Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 57
Текст из файла (страница 57)
Из степенной шкалы имеем разность блесков Ь вЂ” а„а из данной опенки этот же интервал равен р + а. Тогда блеск переменной звезды о, который мы оценивали, вычисляется по формуле » — а о=а+ р. Р+Ч Поясним это примером. Оценка сЗо2д вычисляется в приведенной выше шкале так: о=9,2+ ' ' 3 12,9.
15,4 — 9,2 з При этих вычислениях большую пользу приносит логарифмическая линейка. в) Уравнивание шкал. Еслидлярядазвездсравнения известны звездные величины, то можно «привязать» к ним степенную шкалу, установив, чему равна величина степени з, и перевести блеск наблюдавшейся звезды в звездные величины. Делается это так. Считая, что зависимость между степеннбй шкалой и шкалой звездных величин линейная, пишем для каждой звезды уравнение гп» = шо +»р» в 'котором то (нуль-пункт звездных величин) и з (величина степени) — неизвестные, подлежащие определению. Система п уравнений решается по способу наименьших квадратов, определяются ?ла и з, после чего они подставляются в исходное уравнение лт =я?о+Р з и по величинам р» вычисляются для каждой звезды «исправленные» значения звездных величин звезд сравнения.
П р и м е р. заля группы звезд сравнения получена степенная шкала блесков р. Некоторые из звезд сравнения имеют каталожяые звездные величины т««ат. Приводим нх в следующей таблице: нат тане Разность Урааненае Заезда 7,62 8,13 8,32 8,52 8,84 9,18 9,68 0,0 5,7 8,3 1 1,! 15,6 Ю,'3 27,2 а Ь с с! е й — 0,005 — 0,01 — 0,02 +О,!2 — 0,05 то+ 57з = 8,!7 то + 8,3« = 8,33 то+!13» = 854 то + 15,6» = 8,72 то+ 27,2з = 9,73 8,!7 8,33 8,54 8,72 9,73 1!ормальные уравнения имеют вид бто+ 69,9» = 43,49, 69,9то+ !207,?9» = 6!1,19.
Их решение таково: то == 7,72, а = 0,0?2!. Формула для вычисления «исправленных» звездных величии по данным степенной шкалы. т = 7,72+ 0,072!р. По ней нычислены звездные величины «ламм Более подробное описание способов обработки наблюдений и тех систематических ошибок, которыми эти наблюдения отягощены, можно найти в следующих книгах: Ц е с е в и ч В, П. «Переменные звезды н их наблюдения» (Мл Наука, 1980) и «Методы исследования переменных звезд» (М.! Наука, 197!). г) Оценка блеска очень ярких объект о в.
Может оказаться, что надо определить блеск такого объекта, который ярче всех звезд сравнения, например, определить блеск Венеры, (Онитера или полной Луны. Как поступить в этом случае? Один из способов состоит в наблюдении светила при помощи перевернутого бинокля нли телескопа. Если направить оптический прибор окуляром вперед, а обьектиаом к наблюдателю, то мы увидим звездоподобное ослабленное изображение объекта, даже Луны. Мы оцениваем тогда блеск этого изображения по 284 сравнению с блеском соседних звезд, рассматриваемых невооруженным глазом. Для вычислений нам надо знать, насколько ослабляет блеск светила перевернутый инструмент. Для этого надо пронаблюдать также блеск какой-либо яркой звезды, для которой известна звездная величина, например, Веги.
Таким образом, мы определим ту «поправку», которую надо придать к вычис- l ленному обычным путем блеску. Второй способ связан с изготовлением простого прибора— «шарикового фотометра» (рис. 126). На планке длиной 1 — 2 м укрепляется поперечная перекладина, ,ю $" на которой устанавливаются не- ш, сколько блестящих шариков различных размеров (вполне пригодны шарики из подшипников). На втором конце устанавливается дноптр О.
Поместив прибор на простой подставке, располагаем его таким образом, чтобы шарики ° Э были видны сквозь диоптр на фоне полярной области звездного неба. От каждого шарика мы увидим отраженное, звездообразное, ослабленное изображение Луны. На- Рис. 126. Устно«ство шарикового фо бЛЮДЕНИЕ СОСТОИТ В СРаВНЕНИИ ПРИ тоивтра. Ш„Ши ..., Ша — баестящне помощи любого метода блеска этих шарики, Π— диоитр. изображений с блесками окрестных звезд. Особенно полезен этот простой прибор при наблюдениях общего блеска Луны во время лунных затмений.
Для этого и берется несколько различных шариков,так как во время полного затмения Луны амплитуда колебаний общего блеска очень велика. Хотя ослабление изображений можно вычислить по формуле С = — 2,5!й —,, рка аа а где р — коэффициент отражения поверхности шарика, Я вЂ” его радиус, а Ь вЂ” расстояние шарика от глаза наблюдателя, «фото- метр» приходится еще градуировать по наблюдениям отражений блеска от очень ярких объектов. При наблюдениях с несколькими шариками ряды оценок надо связывать между собой повторными измерениями различных изображений. Можно вместо визуальных наблюдений производить фотографические. Тогда вместо диоптра на нижнем конце продольного шеста помещают фотоаппарат и с его помощью снимают «лунные изображения» совместно с фоном полярной области неба.
28Ь Вполне естественно, что при этих наблюдениях надо учитывать атмосферную экстинкцию, для чего необходимо попутно апре. делять коэффициент атмосферной прозрачности по звездам. й 18. Основы фотографической фотометрин небесных светил О яркости или блеске небесного светила можно еудить по почернению его изображения, получающегося на фотографическом снимке. Мерой служит оптическая плотность изображения. Для ее определения рассматривают снимок в проходящем свете. Тогда, если ро — интенсивность излучения, упавшего на нега- Ю тив, а г" — интенсивность дэ прошедшего сквозь него излучения, оптическая плотность определяется формулой г.э Р= 1я — '. р де Фотографический процесс обладает рядом особенностей. Пусть при экспонировании пластинки на нее упало количество света, равное И. После проявления и фиксирования мы получаем сни- Ю мок, на котором образовалось ДЭ ДЕ 7Д йс ЕЕ С ЕД ИЗОбражение, имеющее по- И чернение Р.
Если на снимке Рис. Рйт построение керектернстикеской получены изображения не- кривой. скольких объектов, харак- теризующихся различными значениями Н, то эти изображения будут иметь различные почернення Р. Откладывая эти величины на графике, как показано на рнс. 127, мы получим характеристическую кривую данной фотопластинки. На ней можно выделить три участка.
Левый нижний, искривленный участок, соответствует таким изображениям, плотность которых мала; это область недодержек. Правый, верхний участок соответствует очень большим плотностям, изображения передержаны; этот участок также искривлен. Средняя часть прямолинейна. Это область нормально выдержанных изображений. Продолжая этот прямолинейный участок вниз, до пересечения о осью 1дН, мы получим угол наклона а. Величина у = 1п «й называется градиентом плотности или коэффиииентом контрастности эмульсии. Это одна из основных характеристик фотографической эмульсии. Если коэффициент контрастности велик, то это означает, что характеристическая кривая идет круто и малому изменению интенсивности излучения соответствует большое измене- 286 ние плотности почернения; такие эмульсии наиболее пригодны для фотометрических целей. Вторая величина характеризует чувствительность эмульсии.
Это величина Н,, при которой продолжение прямолинейной части характеристической кривой пересекает горизонтальную ось. Чем левее расположена эта точка, тем чувствительнее данная эмульсия. При получении большинства астрономических снимков надо испольэовать фотоматериалы возможно большей чувствительности, Третье свойство фотографической эмульсии связано с влиянием увеличения экспозиции на повышение плотности изображения. К. Шварцшильд открыл одно важное явление. Допустим, что мы будем фотографировать объекты, обладающие различной интенсивностью излучения, с различными экспозициями, и будем добиваться такого результата, чтобы плотность изображений была одинаковой.
Тогда должно быть справедливым уравнение ЕР = постоянной, где Š— освещенность, ~ — время экспозиции, а р — коэффициент Шварцшильда, который меньше единицы. Чаще всего он равен 0,8 — 0,9. Это означает, что для повышения проницающей способности снимка на одну звездную величину нужно увеличить экспозицию не в 2,512 раза, а примерно в три и более раз. Особое значение этот закон Шварцшильда имеет для фотометрии метеоров, Метеорные изображения получаются с малыми экспозициями, так как метеор летит очень быстро и все явление длится доли секунды. Сравнивая почернение метеорного изображения с почернениями изображений звезд, можно судить о блесне метеора. Если снимок получен неподвижной камерой, то изображения звезд — длинные дуги, вытянутые вдоль суточных параллелей.
Измерив почернения и зная звездные величины звезд, можно построить характеристическую кривую снимка. Однако тут мы должны учитывать закон Шварцшильда, так как изображения метеора и звезды получены при разных экспозициях. Для применения закона Шварцшильда надо знать угловую скорость движения метеора и заранее определить опытным путем коэффициент р. Фотометрическое изучение негатива, на котором получены изображения протяженных объектов или метеора, требует применения специальных приборов, измеряющих почернения — микро4отометдоэ. Если метеорный снимок калибруется по звездным изображениям, то для калибровки других снимков надо заранее получать на них калибровочные шкалы.
Для этого на пластинке получают изображения нескольких источников света, у которых известны яркости; по получившимся почернениям строят характеристическую кривую. Гораздо доступнее для любителя астрономии получение и изучение снимков звездных полей, производимых при помощи широкоугольных астрографов. 287 На таком снимке обычно получаются изображения нескольких переменных звезд. Самые простые оценки фотографического блеска по любому из методов дают возможность исследовать эти переменные звезды, если серия снимков достаточно велика. При этом наблюдатель получит и степенные шкалы блеска звезд сравнения.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
