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

На первую страницу
Прецизионная фотометрия

<< 6.5 Метод пары | Оглавление | 6.7 Метод Сарычева >>

6.6 Метод Никонова (метод контрольных звезд).

Метод В.Б.Никонова стал уже классическим. Он был предложен еще в сороковых годах. Владимир Борисович был поистине пионером отечественной фотоэлектрической фотометрии, и хотя его измерения 40-х и 50-х годов (как и измерения во всем мире!) велись в нестандартизованных фотометрических полосах и имеют в настоящее время в основном лишь исторический интерес, именно в процессе этих наблюдений родился знаменитый метод независимого определения изменяющихся коэффициентов экстинкции.

В методе Никонова мы должны выбрать и неоднократно измерять одну звезду, которую будем называть экстинкционной (или стандартной), а также измерять программные звезды. И это понятно! Ведь именно измерения программных звезд составляют цель любых наблюдений. Наша задача не только и не столько получить коэффициенты экстинкции, сколько определить внеатмосферные величины программных звезд.

Итак, в течение ночи мы многократно измеряем экстинкционную звезду и в промежутках между ее наблюдениями - программные звезды.

Если известны точные значения внеатмосферной звездной величины $m_e^\circ(\lambda)$ в монохроматическом свете с длиной волны $\lambda$ и показателя цвета $C_e^\circ(\lambda_1)$ экстинкционной звезды в данной инструментальной фотометрической системе (то есть разность монохроматических звездных величин для длин волн $\lambda$ и $\lambda_1$), то, пронаблюдав ее в момент времени $t_e$ , можно найти для этого момента

\begin{displaymath}
\alpha(\lambda,t_e)=\frac{m_e(\lambda,t_e)-m^{\circ}_e(\lambda)}{M_e(z)}.
\end{displaymath} (6.25)


\begin{displaymath}
\alpha_c(\lambda_1,t_e)=\frac{C_e(\lambda_1,t_e)-C^{\circ}_e(\lambda_1)}
{M_e(z)}.
\end{displaymath} (6.26)

Интерполируя между значениями $\alpha$ и $\alpha_c$, полученными в моменты $t_e$, и предполагая отсутствие азимутального эффекта, можем для любого момента найти $\alpha(\lambda,t)$ и $\alpha_c(\lambda_1,t)$ и далее
\begin{displaymath}
m_\circ(\lambda)=m(\lambda,t)-\alpha(\lambda,t)\,M(z),
\end{displaymath} (6.27)


\begin{displaymath}
C_\circ(\lambda_1)=C(\lambda_1,t)-\alpha_c(\lambda_1,t)\,M(z).
\end{displaymath} (6.28)

Пусть приближенное значение заатмосферной звездной величины экстинкционной звезды есть ${m_e^{\circ}}'(\lambda)$. Его можно получить, например, производя вынос за атмосферу со средним для сезона значением коэффициента экстинкции. Тогда

(6.29)

где $m_e^{\circ}(\lambda)$ - истинная внеатмосферная величина экстинкционной звезды, а - подлежащая определению поправка.

Пронаблюдав экстинкционную звезду в ряд моментов времени $t_e$ и получив наблюденные значения ее величины $m_e(\lambda,t_e)$, находим предварительные значения мгновенных коэффициентов экстинкции

\begin{displaymath}
\alpha'(\lambda,t_e)=\frac{m_e(\lambda,t_e)-{m_e^\circ}'(\lambda)}{M_e(z)}.
\end{displaymath} (6.30)

Подставляя в уравнение (6.30) формулы (6.25) и (6.29), имеем
\begin{displaymath}
\alpha'(\lambda,t_e)=\alpha(\lambda,t_e)+\frac{\delta m_e^\circ(\lambda)}
{M_e(z)}.
\end{displaymath} (6.31)

Итак, погрешность, внесенная в коэффициент экстинкции при использовании значения ${m_e^\circ}'(\lambda)$, равна
\begin{displaymath}
\delta\alpha(\lambda,t_e)=-\frac{\delta m_e^\circ(\lambda)}{M_e(z)}.
\end{displaymath} (6.32)

Теперь привлечем на помощь программные звезды. Очевидно, что для звезд постоянного блеска их внеатмосферные величины $m^\circ_{*}$ в разные моменты времени $t_{*}$ постоянны.

Измеренные величины программных звезд $m_{*}$ выносим за атмосферу с предварительными (неправильными) коэффициентами экстинкции $\alpha'$ проинтерполированными на моменты их наблюдений $t_{*}$.

\begin{displaymath}
{m_{*}^\circ}'(\lambda)=m_{*}(\lambda,t_{*})-\alpha'(\lambda,t_{*})\,M_{*}(z).
\end{displaymath} (6.33)

Подставляя (6.31) в (6.33), получаем
\begin{displaymath}
{m^\circ_{*}}'(\lambda)=m^\circ_{*}(\lambda)-\eta\,\delta m^\circ_e(\lambda),
\end{displaymath} (6.34)

где $\eta=\frac{\displaystyle M_{*}(z)}{\displaystyle M_e(z)}$ на момент $t_{*}$.

Проводя повторные наблюдения программных звезд при различных значениях $\eta$, можно найти, решая систему условных уравнений (6.34), неизвестную поправку $\delta m^\circ_e(\lambda)$, а следовательно, согласно (6.29) и точное значение внеатмосферной величины экстинкционной звезды $m^\circ_e(\lambda)$. Для показателей цвета совершенно аналогично

\begin{displaymath}
{C^\circ_{*}}'(\lambda_1)=C^\circ_{*}(\lambda_1,t)-
\alpha'_c(\lambda_1,t-{*})\,M_{*}(z),
\end{displaymath} (6.35)


\begin{displaymath}
{C^\circ_{*}}'(\lambda_1)=C^\circ_{*}(\lambda_1)-
\eta\,\delta C^\circ_e(\lambda_1),
\end{displaymath} (6.36)

где $\delta C^\circ_e(\lambda_1)$ - подлежащая определению поправка к предварительному внеатмосферному показателю цвета экстинкционной звезды.

Чем более различаются значения $\eta$ при повторных наблюдениях, тем увереннее определяются поправки $\delta m^\circ_e(\lambda)$ и $\delta C^\circ_e(\lambda_1)$.

Теперь, когда определены внеатмосферные звездные величины и показатели цвета экстинкционной звезды

\begin{displaymath}
m^\circ_e(\lambda)= {m^\circ_e}'(\lambda) + \delta m^\circ_e(\lambda),
\end{displaymath} (6.37)


\begin{displaymath}
C^\circ_e(\lambda_1)= {C^\circ_e}'(\lambda_1) + \delta C^\circ_e(\lambda_1),
\end{displaymath} (6.38)

всю обработку наблюдений следует вести по формулам (6.27), (6.28) с истинными коэффициентами экстинкции, определяемыми согласно (6.25), (6.26).

Вся хитрость метода состоит в том, что Никонов привлек данные по программным звездам для определения поправки к коэффициенту экстинкции на момент наблюдения экстинкционной звезды.

Некоторые неудобства могут возникнуть в двух случаях. Во-первых, когда среди программных звезд много переменных, заметно изменяющих свой блеск в течение сеанса наблюдений. Во-вторых, когда программные звезды наблюдаются недалеко от зенита и разности воздушных масс $\Delta\eta$ при повторных наведениях на каждую из них близки к нулю.

Для исключения подобных неудобств в 1976 г. Никонов предложил модификацию своего метода, которую назвал методом контрольных звезд. В этой модификации роль программных звезд играют специально подобранные контрольные звезды, заведомо непеременные и удобно расположенные на небе. Контрольные звезды нужны еще и при обработке наблюдений в немонохроматических лучах (см. п.6.9).



<< 6.5 Метод пары | Оглавление | 6.7 Метод Сарычева >>

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