Научная Сеть >> Прецизионная Фотометрия

Наука >> Физика >> Общая физика >> Оптика | Курсы лекций

<< 6.2 Учет нелинейности | Оглавление | 6.4 Метод Бугера >>

6.3 Учет атмосферной экстинкции. Общие соображения.

После учета нелинейности необходимо проинтерполировать значения измерений фона неба на моменты измерений звезд и вычесть отсчеты на фон $N_{ф}$ из отсчетов на звезды $N_{*}$ . Величина

(6.13)

является инструментальной звездной величиной на поверхности Земли. Ее нужно исправить за поглощение света земной атмосферой.

В основе большинства способов учета атмосферной экстинкции лежит формула Бугера.

(6.14)

или

$\begin{displaymath} m(\lambda)=m_\circ(\lambda)+\left\{-2.5\lg[p(\lambda)]\right\}\,M(z). \end{displaymath}$

(6.15)

В этих формулах $m(\lambda)$ - величина звезды, которую зарегистрировал фотометр под атмосферой в длине волны $\lambda$ ; $m_\circ(\lambda)$ - внеатмосферная величина этой же звезды в этой же длине волны; внеатмосферные величины в этой главе мы везде будем помечать подстрочным или надстрочным индексом $\circ$ ;

- воздушная (атмосферная) масса на зенитном расстоянии

; $\alpha(\lambda)$ - бугеровский коэффициент экстинкции для длины волны $\lambda$ ; $p(\lambda)$ - функция спектрального пропускания атмосферы

Воздушная масса в простейшем случае принимается равной секансу зенитного расстояния звезды. Поскольку слои земной атмосферы непараллельны, существует сложная зависимость температуры с высотой, а луч света при прохождении через атмосферу отклоняется от прямой из-за рефракции, постольку имеются отклонения от закона секанса. В предельном случае, на математическом горизонте, $\sec z$ не определен, тогда как воздушная масса имеет вполне определенное значение.

Подробные расчеты значений воздушной массы для различных зенитных расстояний были выполнены А.Бемпорадом в 1904 году. Таблицы Бемпорада в виде, достаточном для использования, воспроизведены в первом томе старого (1951г. издания) Пулковского курса. Когда в практику стали входить электронно-вычислительные машины, таблицы воздушных масс были представлены полиномами. Таких полиномиальных представлений существует несколько. Один из наиболее употребительных полиномов имеет следующий вид

$\begin{displaymath} M(z)=\sec z-0.0018167(\sec z-1)-0.002875(\sec z-1)^2-0.0008083(\sec z-1)^3. \end{displaymath}$ (6.16)

Напомним, что

$\begin{displaymath} \sec z = (sin\varphi\sin\delta+\cos\varphi\cos\delta\cos t)^{-1}, \end{displaymath}$

(6.17)

где $\varphi$ - широта места наблюдений, $\delta$ - склонение звезды и

- ее часовой угол в момент наблюдений.

<< 6.2 Учет нелинейности | Оглавление | 6.4 Метод Бугера >>

ГАИШ

Написать комментарий