Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Прецизионная фотометрия

<< 5.5 Вильнюсская система | Оглавление | 5.7 Сеть вторичных стандартов >>

5.6 Тянь-Шаньская (ГАИШ) широкополосная система WBVR

Среднеполосные системы, безусловно, способны дать более рафинированную информацию о параметрах звезд, чем широкополосные. Последние, однако, продолжают привлекать внимание астрофотометристов существенно более высокой проницающей способностью, чрезвычайно важной для исследования переменности звезд, а также для некоторых задач, имеющих прикладное значение. Работы вильнюсских фотометристов и других исследователей, в том числе сотрудников ГАИШ, убедительно показывают что система UBV, которая на самом деле произвела подлинную революцию в электрофотометрии, не свободна от недостатков. Устранение этих недостатков может выявить еще не использованные возможности широкополосных систем.

Рассмотрим эти возможности, и снова постараемся уточнить понятие фотометрическая система. Вначале вернемся еще раз к тому, каким образом Г.Джонсон, революционер в многоцветной фотометрии, реализовывал систему UBV.

Аппаратура, которую он использовал, не была специально разработана для астрофотометрических целей, а являлась достаточно стандартной для своего времени. Он взял хороший сурьмяно-цезиевый фотоумножитель 1P21 и три доступных светофильтра. Главное, что сделал Джонсон на этом этапе,-- он догадался несколько сузить полосу $B$ с коротковолновой стороны и взял для нее такой светофильтр, чтобы в него почти не попадал бальмеровский скачок. Это сразу отличило его систему от фотографических полос в синей области спектра и от их фотоэлектрических аналогов (типа полосы $P$, имитировавшей международную фотографическую систему $m_{pg}$). Но в остальном у Джонсона оставалось еще много непроработанных вопросов.

Главный недостаток был в методике выноса за атмосферу. Редукция показателя цвета U-B за атмосферу производилась с одинаковыми коэффициентами Бугера для звезд всех спектральных типов. Тем самым игнорировались различия в величине произведения $E(\lambda)p(\lambda)$ при разных распределениях энергии в спектре.

Нуль-пункт величин $V$ системы UBV был перенесен из старой международной системы $IPv$ с помощью звезд Северного Полярного ряда. Посредством его были определены величины десяти первичных стандартов, равномерно расположенных по небесной сфере. Эти стандарты использовались для определения звездных величин $V$ других звезд, а также для определения коэффициентов экстинкции. Однако в их число входила звезда $\eta$ Hya, которая является переменной типа BCEP с амплитудой переменности $0{}^m\!\!\!.\,06$. Нуль-пункт системы колор-индексов $(U-B)$ и $(B-V)$ Джонсон определил как среднее значение инструментальных колор-индексов шести звезд спектрального класса A0 на северном небе: HR 3314, $\gamma $ UMa, 109 Vir, $\alpha$ CrB, $\gamma $ Oph и $\alpha$ Lyr. Однако оказалось, что $\alpha$ CrB -- переменная звезда типа Алголя с периодом около 17 суток и амплитудой главного минимума $0{}^m\!\!\!.\,1$. Звезда 109 Vir заподозрена в переменности (NSV06794) с амплитудой $0{}^m\!\!\!.\,05$. Как мы уже отмечали, постоянство блеска $\alpha~Lyr$ также находится под сомнением. В результате, как нуль-пункт величин $V$, так и нуль-пункт показателей цвета системы UBV оказались неточно определенными.

Наконец, сама аппаратура, которая использовалась при закладке системы, в течение первых двух сезонов наблюдений изменялась в смысле спектрального пропускания. Часть оптических элементов была заменена другими, а редукции на единую систему производились не всегда. Кривые пропускания фильтров исследовались при комнатной температуре, и в дальнейшем зависимость от температуры наблюдений в летний и зимний сезоны не учитывалась. Учитывая все сказанное, фотометрическую систему Джонсона можно определить следующим образом.

Фотометрической системой UBV является такая система, в которой выбранные первичные стандарты величин $V$ и показателей цвета имеют те самые значения, которые заданы создателями системы; a кроме того, для широкого набора измеренных звезд разных спектральных классов и классов светимости, членов скоплений, галактик и туманностей (которые могут считаться вторичными стандартами) получаются такие же звездные величины и показатели цвета, как в работах Г.Джонсона и его коллег в 50-х годах.

Следуя современной терминологии, мы должны сказать, что система UBV  была задана аппаратурно. Но в настоящее время этой аппаратуры, т.е. того фотометра, с которым работал Джонсон, фотоумножителя, линз, призм и зеркал уже нет! Аппаратурно система UBV утрачена. И сейчас нельзя сказать более или менее определенно, какими были на самом деле кривые реакции полос UBV при ее закладке.

А.Ажусенис и В.Страйжис подробно исследовали эту проблему в середине 60-х годов. В серии статей, посвященных исследованию системы UBV, они убедительно показали, что система Г.Джонсона не имеет определенных кривых реакции, и из опубликованных наблюдений ее невозможно восстановить. Следовательно, непонятно, как редуцировать наблюдения, выполненные в различных обсерваториях в близких к UBV  инструментальных системах, в стандартную.

Вывод: для начала 50-х годов система UBV была очень хорошей; своей точностью, многочисленностью измерений она произвела переворот в звездной фотометрии, но сейчас настало время создать современный аналог системы UBV, сохранив ее достоинства и устранив уже известные нам неточности и недостатки.

В середине 70-х годов в ГАИШ было принято решение о создании подобной джонсоновской, но во многих отношениях новой широкополосной системы WBVR. Построение этих полос рассмотрено в гл. III. Полосу $W$ предложил В.Страйжис, когда стало понятно, что полосу $U$ нужно сдвинуть в коротковолновую сторону и освободить от влияния бальмеровского скачка. Полосы $B$ и $V$ в этой системе близки к джонсоновским, но полоса $R$ существенно другая. Воспроизводить сверхширокую полосу Г.Джонсона смысла не имело. Данные о полосах WBVR  даны в табл. 3.1.

Новизна системы WBVR состоит отнюдь не только в расположении полос и в выведении за бальмеровский скачок полосы $W$. В системе UBV для редукции величин из инструментальной системы в стандартную нужно кроме измерения исследуемого объекта измерить в необходимом интервале спектральных классов звезды -- вторичные стандарты Джонсона. Затем строится график связи звездных величин для данной полосы в этих двух системах и по этому графику производится редукция. Все получается хорошо, если в данной полосе исследуемая звезда имеет сравнительно простое, гладкое распределение энергии. Однако если в полосе находится бальмеровский скачок или иная деталь на кривой распределения энергии, а захватывается эта деталь инструментальной и стандартной полосой по-разному, то редукция будет содержать ошибку. Добавим сюда неопределенности в учете атмосферной экстинкции. Поэтому, как правило, будем иметь такие же ошибки, которые имел сам Джонсон. На основе рядов наблюдений одних и тех же звезд, выполненных на идентичной аппаратуре, но в разное время и на разных обсерваториях он получил, что среднеквадратическая ошибка измеренных звездных величин обычно составляет $\pm0{}^m\!\!\!.\,02$. От этих ошибок мы никуда и никогда не уйдем, пока будем определять фотометрическую систему как совокупность заданной аппаратуры и звездных величин некоторого числа звезд-стандартов.

WBVR является принципиально новой фотометрической системой оттого, что она, в отличие от UBV, не привязана и не должна быть привязана ни к какой конкретной аппаратуре. Подходы к такому определению существовали еще у самого Г.Джонсона. Очень серьезно эти вопросы прорабатывались в Вильнюсе. Но последовательного воплощения эта идея ранее не имела. Поясним, что значит ``система, не привязанная к конкретной аппаратуре''. Кривые реакции такой системы задаются аксиоматически. Предположим, что вы взяли лист бумаги, начертили на нем координатные оси: ось длин волн и ось пропускания в наших полосах. Затем вы (предварительно очень хорошо подумав!) нарисовали на этом листе некоторые кривые и объявили: вот эта кривая -- кривая реакции полосы $W$, эта -- полосы $B$ и т.д. Вы можете сегодня работать с одним фотометром, завтра -- с другим. От изменения вашей аппаратуры аксиоматически введенные полосы пропускания не изменятся.

Разумеется, нарисованные кривые необходимо уметь с достаточной точностью реализовывать в конкретных фотометрах с имеющимися наборами стеклянных, интерференционных и дихроичных светофильтров, с существующими сортами стекла и кварца и с существующими зеркальными покрытиями. Необходимо очень хорошо знать реальную аппаратуру, конкретный фотометр!

На современном уровне развития измерительной техники не составляет проблем систематически промерять кривые пропускания светофильтров. Для этого имеются хорошие лабораторные спектрофотометры. С их помощью можно исследовать кривые пропускания и отражения всех оптических элементов: кварцевой линзы Фабри (хорошо пропускающей ультрафиолетовое излучение), простых, полупрозрачных и дихроичных зеркал (которые в фотометрах с одновременной регистрацией потоков в разных полосах разводят световые пучки по спектральным каналам), и т.п. Время от времени на каждом зеркальном телескопе возникает необходимость заменять алюминиевое покрытие зеркал. Для этого смывают в едкой щелочи старый алюминиевый слой и в вакуумной камере напыляют новый. При напылении в камеру следует поставить еще два небольших дополнительных стекла (они называются свидетелями), чтобы они напылились в таких же условиях, как и зеркало. Эти стекла помещаются в трубу телескопа рядом с главным и вторичным зеркалами. Время от времени (не трогая самих зеркал) их снимают, относят в лабораторию на спектрофотометр и измеряют кривые отражения, получая таким образом сведения об изменении со временем отражательной способности зеркал телескопа в разных длинах волн.

Так как кривые пропускания светофильтров и кривые реакции фотокатодов ФЭУ изменяются с температурой, в целом ряде фотометров предусмотрена термостабилизация фильтров и фотокатодов. Как правило, это сложные, громоздкие и ненадежные в эксплуатации системы. Проще и надежнее в лабораторных условиях изучить зависимости и учитывать их при обработке наблюдений. Долгое время в ГАИШ было проблемой измерить кривую реакции ФЭУ. Проблема была решена с появлением в приборном парке высококачественного болометра -- прибора, имеющего строго одинаковую чувствительность в каждой из длин волн весьма широкого интервала. Освещая попеременно фотокатод ФЭУ и болометр монохроматическим светом известной длины волны (такую возможность предоставляют лабораторные монохроматоры), мы легко можем получить относительную кривую реакции ФЭУ.

Используя подобные измерения, всегда можно поддерживать свои знания об инструментальной кривой реакции фотометра $T'(\lambda)$ в данный промежуток времени.

Пусть имеется стандартная фотометрическая система $T(\lambda)$, определенная аксиоматически заданными кривыми реакции и известна инструментальная кривая реакции $T'(\lambda)$, которая реализуется в данный период наблюдений (мгновенная кривая реакции). Пусть, также, измерены потоки от двух звезд с номерами $i$ и $j$ и определена инструментальная разность их звездных величин $\Delta~m'_{ij}$ . Тогда перевод этой разности из инструментальной системы $T'$ в стандартную $T$ будет задаваться очевидной формулой:

\begin{displaymath}
\Delta m_{ij}^{\circ}= \Delta m'_{ij}
-2.5\lg\frac{\int\li...
...lambda_1}^{\lambda_2}
E(\lambda)_j\,T'_i(\lambda)\,d\lambda}.
\end{displaymath} (5.8)

Здесь $\Delta m_{ij}^{\circ}$ -- разность величин в стандартной системе. Понятно, что для такой редукции необходимо иметь представление о распределении энергии в спектрах обеих звезд. Нуль-пункт фотометрической системы WBVR, так же как и кривые реакции, задается аксиоматически. Определенной звезде, называемой первичным стандартом, приписываются такие звездные величины и показатели цвета, какие вы сочтете нужными. Можно в качестве первичного стандарта выбирать группу звезд и приписывать аксиоматическое значение сумме их звездных величин.

При определении нуль-пункта системы WBVR была выбрана пара звезд неподалеку от северного полюса мира ( $\alpha\approx23^h30^m,
\delta\approx85^{\circ}$). Из наших широт их можно наблюдать в течение всего года. Звезда HD221525 была выбрана как первичный стандарт фотометрической системы WBVR, а соседняя HD224687 -- как контрольный стандарт. После серии привязок этих звезд друг к другу и тщательного исследования их на переменность первичному стандарту были приписаны следующие звездные величины.

HD HR $\alpha_{2000}$ $\delta_{2000}$ Sp $W$ $B$ $V$ $R$
221525 8938 $23^h27{}^m\!\!\!.\,0$ $+87^{\circ}18'$ A7 IV $5{}^m\!\!\!.\,922$ $5{}^m\!\!\!.\,800$ $5{}^m\!\!\!.\,574$ $5{}^m\!\!\!.\,346$
224687   -  23 56.5  $+86~ 42~$ A0  V $6{}^m\!\!\!.\,917$ $6{}^m\!\!\!.\,830$ $6{}^m\!\!\!.\,767$ $6{}^m\!\!\!.\,680$

Итак, в современном понимании широкополосная фотометрическая система должна быть основана на следующих принципах:

- аксиоматически заданные кривые реакции;

- аксиоматически заданные нуль-пункты звездных величин во всех полосах системы;

- систематическое тщательнейшее исследование инструментальных кривых реакции реального фотометра;

- процедура учета атмосферной экстинкции, основанная на основных формулах (1.7)-(1.9);

- перевод инструментальных звездных величин в стандартную систему по формуле (5.8).

Работы в фотометрической системе WBVR начались в ГАИШ в 1976 г. Первый этап работ занял почти 8 лет. В течение этого периода была определена и исследована группа звезд первичного стандарта и создана система высокоточных вторичных стандартов по всему северному небу, в которую вошло 60 звезд, хорошо исследованных на переменность блеска. На этом же этапе было составлено и проверено в работе несколько версий программы обработки наблюдений и проведены наблюдения сравнительно небольшого количества звезд -- около 2000. Основное внимание уделялось отработке методики проведения наблюдений и их обработки.

На втором этапе, в 1985-1991 годах, в системе WBVR было получено около 100000 измерений для 13600 звезд между северным полюсом мира и 15${}^{\circ}$ южного склонения. Одновременно, была создана расширенная система вторичных стандартов из $\approx$ 200 звезд. После обработки наблюдений был опубликован Тянь-Шаньский фотометрический каталог. Он полон до $V=6{}^m\!\!\!.\,8$.

Рис. 5.5: Диаграмма (W-V),(B-R) для объектов Тянь-Шаньского каталога
\begin{figure}\begin{center}
\epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig5_5.eps}\end{center}\end{figure}

На рис.5.5 представлена двухцветная диаграмма (W-V),(B-R) для звезд этого каталога. Основные сведения о нем будут приведены в гл. VII. По уровню достигнутой точности (см. табл. 7.3) измерения имеют уровень лучших мировых каталожных работ. Таким образом, количество измеренных звезд в системе WBVR почти сравнялось с вильнюсской системой и всего в два раза меньше, чем в системе Стремгрена.

На повестке дня стоит очередной этап использования фотометрической системы WBVR: предполагается создать полный фотометрический каталог звезд всего неба до 10-й визуальной звездной величины. Таких звезд на небе около 500000. В случае успешного завершения этого проекта будет проведен полный фотоэлектрический обзор, т.е. повторена на современном уровне работа типа DM.

Подобный каталог можно будет использовать при работах по крайней мере по трем большим наблюдательным проблемам.

Во-первых, совместно с новыми данными о параллаксах звезд каталог позволит уточнить модель Галактики в окрестности Солнца.

Во-вторых, достигнутая фотометрическая точность, по-видимому, позволит заподозрить в переменности блеска тысячи звезд, которые в дальнейшем должны будут исследоваться. В каталоге ярких звезд (BS, 4-е издание, 1982 г.) из содержащихся в нем 9110 объектов 803 звезды, или 9%, являются известными переменными, а 1213 звезд, или 13%, входят в каталог звезд, заподозренных в переменности. Если такая же доля переменных будет открыта в результате обзора звезд в системе WBVR, то возможно открытие от 50 до 100 тысяч новых переменных звезд в основном с малыми амплитудами.

В третьих, работы над подобным каталогом позволят поставить задачу о создании списка звезд, постоянство блеска которых подтверждено на известном уровне точности. Безусловно, абсолютно постоянных звезд не существует. Еще одно свидетельство этому -- недавнее открытие переменности Солнца в видимом диапазоне с амплитудой порядка $0{}^m\!\!\!.\,001$. Однако мы всегда можем говорить о создании списка звезд, звездная величина которых например, стабильнее $0{}^m\!\!\!.\,005$ в смысле среднеквадратического уклонения. Отметим, что каталоги ``постоянных'' звезд никогда в мире еще не создавались.



<< 5.5 Вильнюсская система | Оглавление | 5.7 Сеть вторичных стандартов >>

Публикации с ключевыми словами: Фотометрическая система - звездная величина - фотометрия - спектрофотометрия - атмосферное поглощение
Публикации со словами: Фотометрическая система - звездная величина - фотометрия - спектрофотометрия - атмосферное поглощение
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 3.1 [голосов: 86]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования