Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 60
Текст из файла (страница 60)
Расчет линзы Фабри и ее расположения в фото- метре проводится по следующим формулам: минимальный радиуо г линзы Фабри г р+! Й)Р, где р — радиус наибольшей из рабочих диафрагм фотомегра, ( — расстояние от диафрагмы О до линзы Фабри (задается), И вЂ” радиус объектива (главного зеркала) телескопа, Р— фокув- ное расстояние объектива (эквивалентное фокусное расстояние), расстояние з от линзы Фабри до фотокатода ФЭУ а(с+О й где о — радиус рабочей площадки фотокатода ФЭУ (оценнвается приближенно). Фокусное расстояние линзы Фабри а(Г+() о (г'+ 1) у= Р+(+ "'" у й+ Для фотометрии исследуемого объекта в различных участках спектра используются светофильтры С, вводимые поочередно в световой поток, падающий на ФЭУ.
Для проведения наблюдений в системе, близкой к РВУ, при использовании ФЭУ с сурьмяноцезиевым фотокатодом применяют светофильтры ЖС-18, СС-5, УФС-6. При использовании ФЭУ с мультищелочным фотокатодом ко всем трем фильтрам необходимо добавить светофильтр СЗС-21.
Конструктивно блок светофильтров может представлять собой диск, сектор или линейку с набором светофильтров. Методика электрофотометрических наб л ю д е и и й. Электрофотометрические наблюдения дают большую точность в том случае, если имеется возможность вычислить все необходимые поправки, наиболее существенной из которых является точный учет атмосферного поглощения — экстинкции. Поэтому электрофотометрические наблюдения можно проводить лишь в ночи с хорошей прозрачностью, когда не видно следов облаков, тумана или цирусов. Для стабильной работы аппаратура должна включаться на прогрев примерно за час до наблюдений, при этом на ФЭУ подается полное рабочее напряжение. Для устранения потоков воздуха из павильона, которые могут создавать дополнительное дрожание фокального изображения звезды, рекомендуется не менее, чем за час, открывать купол (откатывать крышу) павильона для выравнивания температуры воздуха снаружи и внутри.
При наблюдении переменной звезды прежде всего необходимо выбрать в ближайших окрестностях две заезды сравнения различного блеска, так, чтобы одна была несколько ярче, другая немного слабее переменной. Более яркая звезда обычно обозначается буквой а, более слабая — Ь, переменная — буквой о. Чтобы облегчить вычисления и избежать введения цветового коэффициента при вычислении экстинкции, звезды сравнения необходимо подбирать близкие по спектральному классу к исследуемой звезде. Наблюдения переменной звезды в трех фильтрах (У, В, У) производят по следующей схеме: эталон, темновой ток, звезда а в фильтре У, звезда а в фильтре В, звезда а в фильтре У, фон неба около звезды а в фильтрах У, В и У, переменная о в фильтре У, а в фильтре В, ош фон неба около переменной в фильтрах У, В и У, звезда Ьр, Ьз, Ьц, фон У, В, У, переменная пю ов, оп, фон У, В,У,аюаз,ац, фонУ,В,У, оюоэ, льфонУ,В,(/ит.
д. Отсчет переменной в трех фильтрах и фона неба около нее чередуется с поочередными отсчетами эвезд сравнения. Через 3 — 5 измерений переменной звезды измеряется радиоактивный эталон и темновой ток. Во время наблюдений в журнале или на ленте самописца необходимо отмечать название переменной звезды,число, месяц, год, время начала наблюдений, соответствующие первому отсчету звезды, и затем отмечать на ленте самописца через каждые 10 минут (в случае равномерной протяжки ленты самописца). При пользовании стрелочным регистрирующим 297 прибором илн прибором с цифровой индикацией необходимо отмечать время момента наблюдения каждой звезды в каждом фильтре с точностью до О,! мин.
Далее в журнале или на ленте записывается поправка часов, параметры аппаратуры: напряжение питания ФЭУ, положение переключателей чувствительности, номер или диаметр используемой диафрагмы, название фильтров при отсчетах звезд и фона и, наконец, состояние неба н фамилии наблюдателей. Об р а 6 от к а зле ктр о фото м ет р и ч ее к и х н абл юде н и й. Исходными данными, получаемыми в процессе наблюдения, являются: отсчеты при наведении на звезду вместе с фоном неба через соответствуинцие фильтры, отсчеты фона неба через те же фильтры, моменты времени, соответствующие отсчетам звезд.
Отсчеты звезд для каждого фильтра измеряются миллиметровой линейкой на ленте самопишущего прибора относительно уровня отсчета фона неба с теми же фильтрами. В случае применения стрелочного прибора или прибора с цифровой индикацией берется разность отсчетов звезды в фильтре на уровне фона и уровня фона неба в том же фильтре. Результаты наблюдений желательно записывать в следующей форме: Звезда; Тл, Я; й соз й соа г; М (г); л; !я л; лз'; ЛМ (г); Ьл; Авк Ьж гп; Я, где Тд — декретное время момента наблюдения звезд,  — местное звездное время наблюдения звезд, ( — часовой угол звезд в момент наблюдения, соз г — значение его косинуса, г — зенитное расстояние звезды в момент наблюдения, М (г) —.воздушная масса, соответствующая данному г, а — отсчет звезды в миллиметрах в соответствующем фильтре (по ленте относительно фона) илн в делениях шкалы за вычетом фона (в случае стрелочного прибора), из — значения отсчетов звезды в звездных величинах для соответствующих фильтров в системе инструмента без учета атмосферной экстинкции, ЬМ (г) — разница воздушных масс, проходимых светом от звезды сравнения и переменной, Ьлг— поправка для приведения звезды сравнения на место переменной, Ьт — внеатмосферная разность звездных величин звезд сравнения и переменной в системе инструмента, Лей — усредненное значение этих разностей для соответствующих фильтров, ) Р— юлианская дата момента наблюдения переменной через соответствующий фильтр с учетом поправки на приведение к центру Солнца, ф— фаза колебания блеска (для периодических звезд).
При обработке наблюдений понадобятся также географические координаты места наблюдения: Х вЂ” долгота н <р — широта; экваториальные координаты переменной звезды и звезд сравнения для момента наблюдений (каталожные а учетом прецессии).
Прежде всего по обычным формулам сферической астрономии вычисляем зенитные расстояния н по таблицам Бемпорада находим М (г). й98 Следующий этап обработки — вычисление звездных величин. Сначала находят значения1ял и умножением на — 2,5 находят пр', которую необходимо освободить от атмосферного поглощения.
Для этого надо найти коэффициент экстинкции для каждого цвета: й», йв, Ац (см. 9 5 гл. 111). Средний коэффициент экстинкции может быть определен графически или способом наименьших квадратов. При графическом способе строится график зависимости т' для каждого фильтра от соответствующих значений М (г) для каждой постоянной звезды. По полученным точкам проводится бугсрозскал прямая, тангенс угла наклона которой к оси абсцисс есть коэффициент экстннкции п й = (ц)) = —. (4.10) -йдд бМ (г) ' -йдд Пример построения такого -йй~ графика для желтого фильтра -дэа приведен на рис. 133. Экст- 44д ) .В раполяция бугеровской пря- дрд ! мой до значения М (г), рав- (а 18 1Ф 16 (Ф 40 ДЯ ного нулю, дает внеатмосфер- мй! ное значение блеска звезды рц гзз грдфцц цдд ддрццдддддд дддффц.
с данным фильтром в системе ццедтд вцрцдднцдд. инструмента. Этот метод определения коэффициентов экстинкции может быть успешно применен в том случае, если прозрачность атмосферы не зависит от азимута наблюдаемой звезды. Наличие азимутального эффекта легко проявляется при построении графиксв зависимости т' от М (г) в явной кривизне бугеровских линий. Такая неравномерность в прозрачности атмосферы обычно вызывается местными топографическими условиями. При наличии азнмутального эффекта использование средних коэффициентов зкстинкции может привести к существенным ошибкам. В этом случае необходимо провести длительную серию специальных наблюдений для построения подробной кривой зависимости й от азимута для различных г. Для учета поглощения света в атмосфере в этом случае необходимо использовать мгновенные значения коэффициента экстинкции.
Использование среднего коэффициента экстинкции даже при хороших климатических условиях может привести к заметным ошибкам в измерениях блеска звезд. Поэтому при обработке наблюдений желательно пользоваться мгновенными (относящимися к данному моменту времени наблюдения исследуемой звезды) значениями коэффициента экстинкции, требующими, однако, знания точных внеатмосферных звездных величин в системе инструмента. При отсутствии азимутального эффекта нахождение мгновенных значений коэффициента экстиикции можно проводить по методу, предложенному проф.
В. Б. Никоновым. Для этого 999 (4.1 !) при составлении программы наблюдений выбирается вспомогательная стандартная звезда, близкая по спектральному классу к звездам сравнения, которая наблюдается совместно со звездами сравнения и переменной. Описанной ранее методикой (графически или способом наименьших квадратов) определяются приближенная внеатмосферная звездная величина тО вспомогательной (стандартной) звезды и приближенные значения коэффициентов экстинкции )г' (1) для каждого фильтра из уравнений тО + Й (1) М (г) = т (г, 1). Отсюда следует, что (4.12) где т (г, !) — звездная величина стандартной звезды, не исправленная за атмосферное поглощение, ! — момент наблюдения, я (!) — точное значение коэффициента экстинкции, соответствующее моменту времени 1, т, — точная внеатмосферная величина стандартной звезды в системе инструмента, бт, = и, — тО— величина ошибки в определении точного значения внеатмосферной звездной величины стандартной звезды.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
