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

На первую страницу
Прецизионная фотометрия

<< 6.4 Метод Бугера | Оглавление | 6.6 Метод Никонова >>

6.5 Метод пары

Попробуем избавиться от влияния изменяющейся экстинкции. Очевидно, что одной звездой уже обойтись не удастся. Во-первых, звезда будет очень долго восходить, потом долго заходить. Естественно, что возникает идея отнаблюдать практически в один и тот же момент времени (быстро одну за другой) две звезды на различных зенитных расстояниях. Отсюда и название метода, являющегося модификацией метода Бугера. В литературе этот метод называют также $\Delta$-методом, методом высокой и низкой звезды и т.п.

Пусть имеются две звезды $A$ и $B$. Пусть также, для каждой из них проведены два наблюдения 1 и 2, разделенные некоторым промежутком времени, за который у обеих изменится воздушная масса. Для этого случая из основной формулы метода Бугера (6.18) следует

\begin{displaymath}
\alpha(\lambda) =\frac{[m_{1A}(\lambda)-m_{1B}(\lambda)] -
[...
...{2B}(\lambda)]}{[M(z_{1A})-M(z_{1B})]-
[M(z_{2A})-M(z_{2B})]}.
\end{displaymath} (6.23)

Эту формулу непосредственно применяли для определения $\alpha(\lambda)$ чилийские астрономы А. Гуттиерес-Морено и Дж. Сток. Она позволяет учесть ``ползание'' чувствительности приемной аппаратуры, а в прекрасные чилийские ночи с устойчивой прозрачностью позволяет определить и коэффициент экстинкции непосредственно. Если нам не известны внеатмосферные величины звезд $A$ и $B$, то метод работает практически так же, как и основная бугеровская методика.

Для нас существенно интереснее модификация этой формулы для случая, когда внеатмосферные величины звезд $A$ и $B$ известны. Тогда одно из двух наблюдений мы заменяем известными заатмосферными величинами и имеем из одного измерения звезд $A$ и $B$

\begin{displaymath}
\alpha(\lambda) =\frac{[m_A(\lambda)-m_B(\lambda)] -
[m^\circ_A(\lambda)-m^\circ_B(\lambda)]}{M(z_A)-M(z_B)}.
\end{displaymath} (6.24)

Выгодно измерить один стандарт вблизи зенита, а второй -- (буквально через 1-2 мин.) достаточно низко над горизонтом. Не следует выбирать вторую звезду слишком низко, так как там помешают другие искажения светового потока. Удобно выбирать низкую звезду на зенитном расстоянии около $60^{\circ}$, то есть при воздушной массе около $M(z)=2$. Наблюдения двух звезд проводятся почти одновременно, и, таким образом, методом пары мы можем определить мгновенное значение коэффициента атмосферной экстинкции.

А потом экстинкция будет изменяться в течение ночи, и для учета изменений экстинкции разработаны остроумнейшие методы.



<< 6.4 Метод Бугера | Оглавление | 6.6 Метод Никонова >>

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