Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 61
Текст из файла (страница 61)
Далее, пользуясь полученным приближенным значением коэффициента экстинкции я' (1), можно по формуле вида (4.11) и учитывая (4.12) записать приближенные внеатмосферные значения звездной величины для звезды сравнения а: тО, = т, (г„1„) — А' (1,) М (г,) =— =т,(г„8,) — /г(1,)М(г,) — м О М(г„) М (г) = и, (г„8,) — й (1,) М (г,) — т) бт„(4.13) где т) =М (г„)/М (г) — отношение воздушных масс, проходимых светом от звезды сравнения и стандартной звезды, отнесенных к одному моменту наблюдений, т. е.
М (г) — воздушная масса, которая относится к стандартной звезде в момент наблюдения звезды сравнения а. Необходимо заметить, что стандартная звезда должна выбираться таким образом, чтобы значение возможно больше менялось во время наблюдений, т. е. эти звезды должны быть на существенно разных зенитных расстояниях. Из уравнения (4.!3), учитывая формулу (4.1!), можно получить тэа = та а + 1!бтО. (4.1 4) Имея ряд таких уравнений из всех имеющихся наблюдений звезды сравнения и стандартной звезды, можно способом наименьших квадратов определить внеатмосферную звездную величину звезды сравнения в системе инструмента тО, и ошибку Ьт, в первоиа- 300 аа ~( ~а (г () ~а а М (г) (4.15) получить мгновенные значения коэффициента экстинкции й (() для каждого момента наблюдений (.
При использовании радиоактивного эталона для исключения влияния нестабильности работы аппаратуры все измерения блеска звезд могут быть выполнены относительно этого эталона по фор- муле т(г, () — и„- — 2,5!й а~ (2 () ам (4.16) После вычисления коэффициентов экстинкции приступают к вычислению ЛМ (г) — разности воздушных масс, проходимых светом звезды сравнения и переменной: ЛМ (г)а = М (г„) — М (г„), ЛМ (г)ь = М (гь) — М (га) (4.17) для каждого фильтра. Так как берется разность воздушных масс переменной относительно обеих звезд сравнения, то для каждого значения звездной величины переменной звезды в соответствующем фильтре получается по два значения ЛМ (г) с разными знакамн.
Зная величины ЛМ (г), йю йз и йц, определяют поправки бтю бтз, бтц, которые необходимо ввести в соответствующие отсчеты т, т„тэ звезд сравнения для приведения их на место переменной: бт = й ЛМ (г). (4. 18) Приведение звезды сравнения на место переменной осуществляется вычитанием полученных поправок бт с их анаком из соответствующих значений и' звезд сравнения. Из полученных значений т, звезд сравнения вычитаются значения блеска переменной т' и получается знеатмосферная разность Лт звездных величин звезды сравнения и переменной. Так как мы измеряли блеск переменной звезды относительно двух звезд сравнения, то у нас получились два значения Лт для каждого цвета.
Отсчет переменной должен выражаться в конечном счете относительно одной из звезд сравнения, обычно яркой; поэтому отсчет относительно второй звезды необходимо перевести в отсчеты относительно первой Для этого пользуются следующей схемой вычислений: а — и — (а — э) + (й — и). (4,19) 301 чальном определении внеатмосферной звездной величины стандартной звезды. Определив таким образом значения т„ и т„ можно по фор- муле Средняя внеатмосферная разность в звездных величинах (а — Ь) между звездами а и Ь в соответствующих фильтрах определяется следующим образом. Находятся все разности между гп,„и тм в соответствующих фильтрах, которые суммируются и делятся на количество разностей. В результате вычислений по формуле (4.19) н ранее полученным значениям Лт относительно звезды сравнения а для каждого момента времени получаются два близких значения цгп.
Беря из этих значений среднеарифметическое, получим Лт — средшою разность звездных величин звезды сравнения а и переменной. В заключение этого параграфа хочется еще раз подчеркнуть, что описанная методика обработки электрофотометрических наблюдений является простейшей н пригодна только в случае близости звезд по спектральному классу, так как при вычислении коэффициентов экстинкции не использовались поправки, учитывающие разность цвета звезд. В большинстве случаев удается подобрать звезды сравнения, близкие по спектральному классу к переменной, иногда даже в ее ближайших окрестностях, особенно при фотометрии слабых звезд, В случае, если спектральные классы звезд отличаются друг от друга более чем на 0,5 спектрального класса, необходимо уже учитывать поправку из-за разницы в цветах звезд.
Полученные значения блеска переменной звезды в системе инструмента уже пригодны для построения кривой изменения блеска н ее анализа. Перевод фотометрической системы инструмента в систему УВ$' осуществляется путем наблюдений звезд электрофотометрического стандарта. Для разных сезонов можно рекомендовать следующие стандарты: звездные скопления 1С 4665, Ясли, Гиады (Приложение У1), в которых необходимо измерить блеск звезд разного спектрального класса и звездных величин. Для определения коэффипиента экстинкции во время наблюдений необходимо вести непрерывный ряд измерений блеска одной из звезд стандарта на разных зенитных расстояниях.
Перевод в систему УВЫ полученных значений блеска звезд в системе инструмента после вывода их за атмосферу по описанной выше методике осуществляется по формуле гпм — гло и -~- Ьгло+ сС, где им — звездная величина данной звезды стандарта в системе К В или У; и, — внеатмосферная звездная величина той же звезды нри наблюдении через соответствующий фильтр (фиолетовый, синий или желтый) в системе инструмента, а — член, определяющий нуль-пункт системы отсчета шкалы звездных величин, Ь— коэффициент, определяющий масштаб звездных величин в системе инструмента, с — коэффициент, определяющий цветовую близость системы инструмента к системе УВУ, С вЂ” цветовой эквивалент системы инструмента.
По всем полученным измерениям 302 звезд стандарта строится система нормальных уравнений и методом наименьших квадратов получают значения коэффициентов а, Ь, с. Подставляя значения блеска вйо звезд сравнения и переменной звезды в формулу тиар —— то + а+ Ьто+ ОС, полУчают значение блеска л2пву этих звезд в системе 1222'У'. Эл е кт р ос п е к т р о фо т о м е т р и ч е с к не н аб л ю д е н и я з в е з д. Простейший электроспектрофотометр может. быть создан на базе электрофотометра следующим образом.
Перед объективом телескопа устанавливается призма того же диаметра, которая разлагает в спектр фокальное изображение звезды. В фотометре вместо диафрагмы устанавливается щель, желательно с зеркальными щечками для обеспечения возможности гидирования по спектру, и с помощью редуктора осуществляют медленное равномерное движение телескопа от синхронного мотора по одной из осей, удобнее по склонению.
В этом случае призма устанавливается перед объективом таким образом, чтобы ее дисперсия была направлена тоже по 6. Оптическая и блок-схема тако~о электроспектрофотометра представлена на рис. 134. В срб Рис. 121. Блок. схема алектроспектрофотаметра с объектианой призмой. и — приама, Об — объектна телескопа, Ок — окуляр, Зле в аталон, Зе†затвор. Ф вЂ” линза Фабра, ٠— щель, 2 препусилитель, 2 — усилитель, 2 — самописеп. а — питание ФЭУ. Окуляр Ок позволяет гидировать телескоп по спектру, отраженному от щечек зеркальной диафрагмы. Контроль за ведением телескопа может осуществляться и с помощью гида, но в таком случае он должен быть повернут относительно главной трубы на угол преломления призмы.
Существенным недостатком данного электроспектрофотометра в случае использования телескопарефрактора является ухудшение разрешения в ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра вследствие хроматической аберрации объектива телескопа. Этот недостаток, однако, не исключает возможности использовать прибор для изучения распределения энергии в спектрах звезд и исследования сильных линий и молекулярных полос, так как в процессе обработки наблюдений происходит сравнение монохроматических участков спектров исследуемой и стандартной звезд, а спектр последней в такой же мере искажен хроматической аберрацией. Для электроспектрофотометрического исследования протяженных объектов необходимо уже использовать щелевые спектрометры, где изобра- 303 жение объекта строится телескопом на входной щели. По своей конструкции спектрометр напоминает спектрограф, у которого вместо фотопластинки установлена выходная щель.
Оптическая же и блок-схема спектрометра аналогична приведенной на рис. 134, Смещение (сканирование) спектра по щели может быть осуществлено поворотом призмы или дифракционной решетки. Наиболее удобными являются конструкции спектрометров с вогнутыми дифракционными решетками, которые не требуют дополнительной оптики — коллиматора и камеры„являющейся необходимым элементом в призменных или дифракционных спектрометрах с плоской решеткой.
Использование линзовой оптики для коллимации светового пучка и построения спектра на выходной щели может также ухудшить спектр ввиду наличия хроматической аберрации и в идеальном случае требует дополнительной коррекции аберрации синхронно с учетом поворота диспергирующего элемента. Существенным недостатком фотоэлектрического сканирования спектров является то, что отдельные элементы спектра регистрируются неодновременно, а это при неустойчивой прозрачности может служить источником трудно учитываемых ошибок.
Поэтому электроспектрометрические наблюдения должны обязательно проводиться в хорошую устойчивую погоду или должна быть использована компенсация, учитывающая изменение прозрачности атмосферы. М е то д и к а э л е кт р о с п е кт р о ф от о м е т р и ч еских наблюдений и их обработки. При электраспектрофотометрических наблкдениях звезд распределение энергии в спектре исследуемой звезды сравнивается с распределением энергии в спектре стандартной звезды, что позволяет устранить влияние системы инструмента на истинное распределение энергии в спектре исследуемой звезды и получить это распределение энергии в абсолютных энергетических единицах.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
