Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 63
Текст из файла (страница 63)
Можно измерения производить и при наличии одного микроскоп-микрометра. Он даст нам только одну координату. На худой случай, надо увеличить снимок спектра в несколько раз фотографическим путем н измерять координаты, накладывая линейку. Конечно, в этом случае измерения будут иметь меньшую точность. На изображениях спектров звезд нужно измерить расстояния между отождествленными спектральными линиями. Для этого координатную ось а надо установить вдоль направления дисперсии призмы, т. е. перпендикулярно к суточной параллели. Подобные измерения дадут возможность построить дисперсионную кривую призмы и выразить ее дисперсионной формулой. Для отождествления лучше всего выбрать такие звезды, которые имеют водородные линии, т. е.
звезды спектрального класса А. Чем больше линий мы отождествим, тем более надежный результат получим. П р и м е р. С. Н. Блажко, изучая спектр метеора, пролетевшего 12 августа 1907 г., смог отождествить в спектрах звезд водородные линии Нр, Нт, Не, Ни, Н! и Нтг Наведение микроскопа на изображения этих линий дали для пяти звезд значения координаты х, приведенные в табл. Х!Х. Таблица Х1Х № ввввдм Линии ъп х!и хп! !х и1 0,7710 0,5818 0,4686 0,3956 0,3466 1,3362 1,1530 1,0406 0,9687 0,9218 0,8888 3,4276 3,2488 3,1393 3,0669 3,023! 2,9897 1,2606 1,0761 0,9635 0,8915 0,8432 0,8093 1,6142 1,4278 1,3166 1,2456 1,! 945 1,1656 нв н„ нь в!е н! нп 0,5127 3,1811 1,0841 1,0070 1,3597 Среднее х1п х1ч и! 1х чп Ливии 4861,6 4340,5 4102,0 3970,3 3889,2 3835,5 0,2530 0,0686 — 0,0432 — 0,1153 — 0,1631 — 0,1946 0,2521 0,0689 — 0,0435 — 0,1154 — 0,1623 — 0,1953 0,2583 0,0691 — 0,0441 — 0,1171 — 0,1661 0,2465 0,0677 — 0,0418 — 0,1142 — О,!580 — 0,1914 0,2536 0,069! — 0,0435 — 0,1155 — 0,1638 — 0,1977 нз н„ не Нв н! Нч 0,2545 0,068! — 0,043! — 0,114! — 0,1652 — 0,194! Мы видим, что отсчеты систематически смещены для каждой звезды, так как звезды занимали на пластинке различные положения.
Чтобы сделать данные о различных звездах сравнимыми, мы вычислили средние значения в каждом столбце и вычислили разности по отношению к средним. В табл. ХХ указаны зтн разности. Мы видим, что они более сходны. Затем взяты средние значения, которые обозначены через х.
Таблица ХХ Таблица ХХ! Лнннн 0,2530 0,0686 — 0,1946 4861,6 4340,5 3835,5 Были выбраны три спектральные линии. Использовалась дисперснонная с формула 1р = й + =. Подставляя сюда указанные выше числа, мы полу. А — х чнм численное ее решение. Постоянные неизвестные в ней оказались равными йо = 1675 А, й = 1,1944, с = 3000,2, Полученная формула была проверена по всем наблюдениям. Ход втой про. верки можно видеть в табл.
ХХП. Таблица ХХ!1 Ф вЂ” я) х — х,= =ах, х ннн Отклонения хотя и малы, но имеют систематический ход. Формула может быть улучшена по способу наименьших квадратов по формуле поправок: где Ыо, Лс и Лй — неизвестные, подлежащие определению поправки коэффициентов. При вычислении коэффициентов условных уравнений в них подставляют приближенные значения неизвестных, найденные в первом приближении. Соответствуккцие вычисления дали такую систему шести условных уравнений: Л1ро + 1,06Лс — 337868 = — 0,4, ЛЛ + 0,89Лс — 2372Лй = +0,6, Лйо+ О,ВИс — 1963ЛГг = +2,8, ЛЛо+ 0,76Лс — 174ИЙ = +4,5, Л1го+ 0,74Лс — 1635ЛЛ = +4,1, ЛЛо + 0,72Лс — 1555Лй = +0,5.
Затем быки вычислены нормальные уравнения: 6Ыо+ 4,98Лс — 12 644ЛА = 12,1, 4,98Л7ро+ 4,22Лс — 10934ЛД = +9,2, — 12644Лйр — 10934Лс+ 29 012 96ВЛй 20 884. Дальнейшая задача состояла в том, чтобы связать разности Я с длинамк волн спектральных линий. В табл. ХХ! показано, как это делаетси. Отсюда находятся поправки: ЛЛ« = +6,!8, бе = +2,16, йй = +0,00236 н окончательная дисперсионная формула имеет вид Л = 1680,2+ 3002,4 1, 1968 — л Относительно втой формулы вычислены отклонения, приведенные в последнем столбце предыдущей таблицы. Имеется некоторый систематический ход, который лежит в пределах ошибок наблюдений. Его можно объяснить также тем, что использованная формула, являясь интерполяциониой, не представляет с достато шой точностью положения спектральных линий.
Часто пользуются дисперсиоииой формулой вида Л= Ла+ ~й — х)о Однако определение ее коэффициентов производится гораздо сложнее. Так кан в нашем случае ошибки лежат в пределах точности измерений, полученная формула нас вполне удовлетворяет. Теперь надо приступить к обработке спектра метеора. Спектр метеора также должен быть измерен. Здесь поступают следующим образом.
Если измерения ведутся на машине, позволяющей делать отсчеты по двум взаимно перпендикулярным координатам, то задача решается просто. Измерения ведутся совместно с описанными измерениями координат спектров звезд. В таком случае одна из осей координат уже установлена в направлении дисперсии призмы. Не нарушая этой ее установки, наводят микроскоп на спектр метеора и в нескольких местах производят «разрезы» спектра метеора.
Измеряют координаты «ярких», на снимке черных, линий спектра метеора. Если же имеется микроскоп-микрометр, позволяющий измерять только одну координату, то дело осложняется. Мы вынуждены устанавливать спектр метеора <поперек» направления отсчета. Тогда, измерив расстояния между линиями (координата С), мы должны еще определить и угол у, который составляет спектр метеора со спектрами звезд. Чтобы получить расстояния линии вдоль дисперсии приза«ы (координата В), придется применить формулу В = С вес тр, где через В обозначены нужные нам разности координат спектральных линий в направлении дисперсии призмы, а через С— измеренные разности расстояний между ними «поперек» метеора. Так же приходится поступать и при измерении увеличенного снимка линейкой. Определив координаты х, можно приступать к использованию дисперсионной формулы.
Так как в составе метеорного вещества всегда есть кальций, спектр которого очень интенсивен, то в фиолетовом конце спектра обычно видны две яркие линии Н и К ионизованного каль- 310 пия. Их легко узнать и они дают возможпосгь решить задачу. Близкий «дублет» интенсивных лкний всегда резко выделяется на фоне всего спектра. Мы можем принять одну из этих линий за начало координат, вычислить все расстояния от нее и затем с помощью дисперсионной формулы вычислить длины волн остальных линий.
П р и м е Р. С. Н. Блажко в результате измерения спектра метеора на двух- координатной машине, у которой ось В была установлена в направлении дисперсии призмы, получил следующие данные о координатах спектральных линий в различных частях метеора (табл. ХХ!1!): Таблица ХХ1П Интен- еинноеть № нинин 2,0092 2,0730 2,1959 2,2790 2,3470 Координата А направлена перпендикулярно к дисперсии призмы. В таблице указаны значения координаты В для разных линий, в разных участках траекторий метеора. Пренебрегая влиянием дисторсии,образуем из зтях измерений средние данные о спектре метеора.
Для итого надо привести все измерения, сделанные при разных значениях А, к одному из нях, например, к данным первого столбца. Из приведенной выше таблицы были выбраны данные о пятя общих линиях. Они приведены в табл. ХХ1Ч. Таблица ХХ!Ч Координата В 3 6 10 12 15 1,9186 2,0332 2,1167 2,1875 2,0092 2,0?30 2,1959 2,2790 2,3470 1,8808 1,9496 2„0742 2,1570 2,2252 1,9108 1,9782 2,1015 2,1824 2,2540 1,9483 2,0130 2,1366 2,2157 2,1ф)~ Среднее 2,019! 2,0574 2,!204 2,0854 3!1 ! 2 3 5 6 7 8 Я 1О 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 1,8285 1,8444 1,8585 1,8935 1,9!36 1,Я280 1,9665 1,9854 2,0332 2,0725 2,1167 2,1364 2,1638 2,1875 2,2010 2,2233 2,2575 2,2900 1,7300 1,8808 1,9496 1,9654 2,0070 2,0258 2,0742 2,1127 2,! 570 2,1660 2,1982 2,2252 2,2425 2,2625 2„2922 2,3178 2,3995 2,4090 1,7447 1,8912 1,9108 1,9283 1,9732 1,9950 2,0354 2,0540 2,!050 2,!415 2,1824 2,2540 2,2683 2,29!6 2,3512 2,4146 1,9302 1,9483 1,9642 2,0130 2,0305 2,0680 2,0905 2,1366 2,1756 2,2157 2,2882 2,3044 2,3266 Конец 1 — 2 4 ! 5 1 — 2 1О 1О 2 3 2 2 1 3 2 5 2 1 Конец Из пяти значений, стоящих в каждом столбце этой таблицы, были получены средние значения, которые приведены внизу.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
