• Общее описание
• История
• Приборы и приёмники излучения
• Наблюдения
• Научные результаты

Общее описание

Двух-зеркальный телескоп АЗТ-8 был изготовлен Ленинградским оптико-механическим объединением (ЛОМО) в 1964 году. Оптическая система телескопа - Кассегрен. Она состоит из 70 см основного параболического зеркала с относительным отверстием F/4 и двух вторичных зеркал, которые формируют фокусы Кассегрена F/16 и F/40 с хорошими полями зрения от 40 до 18 угловых минут. Первичный фокус обеспечивает хорошее поле зрения около 10 угловых минут.

к содержанию

История

Вначале телескоп АЗТ-8 был установлен ​​в симеизской обсерватории в 1964 году. Он использовался для фотоэлектрической фотометрии и поляриметрии, а также для телевизионных наблюдений. Основными объектами наблюдений были симбиотические и двойные звезды (Т.С. Белякина, Е.С. Бродская), звезды типа T Tau (П.П. Петров), звезды типа UV Cet
(П.Ф. Шугайнов).

В 1977 году телескоп АЗТ-8 был перевезен в поселок Научный и установлен в новом большом павильоне с откатывающейся крышей. Здесь телескоп использовался для тестирования многоканального спектрометра, созданного А.Ф. Лагутиным, Л.В. Границким, А.Б. Букачем и др. в КрАО в качестве основного прототипа для устройства на борту космической миссии "Астрон". Были спроектированы основные элементы конструкции и некоторые части сканирующего диска, рассчитаны технические характеристики устройства.

В качестве побочного продукта были исследованы и получены быстрые изменения атмосферной экстинкции и распределение энергии некоторых звезд C-типа.

В 1990-е годы в Крымской астрофизической обсерватории в сотрудничестве с Астрономическим институтом Санкт-Петербургского университета было разработано фотометрическое оборудование для широкого круга задач звездной фотометрии. Два телескопа (АЗТ-8, 0,7 м, F/16 и АЗТ-7, 0,2 м, f/10) на идентичных монтировках были оборудованы, JKLM-фотометром и BVR-фотометром соответственно. Система позволяла получать распределения энергии для различных звезд одновременно в диапазоне 0,4-5,0 мкм. В.М. Ларионовым была проведена многоцветная фотометрия некоторых рентгеновских источников, В.И. Бурнашевым были получены некоторые результаты BVR-фотометрии звезд типа RV Tau.

к содержанию

Приборы и приёмники излучения

В начале 2000-х телескоп был модернизирован (Сергеев и др. 2010). В 2001 году ​​в первичном фокусе телескопа АЗТ-8 для проведения BVRI фотометрических наблюдений была установлена CCD камера AP7p. В крымской обсерватории для этой камеры была разработана и изготовлена турель фильтров с компьютерным управлением. ПЗС-матрица имеет разрешение 512×512 пикселей, что дает поле зрения 15'×15'. Камера имеет набор B, V, R, R1, и I фильтров, где фильтр обозначенный R1 близок к фильтру I системы Казинса, в то время как другие фильтры близки к стандартным фильтрам системы Джонсона (подробнее см. Дорошенко и др. 2005). В декабре 2001 года на этом новом фотометре был начат интенсивный фотометрический мониторинг активных ядер галактик (АЯГ), в том числе квазаров и лацертид. Сборка и тестирование системы камеры AP7p были проведены в Университете штата Огайо (OSU). Для работы камеры AP7p на основе комлектующих OSU была собрана и оптимизирована конфигурация управляющего компьютера "Quantex". В 2002 году с использованием оптических датчиков углов была разработана система автоматического наведения телескопа при помощи компьютера. Все это оборудование было приобретено при поддержке Американского фонда гражданских исследований и развития (US Civilian Research and Development Foundation).

BVRI-фотометр на базе ПЗС-камеры AP7p. Цифрами обозначены: 1 - разъем интерфейса камеры,
2 - клемма заземления, 3 - поглотитель влаги для просушки турели фильтров, 4 - разъем для управления положением фильтров в турели, 5 - шаговый двигатель, вращающий турель фильтров.

Характеристики ПЗС-камеры AP7p.

к содержанию

Наблюдения

В начале наблюдений, когда управляющий компьютер загружается, его время синхронизируется со всемирным временем и запускается программа управления телескопом. Программа позволет навести телескоп на объект по заданным координатам. Дополнительно может отображаться различная информация полезная для наблюдателя: время начала и окончания наблюдений; время восхода, захода Солнца и Луны для текущей даты; высота наблюдаемого объекта над горизонтом; и т.д. Кроме того, отображаются интервал времени, в течение которого выбранный объект доступен для наблюдений, или оставшееся время, до того момента, пока объект не станет доступен для наблюдений. Также отображаются текущие координаты телескопа α, δ, и часовой угол t.

Затем наблюдатель запускает программу для управления процессом наблюдений. Чтобы установить координаты объекта, достаточно выбрать его имя из базы данных. Когда координаты введены, программа управления телескопом автоматически выберет оптимальный путь движения таким образом, что нижний конец трубы телескопа механически не столкнется с вертикальной колонной монтировки и труба не будет опускаться ниже опасного предела по высоте над горизонтом. Точность автоматического наведения составляет около 2 угловых минут, так что наблюдатель с помощью пульта дистанционного управления более точно вручную корректирует положение трубы телескопа (см. номер 6 на рисунке ниже).

После наведения, наблюдатель фокусирует изображение и начинает наблюдение объектов. Наблюдение каждого объекта может проходить в режиме либо одной экспозиции, либо серии экспозиций, в обоих режимах экспозиции могут повторяться определенное количество раз. Стандартная последовательность экспозиций для АЯГ состоит из В, V, R, R1 и <я >I фильтров с экспозициями в 60, 40, 30, 25 и 40 секунд соответственно. Они могут быть изменены пропорционально, в зависимости от яркости объекта. Как правило, для каждого объекта В, V, R, R1 и I последовательность экспозиций повторяется четыре раза. Также экспонируются технические кадры: bias, темновые кадры и плоские поля. Кадры плоских полей в каждом фильтре обычно получают по сумеречному небу на закате или на рассвете.

Наша группа располагает более 50% наблюдательного времени телескопа. На текущий момент в основном планируется фотометрический мониторинг отдельных АЯГ для поддержки спектральных наблюдений и по возможности для одновременных наблюдений в других диапазонах (HST, RXTE, BeppoSAX), а также для изучения закономерностей переменности континуума, в частности, для измерения задержек между различными полосами континуума. Список объектов для мониторинга состоит из 50 активных ядер галактик: как из сейфертовских галактик 1 типа, так и из объектов типа BL Lac. Другие наблюдаемые объекты: вспышки Сверх Новых, звезды до главной последовательности, рентгеновские источники, оптические послесвечения Гамма вспышек и некоторые другие. С декабря 2001 года получено более 320 000 ПЗС-кадров, включая технические кадры, из которых около 200 тысяч являются кадрами АЯГ.

к содержанию

Основные научные результаты

1. Сейфертовские галактики

1.1 Аккреционные диски

Было обнаружено, что время запаздывания между переменностью потоков в фильтрах B, V, R и I для 17 АЯГ зависят как от длины волны, так и от абсолютной светимости. Запаздывание зависит от светимости как L^b, где b = 0.4–0.5. Полученные величины запаздываний согласуются со стандартной моделью диска с распространением ‘‘сигнала’’ от переменного источника рентгеновского излучения, расположенного над диском, то есть запаздывание характеризует геометрический размер диска. Промоделированные отношения запаздывания и светимости слегка смещены по сравнению с наблюдаемыми. Согласие можно намного улучшить, если предположить, что постоянная Хаббла меньше принятого значения 75 км с^-1 Мпк^-1 (Sergeev et al. 2005, Sergeev 2014).

Крымские фотометрические данные были использованы для создания модели репроцессинга, которая способна воспроизводить наблюдаемые оптические кривые блеска на основании рентгеновских кривых блеска для ядер галактик Mrk 79 и NGC 4051 (Breedt et al. 2009, 2010).

В рамках международной кооперации на основании многоволновых данных наблюдений ядра NGC 5548 была получена модель аккреционного диска со следующими параметрами: наклон диска i = 36±10°, температура T₁ = (44±6)×10³ К на расстоянии в 1 световой день от черной дыры и зависимость температуры от расстояния T µ r^–a, где a = 0.99±0.03 (Fausnaugh et al. 2016; Starkey et al. 2017).

В рамках международной кооперации определены размеры аккреционных дисков в двух АЯГ. Найденные размеры согласуются со стандартной зависимостью размера от длины волны t^4/3, однако они больше ожидаемых из стандартной модели в 2-3 раза. Согласие может быть достигнуто путем увеличения темпа аккреции (Fausnaugh et al. 2018).

1.2. Область широких линий (BLR-область) и массы центральных черных дыр

Как в рамках международной кооперации, так и усилиями КрАО впервые определены либо уточнены массы центральных черных дыр и размеры области широких линий линий (BLR-область) во многих АЯГ (Sergeev et al. 2007, 2011, 2017, 2020; Bentz et al. 2006, 2007; Denney et al. 2006, 2009, 2010; Onken et al. 2006; Grier et al. 2012a, 2012b; Doroshanko et al. 2012; Peterson et al. 2014; Pei et al. 2017; Fausnaugh et al. 2017). В частности, одной из наибольших масс черной дырой (1.87±0.26 миллиардов масс Солнца) обладает ядро 3C 390.3. Результаты измерения массы и размера BLR-области согласуются с вириальной динамикой газа: V(r) ~ r^–1/2.

Получены оценки времени запаздывания на разных лучевых скоростях профиля линии Hβ, а в нескольких случаях линий Hα, Hγ и He II 4686Å для более десятка АЯГ. Для нескольких АЯГ восстановлены двумерные Ψ-функции отклика этих линий. Полученные результаты свидетельствуют о сложности и многообразии кинематики газа в BLR-области, с преобладанием вириального движения (Кеплеровского вращения) для большинства АЯГ. Получены свидетельства того, что BLR-область является многокомпонентной и эти компоненты могут быть представлены диском и дисковым ветром. Вероятно кинематика газа в АЯГ с широкими двугорбыми профилями линий является комбинацией Кеплеровского вращения и аккреции (Denney et al. 2009; Doroshenko et al. 2012; Grier et al. 2013; De Rosa et al. 2018; Sergeev et al. 2020).

1.3 Сравнение свойств оптической и рентгеновской переменности

В ряде работ проведено сравнение оптической и рентгеновской переменности нескольких АЯГ (Chesnok, Sergeev, Vavilova 2009; Doroshenko et al. 2009, 2010).

1.4 Другие работы по АЯГ

Обнаружена и объяснена аномалия в поведении ядра NGC 5548, обнаружена долговременная переменность узких эмиссионных линий в ядре 3C 390.3, обнаружен период в ~5700 дней в кривой блеска ядра NGC 5548, промоделирована переменность эмиссионных и абсорбционных линий в спектре ядра NGC 5548 и др. (Doroshenko et al. 2005, 2006, 2008a, 2008b; Sergeev et al. 2007, 2017, 2020; Goad et al. 2016; Bon et al. 2010; Mathur et al. 2017; Kriss et al. 2019).

2. Блазары

To be added...

3. Калибровка звезд сравнения в окрестностях АЯГ

Звезды сравнения в окресностях 95 АЯГ были откалиброваны по звездным величинам B, V, R, I_c и I. Наблюдаемые звезды имеют величины в диапазоне от V=11 до V=17. Для звезд ярче V=14 типичная фотометрическая ошибка составляет 0.01 маг. Звездные величины большинства этих звезд не были известны ранее (Doroshenko et al. 2005a, 2005b, 2007, 2008, 2013, 2014a, 2014b).

4. Работы не по АЯГ

Сверхновые звезды (Doroshenko et al. 2003; Arcavi, Gal-Yam, Sergeev 2013).

Переменные звезды (Sergeev et al. 2004; Doroshenko et al. 2008).

Звезды до главной последовательности (Barsunova et al. 2005a, 2005b, 2006, 2013, 2015, 2016; Grinin et al. 2006, 2008a, 2008b, 2009a, 2009b, 2018, 2019).

См. также Цели и задачи исследования. Научные результаты.

к содержанию