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

На первую страницу
Прецизионная фотометрия

<< 1.3 История системы UBV | Оглавление | 2. Распределение энергии в ... >>

1.4 Порядок проведения фотоэлектрических измерений

Кроме наведения на программную звезду, поток от которой в данной спектральной полосе вы хотите измерить, совершенно необходимо навестись на какой-либо стандартный источник. Стандартным источником иногда можно иметь ту же самую звезду. В некоторых случаях так приходится поступать при определении инструментальных показателей цвета в многоцветной фотометрии, когда измерения в разных спектральных полосах относятся к отклику в одной из них. При измерениях звезд стандартным источником всегда желательно иметь также звезду, причем, по возможности, близко расположенную на небе к программной.

Из основных формул ясно, что если стандартная и программная звезды имеют сходные распределения энергии в спектре, если звезды находятся близко друг от друга (т.е. влияние атмосферы можно считать одинаковым для обеих звезд), и если световые потоки от обеих звезд измеряются одним и тем же прибором (т.е. с одинаковыми кривыми реакции), то величина выноса за атмосферу $A_i$ будет практически одинакова для обеих звезд. Определив значение выноса по стандартной звезде, для которой считается известной ее внеатмосферная величина, можно с этим же значением выносить за атмосферу и величину программной звезды. Таким способом всегда стараются работать исследователи переменных звезд. Они стараются подобрать звезду сравнения, близкую по спектральному типу и по положению на небе к изучаемой звезде. Выносы для таких звезд оказываются практически одинаковыми, взаимно уничтожаются при определении разности их звездных величин и не требуют своего определения в явном виде.

При других видах наблюдений, например при каталожных наблюдениях, когда необходимо получить много звездных величин звезд самых разнообразных спектральных типов, таких стандартных звезд принципиально подобрать нельзя. Поэтому приходится сравнивать звезды с непохожими распределениями энергии в спектре, и тут нельзя обойтись без использования формул гетерохромной фотометрии.

При наблюдениях необходимо измерять программную звезду, стандартную звезду и фон неба. Поток от фона бывает сравним с потоком от звезд особенно тогда, когда светит Луна. Кроме этого необходимо сделать еще ряд наведений на специально подобранные звезды для того, чтобы определить атмосферную экстинкцию. Измерение даже небольшого числа программных звезд влечет за собой измерение еще целого ряда объектов. Перед наблюдателем всегда стоит дилемма: можно делать большое количество вспомогательных наблюдений, после чего, вероятно, будут хорошо определены мгновенная кривая реакции и состояние атмосферы, но можно не успеть померить свои программные звезды, или мерить только программные звезды, считая, что атмосфера не отличается от стандартной, со временем не изменяется, все кривые реакции хорошо известны, фон неба пренебрежимо мал и постоянен и т.п.

Иногда наблюдатели впадают в одну из этих крайностей.


<< 1.3 История системы UBV | Оглавление | 2. Распределение энергии в ... >>

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