Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node82.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:33:08 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: annular solar eclipse

   
Особенности методики обзора

Методика обзора KISS является уникальной по совокупности использования:

• Шмидт телескопа -- для получения большого поля зрения ($\sim$ 1.1 кв.град.).
• Интерференционного фильтра -- что позволяет: (1) блокировать ярчайшую линию ночного неба $\lambda$5577 Å и достигать более слабых величин; (2) Очень сильно уменьшить проблему переналожения спектров и потерь данных вследствии этого -- в нашем случае количество спектров, имеющих перекрытия, равно 10-15% для b > 60$^\circ$ и увеличивается линейно с увеличением длины спектра;
• Большой ПЗС в качестве приемника -- использование такого приемника позволяет достичь более слабых величин за приемлимое время и покрыть достаточно большую область неба. Несмотря на то, что область, покрываемая нашей ПЗС в 17 раз меньше полной области в фокальной плоскости телескопа, чувствительность ее, по оценкам, более чем в 50 раз больше. Таким образом, при достижении фотографических предельных величин с данным приемником, одинаковая область неба покрывается в три раза быстрее;
• Прямых снимков для поиска положений спектров -- так как обзор нацелен на поиск объектов, содержащих в спектре сильную эмиссионную линию, то использование прямых снимков дает возможность проводить этот поиск и в спектрах объектов слабых видимых величин, имеющих слабый континуум или не имеющих континуума вообще, -- а значит позволяет работать с объектами, спектры которых не могли быть найдены при работе только со спектральным снимком.
• Реальных фотометрических величин и фотометрических показателей цвета -- данный шаг является логическим расширением методики использования прямых снимков для поиска положений спектров. Получение показателя цвета (B-V) увеличило время наблюдений одного поля на 10%, а использование методики фотометрической привязки увеличило его еще на 5% (более детально о методике наблюдений смотри раздел 4.3). Наличие же величин и показателя цвета для объектов всей полосы обзора сильно увеличивает научную значимость обзора и позволяет расширить круг астрофизических задач, для которых эти данные являются пригодными.

Данная методика позволяет достигать, с одной стороны, относительно слабых величин (проверяются на наличие эмиссионных линий спектры до B=20^m) за достаточно малое время получения данных для одного поля, а с другой стороны, позволяет, за разумное время, покрыть достаточно большую область неба. Время получения всех данных для одного поля равно примерно 105 минут (72 минуты для спектров и прямых снимков в двух фильтрах, 21 минута для считывания 7 изображений ПЗС 2000$\times$2000, 4 минуты на получение фотометрических калибровок в двух фильтрах, 8 минут на два наведения на поле -- для прямого и спектрального снимка), тогда для покрытия области 100 кв.град. необходимо затратить 175 наблюдательных часов, что при средней длине ночи 9 часов (сезон наблюдений февраль-май) составляет 20 наблюдательных ночей.

Оценим, какие временные затраты нужны для проведения подобного обзора, при всех равных условиях, но c методикой, подобной методике обзора Boroson, Salzer & Trotter (1993) -- поиск ELG с использованием набора узких фильтров. Для покрытия спектрального диапазона 4800-5500 Å набором фильтров, имеющих FWHM$\sim$70 Å, требуется 10 фильтров. Время получения снимка с пределом, равным пределу снимка в фильтре V обзора KISS, равно отношению полуширин фильтров умноженному на типичное суммарное время экспозиции для KISS поля в фильтре V: $1080 \cdot 910/70 = 14040$