4 АТ (1), оның үстіне герметикалық капсулада орналасқан жарық диаметрі 2мм және қисықтық радиусы 1мм жазық дөңесті иммерсионды линза жабысқан. Иммерсионды линзаның материалы - шыны ТФ5. Фоторезисторды суыту үшін салқындату қуаты 0.32 Вт құрайтын 4 каскадты батарея ТЭБ (ЭБ4-4) (2), тоқ күші А және 17*22*22мм габариттер қолданылады. Ыстық және суық айрықтарының ТЭБ 4-4 арасындағы температураның түсуінің ең жоғарғысы 100˚C. ТЭБ дұрыс жұмыс жасау үшін оның айрығынан 10 Вт мөлшерде қуат алып тұру керек. Осыған байланысты нәтижелі қуаты 1500 құрайтын ауа суытқыш радиаторы дайындалған болатын. ТЭБ өзінің ыстық айрығымен көлемді мыс негізіне (7) жабыстырылады,оған тағыда жылу өткізетін кремниден жасалған паста тығыздағыш арқылы радиатор орнатылады. ФҚҚ корпусы (5) үлкен кедергіден тұрады ол жылудың ыстық негізден Фабри линзасына өтуге шектеу жасап тұрады.

Фотоқабылдағыш құрылғының инфрақызыл сәулелену (ФҚҚ) ИС диапазонындағы спектрінің құрылымы:

1- сәуле қабылдағыш(0.4 АТ PbS негізінде), 2-төрт каскадты термоэлектрлі батарея ТЭБ 4-4, 3-жылуды қалпына келтіретін радиатор, 4-Фабри линзасы, 5-ФҚҚ корпусы, 6-тартқыш вентиль, 7-ФҚҚ негізі, 8-алдын-ала күшейткіш, 9-вакумды тоқ енгізгіш.

Сол үшін Фабри линзасының температурасы қоршаған орта температурасынан 3-5˚С жоғары. Осындай температураның жоғарлауы сәуле қабылдағыштың беткі жарығының жоғарлауына әкелмейді және де линзаның терлемеуін қамтамасыз етеді. Кеңейтілген жылу коэффициентімен (КТР) шыныдан жасалған ТЭФ-512 ФҚҚ (5) корпусына жабыстырылады ФҚҚ оптикалық схемасы шарт келісіміне қарай фоторезистор телескоптың қабылдағыш оптикасы 1:12 тесігіне қатысты есептелген. Осымен қатар телескоптың шығу қарашығы толығымен фоторезистордың жарық сезгіш қабатында тәжірибеленеді. Фабри линзасының жарық диаметрі (6 мм) жарық түйінінің фотометрдің максималды диафрагмада қараңғылаусыз жұмыс істеуде өтуін қамтамасыз етеді. Алдын - ала күшейткіш (8) ФҚҚ-ның жұмыс көлемінің ішінде орналасқан. Ол шығу кедергісіндегі фоторезистордың сызықтық құраушысы болып табылады. Фоторезистордың суыту температурасын бақылау үшін оның корпусына жұмыстың температура режимін авто реттегіші ретінде қолданыла алатын СТ 3-25 терморезисторы тіркеледі. Зерттеу сынақтары көрсеткен нәтижелер бойынша қоршаған орта температурасы +20˚С болған кезде фоторезисторды -60˚С-ға дейін мүмкіндігі болды. Ал қоршаған орта температурасы -15 ˚С-ге төмендесе фоторезистордың салқындау температурасы -67 ˚С дейін барады.

Жасалған ИҚ ФҚҚ кішкентай габариттерімен (1-2 суреттен қарайтын болса), кіші салмағымен (~90 г), әдеттегі көмірқышқылды суытуға қарағанда қолдану кезінде елеулі ыңғайлығымен ерекшеленеді. Одан басқа ФҚҚ жоғарғы кіріс сезімталдығын көрсетеді және вольт - ватты сезімталдығы 1% ˚С төмен температуралық тұрақсыздығы бар. Вольт –ватты сезімталдықтың тұрақсыз болуының басқа себептері оның термоэлектрлік суыту әдісімен құрылыс ерекшеліктерінің қолданылуымен алып тасталынады.

4. ФҚҚ УК және оптикалық диапазон спектрін құру. Құрылыс ерекшеліктері.

ФҚҚ жасау кезінде маңызды сәттердің бірі - сәуле қабылдағыш таңдауы. Осыға байланысты ФҚҚ УК және оптикалық диапазондар мына міндеттерге сай болуы керек:

- жоғарғы кіріс сезімталдығы,толқын ұзындығының диапазоны жеткілікті біркелкі болуы,

- толқын ұзындығы 300 ден 1100 нм-ге дейінгі аймақты ала алатын кең спектральді диапазон,

- кіріс потоктағы барлық динамикалық диапазондағы жоғарғы сызықтық дауыс,

- сезімталдықтың жоғары тұрақтылығы.

Қазіргі кезде көптеген сәуле қабылдағыштардың арасында 300-1100нм спектр диапазонына A I I I B V негізінде қосылған фотокатодтармен фотоэлектронды көбейткіштер (ФЭК) бөлінеді. Оның алдында қолданылғандарға қарағанда (ФЭУ - 79, 83, 84, 109). ФЭК осы қосылулар негізінде одан да жоғары кванттық шығыс пен жақын ИҚ аймақта кеңейтілген үлкен спектральді сезімтал диапазоннан тұрады. Сол үшін УФ қызмет қабылдағышы ретінде, оптикалық және жақын ИҚ диапазонының толқын ұзындығына ФЭК-138-1 [12] осыған ұқсас фотокатодпен отандық фотокөбейткіш таңдалған болатын. Бірақ та маңызды мәселелердің бірі болып ФЭК-138-1 жұмысының режимін таңдау болатын негізгі бақылауышы аппаратурамен (ФПЗУ). ФЭК қолдану әдістерінің кең танымалдары: тұрақты тоқтағы сигналдардың күшеюі, зерттелген ағынның модуляциясымен айнымалы ток сигналының күшеюі.

Ақырғы әдіс өте сирек қолданылады. Өйткені потокты модуляциялау кезінде зерттелген жұлдыздан жарты сигнал бақылау уақытында қолданылмайды деп есептелінеді. Фотометр – поляриметрде (ФПЗУ) объект бетінің диаграмды модуляциясы қолданылады және соған орай модуляция периодының екі жартысы қолданылады [17].

ФЭК сигналын жиілік модуляциясы айнымалы ток режимінде жасау приборларда техникалық ақталған болатын, ондағы екінші канал болып ИҚ-канал болып табылады, мұнда модуляцияның болмауы сөзсіз. Мұндай қолдану әдісі ФЭК фотометр - поляриметрде (ФПЗУ) жүзеге асқан.

ФҚҚ пен ФЭК-138-1 құрылуы.

Осы уақытқа дейін астрофотометрде ФҚҚ пен ФЭК салқындату ретінде қолданды, ол сұйық хладагендердің негізінде қолданылған. Мұндай жүйелердің кемшілігі алдыңғы пункте айтылған болатын. Бернер басшылығымен құрылып және де ГАО АН ССР жасалған ФҚҚ -ға ФЭК термоэлектрлі суыту жүйесі қолданылған болатын.

Осы жасалған фотокөбейткіштің суыту жүйесінің құрылымына жасауға арналған авторлық куәлік алынған болатын [15]. Термо-тоңазытқыш ретінде ТЭМО-7 типіндегі 8 ТЭБ қолданылады. Мұндай жүйе суық және ыстық айырғының арасындағы температураның максималды түрде төмендеуін қамтамасыз етеді, шамамен 40 ˚C. ФЭК (4) үлкен цилиндрге орнатылады (3). ТЭБ сегіз симетриалы ось бойымен цилиндрді (5) айнала орналасқан және де ФҚҚ корпусы болып табылатын сыртқы цилиндрдің (6) ішкі бетіне жабыстырылған. Ішкі цилиндрде (3) ТЭБ термикалық деформация бұзылуын болдырмау мақсатында арнайы кесілген тілімдер жасалған болатын. Қолайлы Фабри линзасы (1) ФҚҚ – дың алынбалы қақпағына жабыстырылған. ФҚҚ оптикалық схемасы қатысаты тесігі 1:12 болатын телескоптың қоректік оптикасымен қолайлы сәуле қабылдағыш мәніне байланысты септелген. Линза кварцтан жасалған және 10мм жарық диаметрі бар. Тартатын клапан (11) құрылымы ИҚ ФҚҚ құрылымы сияқты, ФҚҚ корпусының негізінде (8) орналасқан. ФҚҚ ксенонмен тарту және толтыру кезінде осы ИҚ ФҚҚ және ФЭК пен ФҚҚ – ның ұқсастығының арқасында ортақ тарту вентильін қолдануға мүмкіндік береді. Алдын-ала күшейткіш пен кедергіні бөлгіш вакуумды корпустың ішінде орналасқан және фольгалы текстилоттан жасалған(7) сақинада жиналған. Барлық электрлі қосылулар диаметрі 0.1 мм болатын ,жылу қатері болмау мақсатындағы никельді сымнан жасалған.

ФҚҚ негізіне (8) керамикалық изоляциясы бар 8 вакуумды кіріс тогы жабыстырылған, олар арқылы ФҚҚ электрлік қорегі мен шығыс кернеудің алынуы жүзеге асады. Фотоқабылдағыш құрылғының құрылымы. (ФҚҚ )мен ФЭК-138 Фабри линзасы, 2-ФҚҚ қақпағы, 3-толық мысты цилиндр, 4-ФЭК, 5-ТЭМО-7 типті термоэлектрлі тоңазытқыштар, 6-сыртқы корпус, 7-алдын-ала күшейткіш және кернеуді бөлгіш, 8-ФҚҚ негізі, 9-вакуумды тоқ өткізгіш, 10-реттегіш радиатор, 11-тартқыш вентиль.

Жылуды қалпына келтіретін радиатор ФҚҚ мен бірге жылу байланысында орналасқан. Алдын-ала күшейткіш ИК ФҚҚ – дан түзету байланыс жоқтығымен ғана ерекшеленеді. Ол ФЭК токты оған шығыс кернеуді пропорционалды етіп құрайды. Құралған ФҚҚ мен ФЭК салыстыра қарағанда кішкене габариттер (14-суретті қарайтын болсақ ) мен салмағы ~ 1.8 кг бар. Суыту жүйесі ФЭК температурасын -30˚С- -35˚C төмендетуге мүмкіндік береді. ФҚҚ құрылымы бірнеше өзгертулер арқылы ФЭК приборына басқа типтерді, яғни ФЭК-112, ФЭК-114 және тағы басқалар сияқты орнатуға мүмкіндік береді.

Метрологиялық базаның құрылуы. Фотометриялық және спектральды өлшеу методикалары және ФҚҚ пен ФҚЗҚ сипаттамалары. ФҚҚ жасалуы және ФҚЗҚ –ның фотометр - поляриметрі аппаратураның бүкіл жиынтығы ретінде фотометриялық , спектрлік, поляриметриялық және бастапқы сәуле шығарудың зертханалық бағасын беру үшін өлшеу методикасы мен метрологиялық базасын құру керек болды. Зертханалық қабырға негізінде ГАО АН ССР құрылып жасалған қабырға – калибратор алынған еді. Осындай қабырғаның ерекшелігі болып астрофизикалық бақылау аппаратураның телескопқа жақын жұмыс істеу шарты кезінде зерттелуі. Бұның нәтижесінде осы қабырғаның оптикалық схемасы Кассегрен жүйесіндегі қатыстық тесігі 1:12 болатын телескоптың бір түрі болып саналады.

1986 жылы автор жоғарыда айтылған қабырғаның модернизациясына қатысқан болатын. Қабырғаның құрылымдық схемасы 15-суретте көрсетілген. Қабырға екі жарықтандыратын блоктан (ТРШ2850) тұрады. Сәуле шығару көзі ретінде тегіс сұр түсті қызу жібі бар және тегіс сапфирді шығыс терезесі бар фотометриялық шам (ТРШ-2850) қолданылады.Шамның сәуле шығару спектрі қара денеге жақын орналасқан және де жарық тогының қызуын ақырындап өзгертетін болсақ жұлдыздар спектрінің кең аймақтарында әртүрлі температура жасауға болады. Жұмыстың түрлеріне байланысты (спектрлік, фотометриялы, поляриметриялы) әртүрлі жарықтандырғыш блогы қолданылады. Қабырға тағы спектр монохроматордан ДМР-4 тұрады, ол толқын ұзындығының диапазоны 0.2 ден 2.5 мкм дейінгі зерттеліп отырған аппаратураның спектрлік сипаттамаларын алуға мүмкіндік береді. Қабырғаның құрамында бар блок диафрагмалар (8 диафрагма диаметрі 0.2 ден 5 мм дейін )түскен сәуленің спектрлік сипаттамаларын өзгертпей – ақ потокты кең аймақта өзгертуге мүмкіндік береді. Тегіс реттегіші бар модуляциялық жиілігі 10 –нан 100 герцке дейінгі модулятор қабырғасының құрамына кіруі ИҚ сәулелену қабылдағыштарын зерттеуге мүмкіндік береді.

ТРШ-2850- фотометриялық шаммен таспалық сұр түсті қызу жібінің сәуле шығару көзі, ТЕСI8,БП – тұрақты электр жабдықтау блогы, ДМР – 4 –монохроматор, М – модулятор, ТСД- ауыстырғыш диафрагма турельі, БКП- калибрлі поляризация блогы, ПУ- алдын-ала күшейткіш, ЛУ- сызықтық күшейткіш, АС- спектр анализаторы, ФД24- эталонды сәуле қабылдағыш, КСП4- самописец. Қабырғаға диаметрі 20 мм- ге дейін баратын жарық фильтрлерін қою мүмкіндігі жасалған. Сәуле қабылдағыштардың поляризациялық сипаттамаларын зерттеу үшін алты бекітілген жағдайдағы қабырғаның оптикалық осьіндегі бұрышы 0 ден 50 градусқа дейін орнатыла алатын, жіңішке (1 мм ) кварцтық пластинкадан тұратын поляризациялық блок (БКП) жасалған болатын. Бұл тіркегіш сәуле қабылдағышқа қосымша 15% жететін поляризация қосуға мүмкіндік береді. Сәуле қабылдағыштардың қисық спектральды сезімталдығын зерттеу мен олардың абсолютті сезімталдығын анықтау үшін ағын бойынша екі калибрлы және эталонды сәуле қабылдағыштардың спектральды сипаттамалары қолданылады: ФД-24 кремний фотодиоды және селективті емес акустика – оптикалық қабылдағыш ОАП-5М. Қабырғаның оптикалық жүйесінің (ОС) астрофотометрді бекітетін фланец орнатылған, онда екі координатты қозғалтқыш жібі бар бекіткіш блогы (ФҚҚ) орнатылуы мүмкін. Бұл бізге бұл сәуле қабылдағыштардың аймақтық сипаттамаларын зерттеуге және Фабри линзасымен жұмыс істеуге мүмкіндік береді. Тіркелінген ФҚҚ кіріс порогының (ׄ)өлшеу методикасының негізіне мыналар кіреді:потоктыңөлшенуіайнымалы токтасигналдың бірінші гармоникасындағыС4-73спектр анализаторының көмегімен жасалады.ФҚҚ шуы1герц бойында өлшенеді,және дежиілік спектрінің анализатор көмегімен оның жиілік модуляциясы5-10гц арасында.ФҚҚ түсетін поток калибрлі эталонды сәуле шығару бойының көмегімен өлшенеді.ФҚҚ түскен және эталонды сәуле шығаруды ағын орналастыру үшін барлық өлшемдербекітілген толқын ұзынындағы монохроматты жарықтықта жүргізіледі.

Осыған байланысты берілген толқын ұзынындағы ФҚҚ кіріс сезімталдығының мәнін алуға болады.

ФҚҚ сезімталдығын қайта есепте үшін оның қатысатын спектральды сезімталдығының қисығын білу керек. Берілген қисықты тағы да эталонды қабылдағыштың спектральды сезімталдығының қисығын біле отырып алуға болады, өйткені осы қабылдағыштағы тіркелген сигнал (эталонды да, зерттеліп жатқан да) өз алдынан шамның спектральды сәулеленуін, монохроматтың спектральды өтуін және қабырға калибратор оптикасы мен қабылдағыштың спектральды қисығын көрсетеді.

Түске сәулеге ФҚҚ жауабының сызықтығын эталонды қабылдағыштың динамикалық диапазонын біле отырып баға беруге болды. Ол үшін шам қызуындағы токтың өзгеруі мен қабырға диафрагмасының өзгеру жолымен қабылдағышқа түскен монохроматты поток өлшемінің 17 дыбыс шамасында ауысуы шарт болу керек.

3 Z CMA ЖАС ЖҰЛДЫЗЫНЫҢ ФОТОМЕТРИЯЛЫҚ ЖӘНЕ ПОЛЯРИМЕТРИЯЛЫҚ БАҚЫЛАУЛАРЫНДАҒЫ ДЕРЕКТЕРДІ ТАЛДАУ

Соңғы жылдары тұрақсыз Z CMa жұлдызына деген қызығушылықтар көбейе түсті. Оның бақылаулары, кең диапазонда ультракүлгін спектрден радиотолқындарға дейін орындалды. Көптеген қызықты бақылаулардың нәтижелерін төмендегідей белгілеп қоюға болады:

Қуатты аккрециялық дисктің айналасында F-жоғары гиганттардың болуы, қос қырлы оптикалық абсорбциялық желілердің болуымен түсіндіріледі.

Объекттің спектрлі ерекшеліктері көбінесе фуорлардың ерекшеліктерімен ұқсас келеді. Z CMa жұлдыздық объекттінен кең ауқымды жоғары жылдамдықта биполярлы шамамен HH-объекттер және джеттер өтеді. Осылайша Z CMa жұлдыздық объект Fu Ori жұлдызының типінен болады. Ал бұрынғы зерттеулерде Хербигтің Ae\Be жұлдызынан болған. Бірақ жүргізілген зерттеулерден, практикалық тұрғыдан объекттің фотометриялық ауысуларын зерттеуге көңіл бөлінбеді. Ковин мен онымен бірлесіп жазған авторлардың жұмысын алып қарастырылады. Бұл жұмыста Z CMa жұлдызының 20 жылдан бергі оптикалық диапазондағы жинақы, қисық жылтыры туралы фотометриялық мәліметтер жиналды[21]. Z CMa жұлдызының поляриметриялық бақылаулары аз ғана, яғни 20 жылдың ішінде тек 15 поляриметриялық бақылаулар жүргізілген. Және оның 6 түрлі түсті. (Кесте 2)

Z CMa жұлдыздық объекттің фотометриялық және поляриметриялық талдау шығарылған мәліметтер төмендегілерді көрсетті:

20-30 жылдары Z CMa қалыпсыз, ауыспалы жылтырды көрсетті. Сосын біраз бақылауларда үзіліс болды. Ал 70-жылдардың соңында Z CMa жылтыры m= болып тұрақталды.

Көптеген поляриметриялық бақылаулар поляризация сәулеленуінің шамасын шамамен 1-1,5% деп көрсетеді. Бірақ 70-жылдары Z CMa жұлдыздық объект тұрақты жылтыр күйінде болды. Біраз көптеген өлшеулер бар, солардың кейбіреуінде Z CMa поляризация өлшемі 3-4% жеткен. Поляриметриялық бақылаулардың бастамалары объекттің фотометриялық активтілігінің үлкеюімен дәл келеді. 1985 жылдың соңында Z CMa жылтыры ультакүлгін мен оптикалық диапазонда үлкейе бастады. Және бұл 1987 жылдың наурыз айына дейін жалғасты. Осы кезеңдегі фотометриялық және поляриметриялық мәліметтердің ерекшеліктері төменде көрсетілген:

Фотометриялық жолақтарға UBV сәйкес жұлдыздың жылтыры -ға дейін өсті. Бұған қоса жылтырдың амплитудасы өскен сайын, толқын ұзындығы бойымен азаяды. Бақыланған Z CMa жұлдызының поляризациялық деңгейі барлық фотометриялық UBV жолақта өсті. Осымен қоса максималды мағынасы p=5% (В жолағында. 26.02.87; 16.03.87) U жолағындағы объекттің максималды жарықтылығына сәйкес.

2- кесте.

Z CMa дағы поляриметриялық бақылаулар

Data

U

B

V

R

I

12.91

0.82 148

.13

22.11.93

0.87 156

.07 2

0.90 150

.08 3

0.86 166

.06 2

1.29 160

.03 1

13.10.96

1.46 152

.08 2

1.12 157

.03 1

1.12 155

.04 1

1.59 148

.05 1

1.62 143

.02 1

11.11.98

1.64 155

.05 1

1.51 159

.05 1

1.49 160

.03 1

1.97 145

.08 1

1.95 151

.07 1

25.01.98

1.09 150

.22 6

0.18 137

.12 19

0.70 164

.16 5

26.01.94

0.45 136

.08 9

0.14 9

.16 30

10.12.92

2.35 148

.19 2

2.12 150

.07 1

1.79 151

.04 1

1.78 154

.03 1

4- сурет. Поляризация деңгейінің толқын ұзындығынан әртүрлі фотометриялық жолақтарға қатысты тәуелділігі.

5- сурет. Толқын ұзындығының Z CMa поляризациямен байланысы

1-жұмыстағы мәліметтер;

2-20.03.86 (жарқылға дейін);

3-26.02.87 (максимум жарқыл);

4-5.01.88 (жарқылдан кейін).

6- сурет. Поляризация деңгейінің Hα сызығындағы әр түрлі жолақтар үшін байланысы

3.1 Z CMa жұлдыздық объекті туралы мәліметтер

Z CMa – бұл жас әрі қос жүйелі жұлдыздық объект болып саналады. Біріншісі Хербиг, ал екіншісі Fu Ori серігінен. Екі құрылымда активті акрециялық дискпен қоршалған секілді. 2008 жылдың қараша айында К.Гранкин жұлдыздық объект Z CMa өзінен басқа жұлдыздық объекттерге қарағанда фотометриялық вариациядан үлкен амплитудалы жарқ етулер шығарады екен. Бұл соңғы 25 жылда анықталған.

1985-1990 жылдары бізге VY Mon жұлдызының ерекше эмиссиондық фотометриялық, поляриметрлік және спектрлік бақылаулары алынған болатын. Бұл алынған бақылау мәліметтерімен Z CMa жұлдыздық объектісімен салыстырылды. Екі жұлдыздық объекттің бақылаулары бойынша ерекшеліктері ұқсас болып келеді[22].

Жас жұлдыздар Z CMa күрделі жұлдызаралық ортада спектрде өзінің күшті белгілерімен ауыспалы, шектеулі көптеген бақыланатын параметрлерді көрсетеді. Бұл жұлдыз екілік жүйеде, орбита жазықтығына 129º бұрышта инфрақызыл және рентген диапазонында жатады. Әлбетте, жергілікті магнит өрісі CMa R1 бірлестігі аймағында жұлдызаралық ортаның құрылымдарын қалыптастыруға әсер етеді [7]. Бірқатар бірлестіктер (CMa R1, Mon R1 және басқалары) көрінетін жұлдызаралық материялардың бөлінулерінің құрылымдары, соңғы жұлдыздардың жоғарғы жарқылдары ортасынан қарай кеңеюіне мүмкіндік береді деп болжанады.

Жас жұлдыздардың поляризациялық, оптикалық және қосалқы милиметрлік бұрыштарының талдаулары галактикалық координаттарға қатысты, кеңістікті ортаның бөлінулері магниттік өрістер бағытын ұстанатынын көрсетеді-[19]. Магнит өрісінің күш сызықтарының тығыздығы жұлдызаралық газдың тығыздығына пропорционал, сондықтан да үлкен тығыздықтағы аудандарды және өрістің беріктілігінің көбеюін күтуге болады.

Z CMa-Хербигтің Ae/Be жас жұлдыздарының қатарына кіреді. Бұл жұлдыз Ғ спектрлі класстағы жұлдыздарға қарағанда жарығырақ болып келеді. Z CMa-қызықты объект. Хербиг жұлдызы тұмандықтарда орналаса бастайды. Бұл жүйе рентгендік сәуленің көзі болып табылады. Жәнеде оптикалық жарқылмен рентгендік сәуле көзі. Диапазонының қолайлы болғандығымен зерттеуге жақсы объект болып саналады.

Z CMa – Canis Majoris – үлкен төбет, бастапқы кезеңі жеңіл және тұрақты емес айнымалы жас жұлдызды нысан (YSO) болып табылады. Оған жасалған бақылауларда жарқылын 1987 жылы, бірнеше айға созылған. Және оның корнекі жарықтылығы 0,7 магнитудаға өскен. (Хессман және басқалары 1991 ж). Оптикалық жағынан инфрақызыл спектрінде ерекшеліктері Fu Orionis (Fu Ori) классқа жататынын көрсетті. Бұлар дискті объектілерге жатады. 2001 жылдың 11 қаңтарында АО жүйесін пайдалана отырып, Keck-II телескобымен Z Cma жас жұлдызы бақыланды. Бұл бақылаулар алшақтықты байқау камераларымен пайдаланылып жүзеге асты. Z CMa жұлдызы үлкен төбет шоқжұлдызының В түріне жатады. Ол орташа айқынды шамасы шамамен 9,85-ке тең. Дегенмен, ол 1-2 шамамен 1987, 2000, 2004, 2008 жылдарда тұрақты болмай ағара бастаған.

Жұлдыз күрделі жүйе ретінде Жерден қарағанда 300000 жыл екі негізгі құрамда болған, олар шамамен 100 астрономиялық бірлікке бөлінген. Құрамдасы шығыста фуор (жұлдыздың бірізділік негізінің бір түрі) болады, ол Күн сияқты 1300 есе жарық болып табылады. Солтүстік – батыстағы құрамдасы Хербигтің Ae жұлдыздарының бірінен. Оның қасиеттері туралы кейбір белгісіздіктер бар. Дегенмен ол тұрақты емес, шамамен сфералық кокон шаңына оралған, шаңның диаметрі 20 және сыртқы диаметрі 50 астрономиялық бірлік.

Z CMa – көк эруптивті жұлдыз. Hipparcos каталогіндегі жұлдызға берілген атау – HIP34042. Жұлдыздың галактикада орналасуын Жердегі бойлықпен ендік бойынша анықталады. Барлық жұлдыздар, ғаламшарлар орталықтағы бір денені айналған секілді, ғаламшардың жағдайында ортасында Күн. Жұлдыздар жағдайында галактика центрі. Дұрыс қозғалысы милисекунд бойынша өлшенеді. Жұлдыз көкжиектен қарағанда 002,00 ± 001,62, -004,44 ± 002,25 шығысқа қарай жылжиды. Z Canis Majoris көрінетін шамасы бар. Сол үшінде біз Жерден жарық қылып көреміз. Көрінетін шама кейде визуальды шама деп те аталады. Егер 1987 жылы параллакс мағынасын қолданса, онда абсолюттік шамасы 0,31 алынатын еді. Бұл шама көрінетін, визуальді немесе абсолютті шама болсада санмен өлшенеді. Қанша есе аз сан болса, сонша есе жұлдыз жарық. Біздің Күн жарық жұлдыз болып саналады. Сондықтан ең төменгі шамаларда болады -26,74. Әлсіз жұлдыздарда үлкен сан болады. Hipparcos-та бірегей деректерді пайдалана отырып, 1997 жылы жұлдызға параллакс қойылды -0,91. Жерден Z CMa жұлдыздық объект ке дейінгі қашықтық -3584,21 жарық жыл немесе -1098,90 парсек. 2007 жылы Hipparcos қайта қаралып жаңа өлшемдер берілді. Бұл 1,24 жаңа параллакс яғни Z CMa 2630,35 жарық жыл немесе 806,45 парсек. Бұл ғарыш кемесінде жарық жылдамдығымен өтеді, -3584,21 жылына. 1997 жылдағы арақашықтықты пайдалана отырып есептегендегі шама. Бізде мұндай технология немесе ғарыш кемесі жоқ. Z CMa жұлдыздық объектінің айнымалы типі. Бұл жұлдыз эруптивті, тұрақсыз ауыспалы типті.Бұл дегеніміз жұлдыздың өлшемі уақытымен өзгеріп тұрады. Бірінші жұлдыз осы типтен байқалғанда ауыспалы типті деп аталынады. Z Canis Majoris жарықтылығы 10000 шамасында.

Z CMa – күрделі екілік жүйе. Бастапқыда ол Fu Ori жұлдызы сияқты болған. Кейінірек зерттеулерде оданда күрделірек екенін анықтаған. Z CMa жұлдыздық объект CMa OB1 қауымдастығына жатады. Демек 930 пк тен 1150 пк-ке дейінгі арақашықтықты бағалай отырып. Спекл-интерфореметр инфрақызыл диапазонға жақын және оптикалық диапазоны Fu Ori жұлдызының спутнигін көрсетеді. Бұл объект инфрақызылдың артық ағынын көрсетеді. Және милиметрлі толқын ұзындығының артық ағынын көрсетті. Оның айналасында шаңдардың бөлінулері болады деп болжанады. Жұлдыздық фотосфера немесе аккрециялық диск мұны түсіндіре алмады. Жұлдыздардың жас болғанынан суық түрдегі аотық сәулелену болады. Z CMa-да спектропараметрлік өлшеулер ассиметриялық, геометриялық ауыспалы шаңдардың инфрақызыл диапазонда болатынын растады. Циркулярлы және жұлдызаралық дисктердің болуы бірнеше авторлармен зерттелді. Fu Ori жұлдызының орта жағында шеңберлік дисктің болуын, тәуелсіз бақылауларда мұндай дисктің болуын растамады. Орта инфрақызыл толқын ұзындығында спектрлік поляриметрия, қос жұлдыз бинарлы Z CMa осы толқын ұзындығында поляризациялануын көрсетеді.

Толқын ұзындығындағы бақылаулар еңкейген тороида суық шаңның болуын көрсетеді (ішкі радиусы 2000 а.б және сыртқы радиусы 5000 а.б). Z Cma мен байланысты үлкен ағыстың жалпы ұзындығы 36 пк. Бұл ағыс бастапқы және екінші реттік пен байланысы бар. Жақындағы ағыстың қасиеттерін талдау осы жүйеге қатысты бастапқысы 245 бұрышпен және екіншісі 235 бұрышқа байланысты негізінен екі ағыстың барын көрсетеді.

2008 жылы Z CMa жұлдыздық объектте өте күшті жарқыл болды. Бұл жарқыл туралы әлі де зерттелуде. Және ол нақты жарқыл бастапқымен байланысты болса, немесе шаңды кокондардың өзгеруіне байланысты қалай туындағаны түсініксіз. Осы жүйенің күрделі сипатта поляриметрияны жасап көру қызық болды. Осыған байланысты көптеген авторлар жұлдызаралық ортада жас жұлдыздардың айналасында визуальді поляриметриялық зерттеулер жүргізді. (Мысалға Брегер мен Хардорп 1973 ж;Бастиен мен Менард 1988 ж). Бұл жұмыстарда оптикалық толқын ұзындығындағы Z CMa-ң поляриметриялық бейнелері ұсынылған.

3.2 Жас жұлдыздарды поляриметриялық бақылаулардың нәтижелер

Астрофизикалық жүйедегі белсенді жұлдыздар типіне Ae/Be Хербиг жұлдызы жатады. Осы жас жұлдыздар класына жататын жұлдыздар үшін поляриметрикалық бақылаулар көп жүргізілмеген. Сонымен қатар бұл жүйеге Торпақтың Т типті жұлдыздар кіреді. Инфрақызыл қалдығы бар Be типті жұлдыздар жас жұлдыздар типіне жатады. Денелерді таңдау тек 4 белгілермен таңдалады.

Жұлдыз пайда болатын аймақта дененің орналасуы мүмкін. Дененің фотометриялық жарығы жеткілікті, 0,3-2,5 мкм толқын ұзындығында фотометриялық бақылау үшін. Жоғарғы поляризациялық жарық шығару. Айрықша инфрақызыл қалдық жұлдыздарда поляризациялық жарық шығару байқалады. Сонымен қатар асртопункте жүргізілген бақылаулар есепке алынды (Ассы Астрофизикалық институт АН КазССР).

Бақылайтын жүйе 28 денені қосады:

Торпақтың Т типті жұлдыздар: AS 501 (V627 Gas), DI Cep, V1121 Oph

Хербиг типті жұлдыздар: Z CMa, HDE 259431, LkH 215,

Инфрақызыл қалдығы бар Be типті жұлдыздар

Белгісіз типтегі жұлдыздар:

Жоғарыда айтылған аспан денелерінен басқа жүйеге ашық қатты инфрақызыл қалдығы бар жұлдыздар пайда болатын аймақта MWC 1080, MWC 297, V1331 Cyg сияқты жас жұлдыздар жақын орналасқан. Сол себептен полметриялық бақылау жүйесі 28 аспан денесін бақылайды. Барлық бақылаулар Астрофизика институтының Ассы астропунктегі 1-метрлік Карл Цейсс телескобында бақыланды. Жас жұлдыздарды поляриметриялық бақылаулардың нәтижелері

Хербигтің Ae\ Be типіндегі классикалық жұлдыздар. Бұл обьект классикалық тізімдегі жас жұлдыздарға жатады. Ол шағылдырушы тұмандықтың әлсіз бөлігінде орналасқан. Жұлдыздар спектрінде бальмер сериясындағы сутегінің күшті эмиссиялық сызықтарының болуы қарастырылады. Аллен және Свингс [18] жас жұлдыздардың обьектілеріне тән (V-K)>, MWC 297 үлкен ИҚ асқындылықты анықтады. MWC 297 поляриметриялық бақылаулар, BVRI жолағында 3 жыл ішінде, 3 бақылау алынғаннан кейін, Врбой және басқа авторлармен жүргізілді.[8] Бізбен 1985-1991 жылдар аралығында VRI 25 поляриметриялық бақылаулар алынды. Берілген жұмысқа сәйкес MWC 297 [8], поляризация деңгейінің шамамен 2 % мәні бар. Сонымен қатар, бұл жерде 3σ интервал аралығында шығатын поляризация параметрлерінің айнымалылығы байқалмайды. Біздегі мәлімет бойынша, бұл обьект сәулелену поляризациясының өзгерісіне ие, және оның амплитудасының өзгерісі 3-4% жетеді. Жұлдызбен байланысты, байқалатын поляризацияға негізгі үлесті шағылдырушы тұмандық тасымалдайды деген Врбойдың және басқалардың [18] пікірлерімен келісуге болмайды. Тұмандықтың әлсіреуінен (кей жағдайда спектрдің көк бөлігінде) MWC 297 ұзақ толқын ұзындығында ғана, сәулелену поляризациясы жұлдызаралық қабықтан туындаған тұмандық жылтырауы және жұлдыздар салыстырмалылығы нәтижесінде сәулелену поляризациясындағы тұмандық көрінісінің үлесі байқалуы мүмкін. Бізбен бақыланған барлық күн бақылаулары, іс жүзінде спектрдің қызыл бөлігінде поляризация деңгейінің өсуімен байланысты болады (2 мәліметті қараңыз). Поляризация деңгейі айнымалылығының амплитудасы R фильтрге қарағанда, I фильтрде айтарлықтай аз яғни, оны жоғарыда келтірілген қорытынды растайды. Бұл поляризация векторының бағыты тұмандықтың көрінетін құрылымына перпендикуляр, симметриялық осьтегі жұлдызаралық қабыққа сәйкес келетін бағдармен түсіндіруге болады.

Бізбен жүргізілген зерттеулер көрсеткендей, жұлдыздардың жылтырлығының УК және ИҚ арасында салыстырмалылық байқалады. Салыстыру коэффициенті -0.92 бірдей және тең болып табылады.

Бұл Z CMa обьект Хербигтің Ae\ Be типіндегі классикалық жұлдыз болып табылады, және оның жеткілікті жұмысына және әртүрлі сипаттамаларын зерттеуге арналған. Бірақ, Z CMa поляриметриялық бақылаулар салыстырмалы түрде өте аз. Оның поляриметриялық деректері біраз жұмыстарында жарияланған. Сәулелену поляризациясы жұлдызаралық тозаңды дискпен байланысты болады, параметр өзгерісі дискпен байланысты болмауы мүмкін.

Бұл туралы, осы обьектінің тез айнымалылығын сағат ретімен, белгілі бір уақыт аралығында бақылаймыз. Яғни поляризация өзінің айнымалылығын H сызығында көрсетеді. Сонымен қатар, көп жағдайларда поляризация деңгейінің сызықтары континуумге қарағанда жоғары болады да, әр күн сайын кері қатынас орындалады. Бұл өзгеріс газды қабықшаадағы Томсондық шағылу және тозаңды дисктегі шағылу және полярлы ‘қалпақтағы’ немесе электронды концентрацияның өзгерісі туралы айтуға мүмкіндік береді. H сызығындағы поляризация деңгейінің шамасы, U фильтрдегі поляризация деңгейінің шамасымен жеткілікті түрде салыстырылады, Сутегі сызықтарындағы және УФ аймағындағы поляризацияның табиғаты туралы не айтуға болады. Сонымен қатар, U фильтрдегі поляризация деңгейінің шамасы мен осы фотометриялық жолақтағы жылтыраудың арасында тәуелділік болуы мүмкін. Жұлдыздың жылтырауының әлсіреуінен, осы диапазондағы толқын ұзындығында поляризация деңгейінің шамасы өседі. Басқа фотометриялық жолақтар үшін мұндай салыстырулар байқалмайды. Жұлдыз жылтырауының әлсіреуінен, және поляризацияланбаған УК диапазондағы сәулелену үлесінің кемуі, Томсондық шағылудың рөлін арттырады. Тағы бір қызық жағдайды атап өтейік: поляризация параметрінің тез айнымалылығы. Уақытша шкала кезінде, тек ғана сәулелену поляризациясының амплитудасы емес, сонымен қатар толқындылықтың мәнін де, бірнеше сағат ретін өзгертеді. Жылтырау өзгерісі мен сәулелену поляризациясының арасында белгілі бір байланыс бар. Өте жоғарғы жылтырауда сәулелену поляризациясының максимумы спектрдің қызыл аймағында орналасқан. Жылтыраудың төмендеуі ең жоғары спектрдің көк аймағына қарай ығысуымен байланысты. Поляризация спектрін біртексіз тозаңды қабықтағы шағылуды ,ешбір қосымша механизмдерді қолданбай түсіндіру қиын. Мұнымен поляризация жазықтығының айналуы толқын ұзындығына байланысты көптеген бақыланған күндер сәйкес келеді.

Астрофизикалық жүйедегі поляриметрикалық жұлдыздарды бақылау 1986 жылдан басталды және қазірде жалғасуда. Қазіргі зерттеулердің негізгі мақсаты жұлдыздардан поляризациялық жарық шығару жүйесінің параметрлерінің мінездемесінің өзгеруі мен фотометрикалық параметрлерінің корреляциясын іздеу болып табылады. Бақылау жүйесінде бақылау кезінде Цейсс 1М (Ассы) телескобына орта есеппен күнтізбе бойынша бір ай ішінде 7-10 күн бөлініп отырды. Бұл ауа – райын есепке алғанда және белгілі объекттердің көрінуін есепке алғанда, бақылау кезіндегі тығыздықты анықтады. Шынымен белгілі объекттердің уақыт шкаласында күндер мен айларда параметрлердің өзгерулерін зерттеуге мүмкіндік туды. Жүйе объектісінің фотометрикалық жарыққа тәуелділігіне байланысты поляриметрикалық бақылаулар барлық UBVRIHα фильтрінде немесе шектелген фотометрикалық сызық наборында жүргізіледі. Алынған бақылаулар қатары белгілі бір объект үшін бақылау күніне, ауа – райына, көрінуіне тәуелді болды. Бақылау кезінде мына объектерде ең максимальды мәндер қатары: Z CMa (30 BVRIHα) hde 259431 (35 UBVRIHα), MWC 297 (25 RI), MWC 342 (45 VRI), MWC 349 (25 RI), V627 Cas (AS 501) (22 RI). Басқа объектерді орта есеппен 5-15 рет өлшеу, поляризация параметрлерінің өзгеретіндігін байқауға болады. Поляризациялық бақылаулар 11- ден 28 дейінгі объекттер үшін бірінші рет орындалып отыр.

Алынған поляриметрикалық мәндердің нақтылығы туралы жеке тоқталайық. Объектердің фотометрикалық және поляриметрикалық бақылаулар қатары туралы кесте құрған кезде, поляризация кезіндегі бір қатарда жылтырау қателігі әртүрлі болуы мүмкін. Бұл біріншіден ауа – райына байланысты, 2бақылау әдісін пайдалана отырып, фотометрикалық бақылау кезінде біз толығымен фондық засветки және фон градиенті ай тұтылу

Поляриметрикалық бақылау кезінде болмайды. Сонымен қатар, поляриметрикалық бақылау кезінде ФПЗУ пороговые мінездемесі

Бұл жағдайда сигналдың шуға қатысты азайтылуы поляриметрикалық өлшеудің қателігіне алып келеді. Ерекше айта кететін жағдай, әрбір алынған поляризация нүктесі көптеген бірнеше рет 10-15 минут метрикалық өлшем аралығы бақылаулар нәтижесі болып табылады. Осы жағдайда егерде объект поляризация параметрлері бойынша өзгеретін болса, онда бұл қорытындылайтын қосымша қателік болып табылады.

Ю. К. Бергнер жоғарғы иструментальды поляризация қабылдағыш үшін формула енгізген. Алынған мәліметтерді поляриметрикалық формулалармен көрсетілген (13-21). Жоғарыда айтылғандай, соңғы жылдары көптеген жас жұлдыздардың поляриметрикалық мінездемесіне арналған зерттеу жұмыстары пайда болды [17, 18, 19, 20]. Бірақ Ae/Be Хербиг классикалық типті жұлдыздар поляриметрикалық бақыланбаған, себебі поляризация және позициялық бұрыштың өзгеретіндігі туралы нақты айта алмаймыз.

Поляриметрикалық Hɤ сызықтар бойынша алынған мәліметтер белгілі шектеулі жұлдыздарға арналған. Алдыңғы тарауларда алынған мәліметтерді эволюциялық көзқарас бойынша қарастыратын болсақ.

Жұлдыз және жұлдыз маңайындағы қабыршақ қалыптасу процесі барлық объекттер үшін бірдей деп болжам жасайтын болсақ. Дамушы жұлдыздардың салмағындағы айырмашылық эволюцияның әртүрлі болып өзгеруіне алып келеді. Эволюциялық даму деңгейін бағалаудың критерийі болуы мүмкін. Жасты Хаяши эволюциялық трек бойынша анықтау – өте үлкен қателік. Жасты бағалау үшін орталықтағы жарқырау көзін білу міндетті, ядро жарқырауын және жұлдыз маңайындағы қабықшаны жиі бөлуге болмайтын себептен, көптеген жағдайларда өте қиын тапсырма болып табылады. Жас жұлдыздардың көрінетін жарқырау арқылы нақты жасын анықтау мүмкін емес жұмыста көрсетілген. Осындай белгісіздікпен жасты бағалау шамамен 2-3 тең. Бұл жас объектілердегі көрінетін жарқыраудың таралумен, бұл барлық жұлдыз маңайындағы диск объекттерінде бар болуымен байланысты. Бұл дисктер бір жағынан орталықтағы көздерді экрандайды, ал бір жағынан эмиссияға қосымша үлес қосады.

HDE 259431 (MWC 147) жұлдызы.

Бұл обьект Хербигтің Ae\ Be типіндегі классикалық жұлдыз болып табылады, және оның жеткілікті жұмысына және әртүрлі сипаттамаларын зерттеуге арналған. Бірақ, HDE 259431 поляриметриялық бақылаулар салыстырмалы түрде өте аз. Оның поляриметриялық деректері [43,44,47,48] жұмысында жарияланған. Осы аталған жұмыста UBVRI фильтріндегі көп түсті поляриметрияның бар болғаны 3 нүктесі ғана алынған. Орта есеппен, әдебиеттегі мәліметтер бойынша, HDE 259431 сәулелену поляризациясының шамасы шамамен 1% құрайды, және поляризация параметрлерінің айнымалылығының болуын атап өткен жөн. Бізбен 1986-1989 жылдар аралығында обьектінің UBVRI H 34 поляриметриялық бақылаулар алынды. Алынған мәліметтерді талдай отырып, поляризация параметрі айнымалылығының HDE 259431 өте маңызды екенін атап өткен жөн. (). Поляризация параметрінің ең үлкен айнымалылығы спектрдің УК бөлігінде бақыланады.(UB фильтрінде). Дегенмен, (4.6 көрсетілгендей) сәулелену поляризациясы HDE 259431 жұлдызаралық тозаңды дискпен байланысты болады, параметр өзгерісі дискпен байланысты болмауы мүмкін.

Бұл туралы, осы обьектінің тез айнымалылығын сағат ретімен, белгілі бір уақыт аралығында бақылаймыз. Яғни поляризация өзінің айнымалылығын H сызығында көрсетеді. Сонымен қатар, көп жағдайларда поляризация деңгейінің сызықтары континуумге қарағанда жоғары болады да , әр күн сайын кері қатынас орындалады. Бұл өзгеріс газды қабықшаадағы Томсондық шағылу және тозаңды дисктегі шағылу және полярлы ‘қалпақтағы’ немесе электронды концентрацияның өзгерісі туралы айтуға мүмкіндік береді. H сызығындағы поляризация деңгейінің шамасы, U фильтрдегі поляризация деңгейінің шамасымен жеткілікті түрде салыстырылады, Сутегі сызықтарындағы және УФ аймағындағы поляризацияның табиғаты туралы не айтуға болады. Сонымен қатар, U фильтрдегі поляризация деңгейінің шамасы мен осы фотометриялық жолақтағы жылтыраудың арасында тәуелділік болуы мүмкін. Жұлдыздың жылтырауының әлсіреуінен, осы диапазондағы толқын ұзындығында поляризация деңгейінің шамасы өседі. Басқа фотометриялық жолақтар үшін мұндай салыстырулар байқалмайды. Жұлдыз жылтырауының әлсіреуінен, және поляризацияланбаған УК диапазондағы сәулелену үлесінің кемуі , Томсондық шағылудың рөлін арттырады. Тағы бір қызық жағдайды атап өтейік: поляризация параметрінің HDE 259431 тез айнымалылығы. Уақытша шкала кезінде, тек ғана сәулелену поляризациясының амплитудасы емес, сонымен қатар толқындылықтың мәнін де, бірнеше сағат ретін өзгертеді. Жылтырау өзгерісі мен сәулелену поляризациясының арасында белгілі бір байланыс бар. Өте жоғарғы жылтырауда сәулелену поляризациясының максимумы спектрдің қызыл аймағында орналасқан. Жылтыраудың төмендеуі ең жоғары спектрдің көк аймағына қарай ығысуымен байланысты. Поляризация спектрін біртексіз тозаңды қабықтағы шағылуды ,ешбір қосымша механизмдерді қолданбай түсіндіру қиын. Біздің зерттеулеріміздің нәтижесі ,магниттелген газды қабықтағы HDE 259431 поляризация компоненттері туралы Гнединмен Погодиннің болжамына қарама-қайшы келмейді [18]. Мұнымен поляризация жазықтығының айналуы толқын ұзындығына байланысты көптеген бақыланған күндер сәйкес келеді.

MWC 297 жұлдызы.

УК айнымалылығы жұқа тозаңды қабықтан туындаған, оның типтік өлшемі 0.05 мкм бөлшектерден тұрады деп болжауға болады. Сәулелену поляризацисы мен жылтырауының өзгерісі арасында ешқандай салыстырмалылық байқалмайды. Бұл жағдайда егер, сәулелену поляризацисының пайда болу механизмі бір емес, бірнеше болғанда ғана түсіндіруге болады. Яғни, тозаңды жұлдызаралық қабықта шағылудан басқа, Томсондық шағылу да өте үлкен рөл атқарады. Онда, шағылдырушы орта жұлдызды іс жүзінде мүлде экрандамайды. Немесе, сәулелену поляризацисы өзгерісінің кідіруі, сәулелену поляризацияның бағдарланған бөлшектерімен байланысты болады. Бірақ, соңғы механизімін анықтау үшін, , бірнеше ай көлеміндегі тығыз қатарлар керек.

MWC 863 (HD 150193) жұлдызы.

Обьект Хербигтің Ae\ Be типіндегі жұлдыздардың классикалық тізіміне енгізілген [ 6, 12] , бірақ, іс жүзінде фотометриялық түрде зерттелмеген. Поляриметриялық деректер әлі күнге дейін мүлде жарияланған жоқ. Бізбен, 1986-1991 жылдар аралығында BVRIH 15 поляриметриялық нүктелер алынды. Обьектінің 8% жеткен ( орта шамамен 5%) поляризация деңгейі ерекше жоғары болатындығын атап өту керек.

Сонымен қатар, поляризация параметрлері қатты өзгерген. (). Барлық жағдайларда, сәулелену поляризациясы H сызықтарында континуумдағы поляризацияны арттырады. Поляризация деңгейінің өзгеруі барлық фильтрлерде бір- бірімен салыстырылады. MWC 863 әр түрлі күндерде толқындық тәуелділіктің p(λ) екі түрі бақыланатындығын атап өткен жөн. Кейбір кезеңдерде, толқындық тәуелділіктің түрі тегіс, ал басқаларында спектрдің УК аймағындағы поляризация деңгейінің кенеттен өсуі байқалады. Мұның барлығы поляризацияның бірнеше пайда болу механизімінің бар екендігін , және олардың арасындағы өзгеру қатынасы мен толқындық тәуелділік өзгерісін тудырады. Поляризация параметрлерінің ең жоғары амплитудасының өзгерісі 5% және 50° жеткен спектрдің УК бөлігінде (фильтр В)байқалады. Поляризация деңгейінің өсуі кезінде 30°-40° позиция бұрышының айналуы бақыланатындығын ескеруіміз қажет. MWC 297 жағдайындағыдай, біз поляризация параметрлерінің өзгерісі мен жұлдыз жылтырлығының салыстырмалылығын бақылай алмаймыз, және сәулелену поляризациясының пайда болуы тозаңды біртексіз жұлдызаралық қабықпен байланысты емес. Немесе тозаңды біртексіздік жұлдызды экрандамайды. Сәулелену поляризациясы параметрінің өзгерісіне тән уақыт тәулікті арттырмайды, ондай уақыт аралығында поляризация деңгейі 2-3% өзгеріп отырады.

Қорытынды

Классикалық жас жұлдыздар объектілеріне поляриметрикалық зерттеулер бойынша сараптау және жүйелендіру жүргізілді, нәтижесінде өзекті зерттеу бағыттары тұжырымдалған.

Хербигтің Ае/Ве типтес жас жұлдыздар қатары үшін сәулелену поляризациясы мен олардың басқа да сипаттамалары арсындағы корреляцияларға статистикалық сараптама жүргізілді.

Хербигтің Ае/Ве типтес жас жұлдыздар қатары үшін, атап айтқанда ZCMa жұлдыздық объектісінің сәулелену поляризациясы мен олардың басқа да сипаттамалары арсындағы тәуелділіктерге сараптама жүргізілді:

- Поляризация деңгейі мен толқын ұзындығы арасындағы байланыс;

- Поляризация деңгейінің толқын ұзындығынан әртүрлі фотометриялық жолақтарға қатысы тәуелділігі;

- Поляризация деңгейінің Hα сызығындағы әр түрлі жолақтар үшін байланысы анықталған.

Жұлдыздардың 80% қатары үшін (әртүрлі спектрлік класстардағы жас жұлдыздар үшін де: Ае/Ве Хербиг, Торпақтың Т және FU Орион типті жұлдыздар) поляризация сәулесі мен инфрақызыл түс қалдығы арасында бірдей тәуелділік бар екендігі байқалады. Көптеген жағдайларда поляризация сәулесі жас жұлдыздардағы сфералық емес шаңды жұлдыз маңайындағы қабықшаның бар болуымен көрсетілген.

Қолданылған әдебиеттер тізімі

1 Finkenzeller U. -Astron. Astroph, Z CMa object.-1985.- p.743

2 Finkenzeller U., Mundt R.. Astron. Astroph. -Suppl. Ser, 1984.- p. 109

3 Bastian U., Finkenzeller U., Jaschek C., Jaschek M., Astron. Astroph..

-1985.- p. 438

4 Rydgren A.E., Strom S.E., Strom K.M., Astroph. J. Suppl..-1976.-v.30- p.307

5 Herbig G.H., N.K. Rao, Asroph. J., -1972 .v.174- p.401

6 Herbig G.H., Bell R.K., Link Obs. Bull., “Third Gatalog of young stellar objects”., -1988-N 1111,

7 Шевченко В.С., «Ае/Ве звезды Хербига», -1989- N 6-c 27

8 Вергнер Ю.К., Бондаренко С.Л., Мирошниченко А.С., Юдин Р.В., Юганов Н.Ю.. Приборы и Техника Эксперимента.-1986, N 4-с.142

9 Вергнер Ю.К., Юдин Р.В., Бюллетень Изобретений и Открытий, -1987 -N 33

10 Бергнер Ю.К., Юдин Р.В., Мирошниченко А.С., Ютанов Н.Ю., Известия ГАО -1989 - т.206- с.80

11 Бергнер Ю.К., Бондаренко С.Л., Мирошниченко А.С., Моралев Ю.Д., Юдин Р.В., Шумахер А.В., Ютанов Н.Ю., -1988- т.205-с.142

12 Бергнер Ю.К., Мирошниченко А.С., Юдин Р.В., -1988-т.205- с.152

13 Бергнер Ю.К., Мирошниченко А.С., Юдин Р.В., Ютанов Н.Ю., Муканов Д.Б., Астрон. цирк. , -1986-N1459-с.5

14 Бергнер Ю.К., Мирошниченко А.С., Юдин Р.В., Ютанов Н.Ю., Джакушева К.Г., Муканов Д.Б., Письма в Астрон. Ж. ,- 1987-т. 13- N3-с.208

15 Бергнер Ю.К., Мирошниченко А.С., Кривцов А.А., Юдин Р.В., Ютанов Н.Ю., Муканов Д.Б., Астрон. цирк. , -1987-N1496- с. 1

16 Юдин Р.В., Мирошниченко А.С., Астрофизика, -1988- т.28, N1- с.167

17 Юдин Р.В., Астрон. Ж,-1988- т.65,-N6, -с.1250

18 Whelan E.T., Dougados C., Perrin M.D., Bonnefoy M., et. al. The 2008 Outburst in the Young Stellar System Z CMa: The First Detection of Twin Jets // Ap. J. – 2010. – Vol. 720L.

19 Millan-Gabet1 and J. D. Monnier2., Discovery of a Near-Infrared Jet-Like Feature in the Z Canis Majoris System R. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge. -2002-MA 02138

20 Koresko., Steven V. W. Beckwith., Andrea M. Ghez., Keith Matthews and Gerry Neugebauer.. An infrared companion to Z Canis Majoris, Chris D. in Astronomical Journal. 1991, pp. 2073–2078, 2127, 2128

21 Whelan, E.T., Dougados, C., Perrin, M. D., Bonnefoy, M.. "The 2008 Outburst in the Young Stellar System Z CMa: The First Detection of Twin Jets". The Astrophysical Journal Letters. -2010. -720 (1): L119–24.

22 Szeifert, T., Hubrig, S., Schöller, M., Schütz, O.."The Nature of the Recent Extreme Outburst of the Herbig Be/FU Orionis Binary Z Canis Majoris". Astronomy and Astrophysics.-2010.-509- 5 pp.

23 Canovas, H., Min, M.; Jeffers, S.V., Rodenhuis, M.. "Constraining the Circumbinary envelope of Z Canis Majoris via Imaging Polarimetry". Astronomy & Astrophysics.-2012.- 8 pp.


 

А также другие работы, которые могут Вас заинтересовать

935. Рекуператор. Поверхность нагрева металлического петлевого рекуператора 97.5 KB
  Определение поверхности нагрева металлического петлевого рекуператора для подогрева воздуха. Коэффициент теплоотдачи конвекцией от труб рекуператора к воздуху. Отношение коэффициентов теплоотдачи на стороне воздуха и продуктов сгорания.
936. Горелки томильных печей 54.5 KB
  Для осуществления равномерного нагрева свода принимаем шахматное расположение горелок на своде печи с шагом по длине 1463 мм и 1410 мм по ширине. Тогда в методической зоне будет 4, в сварочной 7 и томильной 3 горелки.
937. Газодинамические расчеты газо-воздушных трактов 118.5 KB
  Скорость движения дымовых газов в начале печи. Скорость движения продуктов горения в вертикальном канале. Потери давления на повороте из дымохода в вертикальный канал. Средняя температура дыма по длине трубы.
938. Разработка маршрутно-операционного технологического процесса изготовления детали Крышка 378 KB
  Технический анализ чертежа детали и его корректировка в соответствие со стандартами ЕСКД. Составление технологического маршрута обработки, включая термические и контрольные операции. Расчет суммарной погрешности выполнения одного операционного размера, с учетом действия различных технологических факторов.
939. Управление делами Аппарата Администрации Смоленской области г. Смоленск, площадь им. Ленина, 1 311.5 KB
  Общая характеристика Аппарата Администрации Смоленской области. Основные задачи и функции протокольного отдела. Управление делами Аппарата Администрации Смоленской области. Функциональное содержание управленческой деятельности на примере протокольного отдела Управления делами Аппарата Администрации Смоленской области.
940. Исследование основных параметров и схем включения операцион-ных усилителей 231.5 KB
  В ходе работе были определены параметры операционного усилителя К140УД7 на лабораторном стенде и его зарубежного аналога uA741C в среде моделирования Microcap9: коэффициент усиления ОУ без обратной связи, входные токи, входное напряжение смещения, коэффициент ослабления синфазного сигнала.
941. Транспортування небезпечних вантажів автомобільним видом транспорту 2.2 MB
  Визначення перспективного напрямку удосконалення існуючої схеми перевезень легкозаймистих речовин у Угорщину та Румунію. Аналіз українського законодавства в області автомобільних перевезень небезпечних вантажів. Оцінка техніко-економічної ефективності розроблених технологічних рішень.
942. Отечественная история от начала до конца ХХ века 683 KB
  Происхождение и ранняя история восточных славян (расселение, занятия, общественное устройство, религия). Объединение русских земель и образование Московского государства. Государственное реформирование при первых Романовых. Либеральные реформы 60- 70 гг. XIX века. Столыпинская аграрная реформа и ее итоги. Новая экономическая. политика (1921-28г.:причины, содержание, противоречия) НЭП.
943. Привод ленточного транспортёра 224.5 KB
  Промежуточный вал (расчёт на статическую прочность). Определение требуемой мощности электродвигателя. Определение частоты вращения вала электродвигателя. Определение действительного фактического передаточного числа. Крутящий момент в поперечных сечениях валов.