ZMIENNOŚĆ Z OKRESEM ROTACJI GWIAZDY - Postępy Astronomii nr 2/1984

W miarę wzrostu liczby obserwacji zaczęto badać zachowanie się szerokich struktur absorpcyjnych w różnych fazach okresu ro tacji gwiazd. Ola kilku gwiazd Ap znaleziono okresowę zmienność wskaźników czułych na strukturę A,5200

A

_{( M a i t z e n i V o g t} 1983). Rysunki 7 i 8 pokazuję dwa najbardziej wyraźne przypadki. Oak widać, zmienność ta jest typu podwójnej fali. Kolejny

rysu-126 O. Gertner

nek (rys. 9) przedstawia podobnę zmienność uzyskanę dla gwiazdy HD 215441 (A d e 1 m a n 1983). Ten ostatni wynik zdaje się być silnym potwierdzeniem rezultatów N o r t h a (1980), gdyż zmien ność struktury A.5200 A jest tutaj zsynchronizowana w fazie ze zmiennościę natężenia powierzchniowego pola magnetycznego tej gwiazdy.

Phase

Rys. 7. Zmiany wskaźnika Aa (w jednostkach O^OOl) z okresem (P = = 15,864) dla gwiazdy HD 30849 ( M a i t z e n i V o g t 1983)

Podobne badania prowadzone sę również w Polsce. W Obserwato rium UMK w Toruniu otrzymaliśmy wiele spektrogramów klasycznej gwiazdy Ap-o^CVn. Były to widma małej dyspersji (ok. 160 A/mm)

o robione z zamiarem pomiaru szerokości równoważnej strukturyŻ15200A. Pierwsze wyniki ( G e r t n e r , M u c i e k , M i k o ł a j e w s k i 1983) wskazuję na zmienność struktury A.5200 A, i to zmien ność typu podwójnej fali. Brak danych na temat zmian pola powierz chniowego w tej gwieżdzie nie pozwala na porównanie przebiegu zmienności obu parametrów.

Widma gwiazd Ap ¹²⁷

Phase

Rys. 8. Zmiany wskaźnika Aa (skala Jak na rys. 7) dla HD 3980; okres gwiazdy wynosi P « 3^9516 ( M a i t z e n i V o g t 1983)

PHASE

Rys. 9. Zmiany wskaźnika A a (A d e 1 m a n a) dla HO 215441 w funkcji okresu gwiazdy (P » 9^4871). Dla porównania pokazano też

128 _{3. Gartner} 7. ZAKOŃCZENIE

Oodsumowujęc aktualny stan wiedzy o szerokich strukturach ab sorpcyjnych w widmach gwiazd Ap, można właściwie powiedzieć, że problem ich pochodzenia pozostaje otwarty. Sę one specyficzną ce chę gwiazd Ap (chociaż niektóre z tych struktur były sporadycz nie obserwowane w widmach gwiazd niemagnetycznych), a więc jest wysoce prawdopodobne, że więżę się z innymi cechami charakterysty cznymi dla tego typu gwiazd. Mam tu na myśli nadobfitości wielu pierwiastków, jak również istnienie silnego pola magnetycznego.

Stosunkowo duża jednomyślność istnieje co do pochodzenia ultra fioletowej struktury w okolicy A1400 A. Przyjmuje się, żejest ona wywołana przejściami autojonizacyjnymi Si II. Do upewnienia się w tej kwestii potrzebne Jest jeszcze obserwacyjne potwierdzenie istnienia podobnych struktur w innych miejscach ultrafioletowej części widma, w których również według teorii powinny objawiać się efekty działania linii autojonizacyjnych krzemu.

Struktura A4200 A jest stosunkowo trudna do obserwacji, gdyż leży między dwiema silnymi liniami wodorowej serii Balmera. Odnoś nie do jej pochodzenia większość badaczy skłania się do przyjęcia wniosków przedstawionych przez M a i t z e n a i M u t h s a - m a (1980). Byłaby ona zatem wywołana przez łęczny efekt pochła niania w liniach absorpcyjnych dwu grup pierwiastków. Z jednej strony chromu i żelaza, a z drugiej europu i innych pierwiastków ziem rzadkich.

Niewiele można powiedzieć o strukturze w okolicach A,6300

A .

Była ona obserwowana w nielicznych gwiazdach Ap i dotychczasowe wyniki tych obserwacji nie skłaniaję do wysuwania bardziej rozwi niętych hipotez co do jej pochodzenia. Na placu boju pozostaje A d e 1 m a n (1975) i przejścia zwięzano-swobodne neutralnego krzemu.

Najbardziej dotęd zbadanę strukturę jest depresja w okolicy A.5200

A .

Sprawia ona jednak największe kłopoty interpretatorom. Po stulowano, jako źródło jej pochodzenia, zarówno przejścia autojo nizacyj ne, jak i niecięgłości zwięzano-swobodne czy też absorpcję w wielu liniach żelaza i krzemu. Nie należy również zapominać o zwięzku tej struktury z polem magnetycznym. Zwięzek te wyrażany jest zarówno przez zmienność struktury w fazie ze zmianami pola magnetycznego, jak i pokazanę przez N o r t* h a (1980) korelaqję wskaźnika Z z natężeniem powierzchniowego pola magnetycznego. Oak

Widma gwiazd Ap 129 już wspominano, korelacja ta „pracuje" w zakresie natężeń pól od O do 5 kGs. W ostatnich miesięcach pojawiła się hipoteza opiera jąca się właśnie na tej korelacji ( H e n s b e r g e i M a i - t z e n 1983). Zgodnie z tę hipotezę zwiększenie absorpcji w

oko-o

licy A.5200 A można wyjaśnić zeemanowskim rozszczepieniem linii w polu magnetycznym. Rozszczepienie to wzrasta w miarę wzrostu na tężenia pola magnetycznego, co powoduje wzrost absorpcji, czyli wzrost wartości wskaźników czułych na strukturę A,5200 A. Gdy jed nak składowe TT i 6 rozszczepionych linii zostanę w pełni rozdzie lone, to dalszy wzrost natężenia pola nie powoduje już wzrostu ab sorpcji, czyli mielibyśmy efekt saturacji, o którym pisał N o r t h , Tak więc struktura A5200 A stanowiłaby efekt działania mechanizmu zwanego wzmocnieniem magnetycznym linii - oczywiście, byłby to su maryczny efekt dla wielu linii.

Dest to zupełnie nowa hipoteza i, być może, bardzo obiecujęca. Na razie jednak nie ma zgodności co do pochodzenia struktury w oko licach A5200

A .

Praktycznie każdy z badaczy pozostaje przy swoim z d a n i u .

Warto jeszcze dodać, że badania szerokich struktur, a dokład nie wskaźniki fotometryczne czułe na te struktury, okazuję się cen nym narzędziem w odkrywaniu nowych gwiazd Ap. Przede wszystkim jest to sposób dużo szybszy niż metódy spektroskopowe, a poza tym może być stosowany do dużo słabszych gwiazd z użyciem stosunkowo niewielkich teleskopów.

Obecnie dużo uwagi poświęca się wykrywaniu tę metodę gwiazd Ap w gromadach, co ma wielkie znaczenie dla badań ewolucyjnych.

LITERATURA

A d e 1 m a n S. 3. , 1975, A p . □., 195, 397. A d e 1 m a n S. 3* i 1979, A. 0., 84, 857.

A d e 1 m a n S. 1981, w: „Upper Main Sequence Chemically Pe culiar Stars" , Univ. Liege, s . 13.

A d e l m a n S. 0 •, 1983, Astr. Astroph. S u p p l ., 51, 511. A r t r u M.

C.,

3 a m a r

C.

, P e t r i n i D., P r a d e

-r i e F., 1981, Astr. Astroph., 96j 380. B a b c o c k H. W., 1951, Ap . 0., 114, 1. B a b c o c k H. W., 1958, A p . 3. Suppl., 3, 141.

130 3 . G e r t n e r

B a r b i e r 0 . , M o r g u l e f f N. , 1964, Com ptes Rendus A c a d . S c i . P a r i s , 25 8, 4925. B e r t a u d C h . , 1959, 3 . d es O b s ., 4 2 , 4 5 . B e r t a u d C h . , 1960, 3 . d es O b s ., 4 3 , 129. B e r t a u d C h . , 1965, 3 . d es O b s ., 4 8 , 21 1. B o r r a E . F . , 1982, A n n . R e v . A s t r o n . A p . , 2 0 , 191. B u c h h o l z M. , M a i t z e n H. M ., 1979, A s t r . A s t r o p h . , 7 3 , 22 2. C o d e A . D . , M e a d e M. R . , 1976, W is c o n s in A s t r o p h y s i c s Comm., n r 3 0 . C r a m e r N. , M a e d e r A . , 1979, A s t r . A s t r o p h . , 7§» 3 0 5 . G e r b a l d i M . , 1972, Com ptes Rend us A c a d . S c i . P a r i s , s e r .

B , 2 7 5 , 29 5. G e r b a l d i M. , M o r g u l e f f N. , 1981, w : „U p p e r M a in S eq u en ce C h e m ic a lly P e c u l i a r S t a r s " , U n i v . L i e g e , s . 3 9 . G e r t n e r 3 . , M u c i e k M. , M i k o ł a j e w s k i M ., 1983, I . B . V . S . , n r 2268. H a u c k B . , 1975, w : . P h y s i c s o f Ap S t a r s ” , I A U ' C o l l , n r 32 , w yd . W. W e i s s i i n . , W ie n , s . 3 6 5 . H e n s b e r g e H. , M a i t z e n H . M ., 1983, ..The M essen g e r " , n r 3 4 .

H y l a n d A . R . , 1967, w: „T h e M a g n e tic and R e la t e d S t a r s ” , wyd. R . C . C a m e r o n , Mono Book C o r p . B a l t i m o r e , s . 31 1. 3 a m a r C . , M a c a u - H e r c o t D. , P r a d e r i e F . , 1978, A s t r . A s t r o p h . , 6 3 , 155. CJ u g a k u 0 . , S a r g e n t W. L . W ., 1968, A p . 3 . 1 5 1 , 259. K o d a i r a K . , 1969, A p . 3 . L e t t e r s , 157, L 5 9 . K o d a i r a K . , 1973, A s t r . A s t r o p h . , 2 5 , 9 3 . L e c k r o n e D . S . , 1973, A p . 3 . , 185, 57 7. L e c k r o n e 0. S . , F o w l e r W. A . , A d e l r a a n S . 3 . , 1974, A s t r . A s t r o p h . , 3 2 , 2 3 7 . L e d o u x P . , R e n s o n P . , 1966, A n n . R e v . A s t r o n . A p . , 4 , 2 9 3 . L i t t l e S . 3 . , 1974, A p . 3 . , 193, 63 9. M a i t z e n H. M. , M o f f a t A . F . 3 . , 1972, A s t r . A s t r o p h . , 16, 3 8 5 . M a i t z e n H . M ., 1973, A s t r . A s t r o p h . S u p p l . , 11, 327. M a i t z e n H. M. , B r e y s a c h e r 3 . , G a r n i e r R. , S t e r k e n C. , V o g t N . , 1974, A s t r . A s t r o p h . , 32, 21.

Widna gwiazd Ap 131

M a i t z e n H. M ., 1975, wi «Physics of Ap Stars" IAU C oli.

nr 32, wyd. W. W e i s s i i n . , a. 2 33. M a i t z e n H. M. , A l b r e c h t R . , 1975, Astr. Astroph., 4 4 , 4 05. M a i t z e n H. M . , 1976, Astr. Astroph., 5 1 , 223. M a i t z e n H. M ., 1980, Astr. Astroph., 8 4 . L9. M a i t z e n H. M ., 1980, Astr. A stroph., 83, 3 34. M a i t z e n H. M.., S e g g e w i s s W . , 1980, Astr. As troph o 83, 3 28. M a i t z e n H, M. , V o g t N . , 1983, Astr. Astroph., 1 23 , 4 8 . M a l a i s e 0 . , G r o s M. , M a c a u D . , 1974, Astr. Astroph., 33, 79. M u t h s a r a H . , 1 9 7 9 , Astr. Astroph., 7 3 , 159. N o r t h P . , 1980, Astr. Astroph., 82, 230. P e t e r s o n 0 . M ., 1970, Ap. 0 . , 1 6 1 , 685. P h i l l i p s R. B. , F i x J . D . , N e f f 0 . S . , 1975k A p . 0 . Letters, 2 0 2 , L145.

P r e s t o n G. W . , 1974, Ann. Rev. Astron. A p ., 1 2 , 257.

S a r g e n t W. L . W . , 1964, Ann. Rev. Astron. A p ., 2

,

297.

S h e n s t o n e A . G . , 1961, Proc. Roy. Soc. London, A 2 6 1 ,

153.

S t r a i z y s V. , Z i t k e v i c i u s V . , 1977, Astron.

Z h . , 54, 9 87.

S t r o m g r e n B . , 1963, Quart. 3 . Roy. Astr. S o c ., 8 .

V r e u x 3 . M . , M a l a i s e D. , S w i n g s 0 . P . , 1973,

Astr. Astroph., 2 9 , 2 1 1 . <

.

• - V -t . •

-Postępy Astronomii Tom XXXII ( 1 9 8 4 ) . Zeszyt 2

INTERFEROMETRIA WIELKOBAZOWA Część V

Widmowe VLBI - Obserwacje i redukcja danych

K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I

Katedra Radioastronomii Uniwersytetu M. Kopernika (Toruń)

PAflHOHHTEPfcEPOMETPHH CO CBEPXJUMHHHMH EA3AMH

HacTŁ

V

CneKTpaA&Han PCflE - HaOjno^eraa b oOpafloTKa jaaBiix

K. M. E o p K O B C K H

C o « e p * a H H e

CneRTpaAbaaH PC JE npHueaneTCH npexxe Bcero k Ha6jno,ąeBBHM kocmh-

qecK H X

uasepos.

B

oxaTbB

n p e x c T a B ite B o m o io k h b re x a a K B 3 t b x H afiju o -

fleHBfl, KajraOpeu^aa xasBux

b

asajtBaa peayjthiaTOB Biiecie c

k o p o tk b m

onacaBBeu Hasepos HgO

b

OH.

THE VERY LONG BASELINE INTERFEROMETRY Part V

Spectral Line VLBI - Observations and Data Reduction

S u m m a r y

Principal application of the spectral line VLBI is to study

of cosmic maser radio emission. Observing schemes* correlation

techniques and visib ility data calibration procedures are described along with general characterization of the maser sources.

134 K. M. Borkowski

Poniższy artykuł stanowi kontynuację serii poświęconej tech nice V L B I • Na poprzednie odcinki przeglądu w tym tekście powołuje my się przez wskazanie części: cz. Z ( B o r k o w s k i i K u s 1983a), cz. II ( B o r k o w s k i i K u s 1983b), cz. III ( B o r k o w s k i 1984), cz. IV ( B o r k o w s k i i K u s 1984). Część VI przeglądu będzie w istocie dokończeniem bieżące go odcinka.

1. WSTĘP

Badanie linii widmowych w radioastronomii rozpoczęło się w 1951 r. wykryciem neutralnego wodoru w przestrzeni międzygwiezdnej na fali o długości 21 cm ( E w e n i P u r c e l l 1951). Pier wsze obserwacje były z konieczności wykonywane za pomocą odbiorni ków przestrajanych lub wielokanałowych i na ogół z wykorzysta - niem pojedynczych radioteleskopów. Obecnie do tego celu używa się powszechnie także interferometrów - tak konwencjonalnych, jak i wielkobazowych.

Filtrowanie wielokanałowe i przestrajanie odbieranego pasma częstości to tylko dwa z możliwych sposobów analizy widmowej syg nałów. Równoważny efekt dostaje się przez transformację Fouriera czasowych przebiegów albo ich funkcji autokorelacji. W przypadku interferometrii ważne są widma wzajemne uzyskiwane będź przez wy- mnożenie transformat Fouriera dwóch sygnałów, bądź przez wykona nie takiej transformacji na funkcji korelacji wzajemnej tych syg nałów. W VLBI stosuje się praktycznie wyłącznie, tylko ten ostat ni sposób.

Związki widma z przebiegami czasowymi i ich funkcjami (auto)- korelacji, r, opierają się na znanych twierdzeniach o transforma cie Fouriera i o splocie (np. B r a c e w e l l 1965). Związ ki te bywają nazywane też twierdzeniem Wienera-Khintchine (albo -Chinczyna) (np. B e n d a t i P i e r s o l 1971, 1980):

S(f) = J r(tf)e~j2ltftdt, (1)

-o o

gdzie f jest częstością w uzyskanym widmie, a % - wzajemnym zapóż- nieniem korelowanych sygnałów.

Interferometria wielkobazowa 135 Wraz z szybkim rozwojem elektroniki cyfrowej na początku lat sześćdziesiątych stało się możliwe wykorzystanie dokładności i sta bilności technik cyfrowych do analizy widmowej. W systemach radio astronomicznych funkcja (auto)korelacji nie jest mierzona bezpo średnio. lecz na ogół jest oceniana z cyfrowych próbek sygnału. Zazwyczaj też, choć nie jest to regułę, ta postać cyfrowa jest ograniczana do zaledwie jednego bitu reprezentującego znak orygi nalnego sygnału, tak jak w opisanych już w tym przeglądzie cyfro wych systemach VLBI. Operacje korelacji ograniczonego sygnału sta ję się wtedy wyjętkowo proste: wynik korelacji jest albo 1 (oba sygnały maję identyczny znak), albo -1 (przeciwne znaki). Uważa się, że strata informacji (b czynnik Jt/2, tzn. o ok. 36%), wynikajęca z kwantyzacji jednobitowej, nie jest na tyle duża, aby opłacała się budowa systemów opartych na próbkowaniu wielobitowym, chociaż i takie systemy nie sę znowu rzadkościę. Bliższe analizy wykazuję, że np. próbkowanie dwubitowe zmniejsza straty do 12% ( C o o p e r 1970), a trzybitowe - już do 5% w stosunku sygnału do szumu liczo nego względem systemu analogowego, dednakże równolegle z tę popra wę rośnie również gwałtownie złożoność cyfrowej logiki takich ko

relatorów ( C o o p e r 1976). Ponadto, jak pokazali B u r n s i Y a o (1969; p o r . t e ż B o w e r s i K l i n g e r 1974), czułość korelatora jednobitowego (także wielobitowych) można zna cząco poprawić, zwiększając szybkość próbkowania ponad minimalną częstość Nyquista (równę podwojonej szerokości odbieranego pasma), np. dwukrotnie szybsze próbkowanie zmniejsza wspomniane straty te oretycznie z 36 do 26% (doświadczalnie stwierdzono tylko 22%).

Technikę jednobitowę jako pierwszy zastosował G o l d s t e i n (1962) do analizy widma echa radarowego z Wenus, a krótko po nim W e i n r e b (1963) wprowadził ją do radioastronomii, próbując wykryć linię deuteru na częstości 327 MHz. W kilka lat później, u zarania rozwoju techniki wielobazowej, wykonano pierwsze anali zy widmowe obserwacji VLBI (M o r a n i in. 1968; B u r k e 1969).

Cyfrowa spektroskopia korelacyjna ma wiele zalet w porównaniu z innymi technikami. Mimo konieczności stosowania komputera do wy konania operacji przekształcenia Fouriera, korelator cyfrowy jest tańszy np. od systemów zawierających wielokanałowe analizatory wi dma. W przypadku dłuższych integracji sygnału stabilność tego ko relatora jest też lepsza. Poprzez sprzężenie oscylatorów

lokal-136 _{K. M. Borkowski}

nych i urządzeń próbkujących z atomowym wzorcem częstości kalib racja widma może mieć dokładność atomową. Ponadto korelatory cyf rowe pozwalają na swobodny wybór rozdzielczości widma przez pros tą zmianę częstości próbkowania. Ich wadę Jest ograniczona sze7

rokość widma wynikająca z szybkości dostępnych elementów elektro nicznych, co jednak nie ma większego znaczenia w V L B I , w której pasmo jest 1 tak ograniczone przez systemy rejestracji sygnałów.

Na wyjściu normalnego korelatora VLBI dostaje się dyskretne wartości funkcji korelacji wzajemnej sygnałów zapisanych w dwóch lub więcej stacjach w wielu kanałach zapóźnień %. Ponie waż ta funkcja nie jest parzysta, w odróżnieniu od funkcji autoko relacji, to pomiary jej muszą być wykonane zarówno z dodatnimi, jak i ujemnymi zapóżnieniami. Transformata Fouriera tych wartości, czyli widmo wzajemne sygnałów S|^(f), będzie zatem w ogólności ze spolona. .

W systemach VLBI sygnały są zapisywane jednokanałowo w tym sensie, że nie odbiera się składowej ortogonalnej (w interferome trach konwencjonalnych uzyskiwanej przez użycie dwóch sprzęgnię tych oscylatorów lokalnych generujących sygnały sinusoidalne w kwadraturze, tzn. o fazach przesuniętych o 90°), dlatego funk cja korelacji wzajemnej jest rzeczywista, a jej transformatę jest hermitow8ka (S(-f) = S*(f)). Powoduje to, że widmo uzyskane z ortogonalnego kanału korelatora VLBI nie wnosi żadnej nowej in formacji (dostaje się tam widmo jS(f), być może, z wyjątkiem skła dnika o częstości zerowej, któremu odpowiada wartość średnia i któ ry znika u sygnałów losowych). W związku z tym, jeśli stosunek sy gnału do szumu nie jest krytyczny, w czasie korelacji obserwacji widmowych kanały ortogonalne można w ogóle pominąć na korzyść zwiększonej rozdzielczości końcowych widm. Tak się postępuje np. przy pracy w modzie widmowym angielskiego MERLIN-u (N o r r i e i in. 1982). W analogiczny sposób żadnej dodatkowej informacji nie niesie druga połowa hermitowskiej traneformaty Fouriera.

Prawdziwa funkcja korelacji ma nieskończenie wiele punktów, zaś korelator próbkuje ją tylko w N punktach (kanałach zapóźnień). Wybór N punktów odpowiada pomnożeniu prawdziwej funkcji korelacji przez prostokątną funkcję okna o szerokości N/(2Af), gdzie Af jest szerokością pasma w.cz. odbieranego sygnału próbkowanego z częs tością Nyquista. Po transformacji do dziedziny częstości zgodnie z wzorem (1) Jest to równoważne splotowi (a więc wygładzeniu)

Interferometria wielkobazowa 137 prawdziwego widma z transformatę Fouriera funkcji okna, czyli tu taj z sinc(fy ) a 8in(jtfv )/(łtfv ) . Funkcja sine ma wiele malejących listków bocznych (ekstremów), ujemnych i dodatnich na przemian, z których pierwszy ma wysokość -22

%

listka głównego. Uwidacznia się to w widmach z wąskimi liniami typu źródeł maserowych jako „dzwonienie", którego skutkiem jest pojawianie się na pozycji silnego masera źródeł absorpcyjnych i emisyjnych na przemian, na mapach wykonanych z danych z kolejnych kanałów widmowych.

Kiedy funkcja okna ma wspomnianą wyżej szerokość, to jej tran sformata ma szerokość mierzonę na połowie wysokości głównego list ka, 1,2 razy odwrotność szerokości okna, czyli 2,4Af/N. Wielkość tę uważa się za miarę rozdzielczości otrzymanego widma.

Poza opisanym zjawiskiem wygładzania widma przez funkcję okna, w analizie widmowej pojawia się dodatkowo tzw. efekt Gibbsa (np. B r a c e w e l l 1965; Y u e n i F r a s e r 1976; 0' A cf- d a r i o 1982), t j . pewne zniekształcenia widma w jego nisko- częstościowej części, wywołane przez omówione wygładzanie w obsza rze nagłej zmiany znaku części urojonej widma przy przejściu przez częstość zerową (hermitowskość). Skutecznym sposobem na oba te zjawiska jest wygładzanie stromych z natury brzegów prostokętnej funkcji okna. Istnieje wiele w praktyce stosowanych funkcji okna (np. B a l i 1976), ale w VLBI najczęściej używa się tzw. okna Hanna (np. O t n e s i E n o c h e n 1972), którym jest cos (ftTAf/N), a w dziedzinie częstości sprowadza się to do pros tego zsumowania trzech sąsiadujących wartości widma ze środkową, wziętą dwukrotnie. „Hanningowanie" zmniejsza poziom listków bo cznych do poniżej 3%, ale dzieje się to kosztem rozdzielczości widma, która wynosi wtedy 4Af/N.

Obserwowane linie widmowe są poprzesuwane odpowiednio do ru chów własnych badanych obiektów i radioteleskopów sieci VLBI. Zgod nie ze szczególną teorią względności, obserwowaną długość fali A ze spoczynkową A-0 związane są równaniem s

1 - ¥cos (ł

( 2 )

138 K. M. Borkowski

gdzie c jest prędkością światła, V - prędkością ruchu obiektu w układzie obserwatora, ap - kątem między kierunkiem widzenia a kierunkiem ruchu. W przypadku niewielkich prędkości radialnych V r (mówmy, do 1000 km/s) dopuszczalne są uproszczenia dopplerowskie typu (stosowane w radioastronomii);

Vp/c - 1 - XQ/X (3)

albo jak przyjmuje się w astronomii optycznej:

z = Vp/c = X / X Q - 1. (4)

Od prędkości radialnych wyznaczonych z obserwowanych przesu nięć linii, zależnie od przyjętego układu odniesienia, obejmuje się radialne składowe ruchu rotacyjnego Ziemi (maks. 0,465 km/s), ruchu Ziemi wokół środka masy układu Ziemia-Księżyc (0,013 km/s; układ geocentryczny), ruchu Ziemi wokół Słońca (30 km/s; heliocen- tryczny), ruchu Słońca wokół barycentrum Układu Słonecznego (0,012 km/s; barycentryczny, zwany często też heliocentrycznym), ruchu Słońca (20 k m / s ; lokalny układ odniesienia (LSR)) i rota cyjnego ruchu Galaktyki (225 km/s; galaktyczny) (np. G o r d o n 1976; R o t s 1982). Radioastronomowie najczęściej sprowadzają prędkości do LSR. Praktyczne wzory i aktualne stałe astronomiczne potrzebne przy redukcji prędkości przestrzennych obserwatora moż na znaleźć np. u G o r d o n a (1976), G 1 i e s e (1982) i W i e 1 e n a (1982).

Metody widmowe w VLBI stosuje się praktycznie wyłącznie do ana lizy obserwacji maserów kosmicznych. Obiekty te były zresztą jed nym z ważniejszych stymulatorów narodzin i rozwoju techniki VLBI jako takiej. Ponieważ masery obserwuje się w obszarach powstawa nia gwiazd i w sąsiedztwie gwiazd późnych typów (zwykle M ) , dos tarczają one unikalnych informacji o narodzinach i śmierci gwiazd.

Ze względu na znaczne rozpowszechnienie w Galaktyce, dużą moc i małe rozmiary masery astronomiczne mogą stanowić ważny próbnik ośrodka międzygwiazdowego jako skutek analizy rozpraszania ich promieniowania. 3ak na razie niewiele wysiłku włożono w tego ro dzaju studia, dlatego możemy podsumować wyniki już teraz w kilku zdaniach. Zaobserwowano, że niektóre detale maserowe wykazują ten dencję posiadania większych rozmiarów widmowych na dalszych odleg łościach od Układu Słonecznego, co się interpretuje jako

przesłań-Interferometria wielkobazowa 139 kę sugerujęcę, iż poszerzenie takie jest skutkiem rozpraszania mię- dzygwiazdowego ( R e i d i M o r a n 1981). B o w e r s i in. (1980) zauważyli, że u najodleglejszych maserów OH nie występuję struktury małoskalowe. Wreszcie M o r a n i in. (1973) zwraca- ję uwagę na to, że w źródle W49 stosunek widmowych rozmiarów ma serów H20 i OH jest w przybliżeniu równy oczekiwanemu z prawa kwadratowej zależności rozpraszania od długości fali. W przyszło ści, przy wykorzystaniu metod syntezy apertury, powinno być moż liwe określenie dokładnych rozmiarów poszczególnych detali mase rów dla wielu źródeł, co uczyni tego typu badania bardziej użyte czne.

Z wielkości rozszczepienia Zeemana linii widmowych maserów mo żna wnioskować o natężeniach pól magnetycznych. Obserwacje mase

rów kosmicznych można wykorzystać także do oceny prędkości utraty masy czerwonych olbrzymów z pomiarów rozrzutu prędkości radial nych w widmie źródeł i pomiarów odstępów między detalami źródeł ( R e i d i M o r a n 1981). Analiza ruchów własnych prowadzi także do wyznaczeń odległości tych źródeł metodami paralaksy sta tystycznej. Wprawdzie na razie takie prace dotyczę tylko Galakty ki, ale istnieje oczekiwanie, że poprawa rozdzielczości VLBI poz woli odtwarzać mapy maserów pozagalaktycznych z dokładnościami umo żliwiającymi niezależne wyznaczanie odległości do galaktyk.

Następny punkt przeględu poświęcimy bliższej, chociaż z ko nieczności także krótkiej, charakterystyce tych ciekawych radio źródeł. W dalszych punktach omówimy typowe strategie obserwacji widmowych VLBI i obróbkę danych - od korelacji do metod analizy końcowej wyników. Zakładamy przy tym, że Czytelnik zna już ogólne problemy obróbki danych VLBI, o których pisaliśmy szerzej w cz. III tego przeględu. Ponadto opis niniejszy dotyczy w zasadzie opra cowania współczesnych obserwacji wykonanych z systemami Mark II i Mark III. Wiele szczegółów przykładowej obróbki obserwacji wid mowych z systemu Mark I podano u R e i s z a i in. (1973). Być może, warto zapamiętać, ża autorzy ci już wówczas uzyskali wyzna czenia pozycji maserów z dokładnościami 0'j0003«

W dokumencie Postępy Astronomii nr 2/1984 (Stron 23-37)