
<< 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
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
Интерполируя между значениями





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


Пронаблюдав экстинкционную звезду в ряд моментов времени
и получив наблюденные значения ее величины
, находим
предварительные значения мгновенных коэффициентов экстинкции
Итак, погрешность, внесенная в коэффициент экстинкции при использовании значения

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
.
где


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
где

Чем более различаются значения при повторных наблюдениях,
тем увереннее определяются поправки
и
.
Теперь, когда определены внеатмосферные звездные величины и
показатели цвета экстинкционной звезды
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 >>
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 >> |