<< 6.5 Метод пары
| Оглавление |
6.7 Метод Сарычева >>
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
в монохроматическом свете с длиной волны
и показателя цвета
экстинкционной
звезды в данной инструментальной фотометрической системе (то есть
разность монохроматических звездных величин для длин волн и
), то, пронаблюдав ее в момент времени , можно найти
для этого момента
|
(6.25) |
|
(6.26) |
Интерполируя между значениями и , полученными в моменты
, и предполагая отсутствие азимутального эффекта, можем для любого
момента найти
и
и далее
|
(6.27) |
|
(6.28) |
Пусть приближенное значение заатмосферной звездной величины
экстинкционной звезды есть
. Его можно
получить, например, производя вынос за атмосферу со средним для сезона
значением коэффициента экстинкции. Тогда
|
(6.29) |
где
- истинная внеатмосферная величина
экстинкционной звезды, а
- подлежащая
определению поправка.
Пронаблюдав экстинкционную звезду в ряд моментов времени
и получив наблюденные значения ее величины
, находим
предварительные значения мгновенных коэффициентов экстинкции
|
(6.30) |
Подставляя в уравнение (6.30) формулы (6.25) и (6.29), имеем
|
(6.31) |
Итак, погрешность, внесенная в коэффициент экстинкции при
использовании значения
, равна
|
(6.32) |
Теперь привлечем на помощь программные звезды. Очевидно, что для звезд
постоянного блеска их внеатмосферные величины в разные
моменты времени постоянны.
Измеренные величины программных звезд выносим за атмосферу с
предварительными (неправильными) коэффициентами экстинкции
проинтерполированными на моменты их наблюдений .
|
(6.33) |
Подставляя (6.31) в (6.33), получаем
|
(6.34) |
где
на момент .
Проводя повторные наблюдения программных звезд при
различных значениях , можно найти, решая систему условных
уравнений (6.34), неизвестную поправку
, а
следовательно, согласно (6.29) и точное значение внеатмосферной величины
экстинкционной звезды
. Для показателей цвета совершенно
аналогично
|
(6.35) |
|
(6.36) |
где
- подлежащая определению поправка к
предварительному внеатмосферному показателю цвета экстинкционной звезды.
Чем более различаются значения при повторных наблюдениях,
тем увереннее определяются поправки
и
.
Теперь, когда определены внеатмосферные звездные величины и
показатели цвета экстинкционной звезды
|
(6.37) |
|
(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
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 >>
Написать комментарий
|