Определение параметров поляризации
Поляризационный анализ дает ценную астрофизическую информацию о небесных объектах, о пылевой составляющей материи –распределении пыли, размерах пылевых частиц, распределении и направлении магнитных полей, геометрии околозвездных оболочек.
Для проведения поляриметрических наблюдений на телескопе LX200 используется анализатор поляризованного излучения: две пластины Савара, ориентированные под углами 0° и 45° к экваториальной плоскости. Понятно, что при наблюдениях через фильтр теряется большая часть общего светового потока. При прохождении света через анализатор световой поток от каждой звезды расщепляется на два компонента (при этом фон, естественно, остается таким же по интенсивности, как и без анализатора), поэтому мы еще теряем в потоке в два раза, или 0.75 звездной величины. Диаметр телескопа LX200 невелик, поэтому поляризационные наблюдения приемлемой точности можно выполнять только без фильтра, в полной области чувствительности матрицы.
В большинстве случаев наблюдается частичная линейная поляризация, и состояние поляризации характеризуется тогда двумя параметрами: степенью поляризации p и направлением преимущественных колебаний электрического вектора.
Полная интенсивность частично линейно-поляризованного света I может быть представлена как сумма интенсивностей естественного света Io и полностью поляризованного Ip. Тогда для степени поляризации имеем
p = Ip / (Io + Ip).
Поляризационный анализ сводится к определению интенсивностей при разных положениях поляризационного анализатора. По формулам Пикеринга
________
p = √ po2 + p452
tg 2αo = p45 / po,
где
Iα – Iα+ 90
pα = ───────, α = 0°, 45°.
Iα + I α+ 90
Порядок выполнения работы:
1) Загрузить FAR
2) Обработка поляриметрии ведется в директории POLAR3
3) Все файлы, необходимые для определения поляризации, прошедшие предварительную обработку (bias, dark, суммирование), размещены в директории PHOT0703 в поддиректории с именем исследуемого объекта.
4) Из поддир., соответствующей дате наблюдений, где есть файлы в поляриметрической моде, - ~X. fts и ~Y. fts, скопировать их в поддир. POLAR3, не меняя имена (если одна пара наблюдений в дату). Если в данную дату таких пар несколько, например Х1.fts...Xn. fts и соответственно Y, то при копировании каждой пары убрать в имени цифру.
5) Встать курсором на файл ~X. fts, нажать ENTER.
Появляется картинка (поле) на мониторе, где каждая звезда
представлена в виде двойного изображения (после прохождения
потока света через пластину Савара).
6) Включить NUMLOCK!
Используя правую клавиатуру (назначение клавиш описано
справа от «картинки») максимально точно совместить белые и
красные кружки. Запомнить или выписать параметр angle.
7) Если все правильно, нажать SPACE (пробел).
8) Аналогично ~Y. fts
Из ~.fts - файла получаются 2 файла: имя объектаXs. dat
имя объектаXs. hdr.
9) Структура файлов ~X. dat:
X, Y, X, Y, произв. пар-р ошибка, величина угол
координаты велич. поляриз. расщепления
в пикселях
10) Из файла angle.dat выписать значения углов, на которые
повернута камера. Эти значения должны совпасть с параметрами
angle.
11) В командной строке запустить
PolparX.bat Имя объекта (без X, Y и расширения)
Программа запрашивает правильность выбора угла. Он должен
совпадать с данными из angle.dat.
12) После работы программы получаются 2 файла:
Имя объектаPPPx – для самого объекта
Имя объектаPxall – для объекта и стандартов.
Структура файлов:
JD, зв. вел., p, ошибка, α, ошибка, fwhm
13) Повторить пункты 4-12 для следующей даты (пары) наблюдений,
при этом результат дописывается автоматически в файлы
Имя объектаPPPх
Имя объектаPxall
14) Создать и распечатать таблицу РРРх для объекта и одного из
стандартов.
15) Построить зависимость степени поляризации р от даты JD
для объекта и одного из стандартов. Такой же график для α.
