Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Na pervuyu stranicu
Poverhnostnaya fotometriya galaktik
<< 2.1 Osnovnye etapy ... | Oglavlenie | 2.3 Standartnye pakety programm >>

Razdely


2.2 Problemy i tochnost'

Na tochnost' poverhnostnoi fotometrii vliyaet mnozhestvo faktorov. Odni iz nih privodyat k smesheniyu nul'-punkta shkaly zvezdnyh velichin, drugie pereraspredelyayut energiyu v fokal'noi ploskosti teleskopa i, sledovatel'no, izmenyayut raspredelenie poverhnostnoi yarkosti, tret'i prosto vnosyat sluchainye oshibki. Dalee my rassmotrim tol'ko tri naibolee sushestvennyh iz nih. Podrobnoe obsuzhdenie razlichnyh istochnikov oshibok v fotometrii galaktik mozhno naiti, naprimer, v stat'yah [19,20,23,31,32].


2.2.1 Fon neba

Naibolee ser'eznoi problemoi v fotometrii protyazhennyh ob'ektov yavlyaetsya to, chto galaktiki nablyudayutsya na fone nochnogo neba, izluchenie kotorogo daet zametnyi vklad v raspredelenie yarkosti izuchaemyh ob'ektov (osobenno v ih slabyh periferiinyh oblastyah) [20]. Fon neba vliyaet takzhe na obnaruzhenie galaktik, na tochnost' izmereniya ih zvezdnyh velichin i pokazatelei cveta.

Osnovnoi vklad v yarkost' bezlunnogo nochnogo neba dayut sleduyushie sostavlyayushie:

---
svechenie atmosfery, obuslovlennoe fotohimicheskimi processami v ee verhnih sloyah;

---
zodiakal'nyi svet -- rasseyannoe na mezhplanetnoi pyli izluchenie Solnca;

---
izluchenie slabyh i nerazreshennyh zvezd nashei Galaktiki;

---
diffuznoe izluchenie ot dalekih, slabyh galaktik.

Drugie faktory, vliyanie kotoryh na yarkost' fona neba zametno men'she, -- eto variacii mezhzvezdnogo poglosheniya v Galaktike; slabye otrazhatel'nye i emissionnye tumannosti Galaktiki; protyazhennye oreoly ot yarkih zvezd, raspolozhennyh vblizi nablyudaemyh ob'ektov (impul'snye otkliki (PSF -- sm. p. 2.2.2) takih zvezd mogut proslezhivat'sya do $\sim1^{\rm o}5$).

Otnositel'nyi vklad etih sostavlyayushih v obshuyu yarkost' neba var'iruetsya v zavisimosti ot polozheniya nablyudatelya na Zemle. On zavisit takzhe ot galakticheskih i eklipticheskih koordinat nablyudaemogo ob'ekta. Soglasno [33] osnovnoi vklad v nablyudaemyi fon neba (pri nablyudeniyah v zenite, bez Luny, vdali ot ploskostei ekliptiki i Mlechnogo Puti, a takzhe v minimume solnechnoi aktivnosti) vnosyat svechenie atmosfery ($\sim$2/3) i zodiakal'nyi svet ($\sim$1/3). Svechenie atmosfery izmenyaetsya na masshtabah vremeni 2-3 minuty i ono privodit k variaciyam srednego urovnya fona neba v predelah $\sim$2% [20]. Krome togo, svechenie atmosfery zavisit ot fazy cikla solnechnoi aktivnosti (eti variacii mogut dostigat' faktora 4-5 [34]).

V bezlunnye yasnye nochi poverhnostnaya yarkost' fona neba v zenite v mestah s horoshim astroklimatom v cvetovoi polose $B$ sostavlyaet $\mu_{sky}(B)$=22.5-23.0 [33,34,35]. S udaleniem ot zenita yarkost' fona uvelichivaetsya. Etot rost mozhet byt' opisan sleduyushei priblizhennoi formuloi [36]: $I(Z=0)=I(Z)/(1\,+\,Z^2/2)$, gde $I(Z=0)$ i $I(Z)$ -- eto poverhnostnye yarkosti fona neba v zenite i v tochke nablyudenii, a $Z$ -- sootvetstvuyushee zenitnoe rasstoyanie v radianah (sm. ris. 2). Pri bol'shih zenitnyh rasstoyaniyah ( $Z\geq60^{\rm o}$) luchshe ispol'zovat' bolee tochnuyu approksimaciyu (naprimer, privedennuyu v [37]). Fon neba yavlyaetsya otnositel'no ``krasnym'' -- ego pokazateli cveta blizki k cvetam ellipticheskih galaktik ( $(B-V)_{sky}\approx+0.9$ [33,34,35]).

ris.  2: Zavisimost' yarkosti fona nochnogo neba ot zenitnogo rasstoyaniya. Kruzhki -- dannye Neizvestnogo dlya SAO RAN v fil'tre $B$ [35], shtrihovaya liniya -- approksimaciya formuloi $I(Z=0)=I(Z)/(1\,+\,Z^2/2)$.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=fig2.ps,angle=-90,width=8.0cm}}\end{figure}

Poverhnostnaya yarkost' fona neba pri nablyudeniyah na panoramnom priemnike (PZS-matrice, fotoplastinke) yavlyaetsya funkciei koordinat elementa izobrazheniya (piksela) -- $I_{sky}(x,y)$. Togda dlya nahozhdeniya poverhnostnoi yarkosti galaktiki v kakoi-libo tochke neobhodimo iz nablyudaemogo (galaktika + fon) znacheniya yarkosti vychest' znachenie fona: $I_{gal}(x,y)=I_{gal+sky}(x,y)-I_{sky}(x,y)$. Klyuchevym etapom pri etom yavlyaetsya opredelenie poverhnostnoi yarkosti fona v oblasti, zanimaemoi galaktikoi. Kak pravilo, dlya etogo osushestvlyaetsya dvumernaya interpolyaciya fona, naidennogo v oblasti kadra vne issleduemoi galaktiki, v oblast', zanimaemuyu ob'ektom. Pri etom tochnost' interpolyacii zavisit ot sootnosheniya mezhdu ploshad'yu, po kotoroi nahodilos' priblizhenie fona, i ploshad'yu, zanimaemoi galaktikoi: chem bol'she otnoshenie etih ploshadei, tem tochnee mozhno ocenit' fon pod galaktikoi. Na praktike, odnako, vybor svobodnoi ot galaktiki chasti kadra chasto zatrudnen iz-za nebol'shogo razmera samogo kadra, perekrytiya izobrazhenii galaktik vo vzaimodeistvuyushih sistemah, gruppah i skopleniyah, i iz-za vozmozhnogo nalichiya u galaktik slabyh vneshnih obolochek.

Interpolyaciya fona v oblast' ob'ekta predpolagaet, chto fon raspredelen regulyarnym, predskazuemym obrazom i, sledovatel'no, ego sluchainye fluktuacii ne mogut byt' uchteny. V central'nyh oblastyah galaktik, gde $I_{gal}(x,y) \gg I_{sky}(x,y)$, vklad etih sluchainyh otklonenii poverhnostnoi yarkosti prenebrezhimo mal. Naprimer, dlya $I_{gal}(x,y)=10\,I_{sky}(x,y)$ i $\mu_{sky}(B)=22.3$ otnositel'noi oshibke fona v oblasti ob'ekta $\delta_{sky}=1\%$ sootvetstvuet oshibka v zvezdnyh velichinah 0.$^m$001. Odnako na periferii galaktik, gde $I_{gal}(x,y) \ll I_{sky}(x,y)$, vklad oshibok ocenki fona mozhet stat' dominiruyushim. Naprimer, pri $I_{gal}(x,y)=0.1\,I_{sky}(x,y)$ i $\mu_{sky}(B)=22.3$ otnositel'naya pogreshnost' fona $\delta_{sky}=1\%$ privodit k oshibke 0.$^m$1. Esli zhe $I_{gal}(x,y)=0.01\,I_{sky}(x,y)$, to oshibka prevyshaet 1$^m$. (Privedennye vyshe chislovye primery vzyaty iz stat'i [20].)

Na ris. 3 po analogii s tem, kak eto bylo sdelano v [20,26], my illyustriruem vliyanie netochnogo ucheta fona neba na raspredelenie poverhnostnoi yarkosti u dvuh model'nyh galaktik -- ellipticheskoi, zadavaemoi zakonom Vokulera (p. 4.1), i spiral'noi, raspredelenie poverhnostnoi yarkosti u kotoroi opisyvaetsya eksponencial'nym zakonom (p. 5.1). Model' ellipticheskoi galaktiki vzyata s effektivnoi poverhnostnoi yarkost'yu1$\mu_e(B)=22.2$ (kak u standartnoi ellipticheskoi galaktiki NGC 3379 soglasno [38]), dlya spiral'noi galaktiki znachenie central'noi poverhnostnoi yarkosti diska prinyato ravnym $\mu_0(B)=21.65$ [39]. Znachenie yarkosti fona neba dlya pokazannyh na ris. 2 primerov sostavlyaet $\mu_{sky}(B)=22.2$. Osi absciss na ris. 2 razmecheny v bezrazmernyh edinicah: v dolyah effektivnogo radiusa $r_e$ dlya ellipticheskoi galaktiki i v dolyah eksponencial'nogo masshtaba diska $h$ dlya spiral'noi galaktiki.

ris.  3: Vliyanie netochnogo ucheta fona neba na raspredelenie poverhnostnoi yarkosti u ellipticheskoi (sleva) i spiral'noi (sprava) galaktik. Nepreryvnymi liniyami pokazany ishodnye, neiskazhennye raspredeleniya. Shtrihovye linii pokazyvayut rezul'tat pereocenki fona na 1%, linii iz tochek illyustriruyut posledstviya nedoocenki fona na 1%.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=fig3.ps,angle=-90,width=16.5cm}}\end{figure}

Kak vidno na ris. 3, netochnyi uchet fona neba pri fotometrii mozhet privesti k sil'nomu iskazheniyu periferiinyh oblastei galaktik: mozhno legko poluchit' usechennye raspredeleniya yarkosti (shtrihovye linii), a mozhno, naoborot, ``otkryt''' protyazhennye obolochki (linii iz tochek).

Kapachchioli i Vokuler [20] zaklyuchili, chto statisticheskie fluktuacii fona neba ogranichivayut oblast' otnositel'no tochnoi nazemnoi poverhnostnoi fotometrii galaktik urovnem yarkosti $\mu(B)\sim28$ (ili $\sim$0.4 $L_{\odot}^B$/pk$^2$). Etot predel ne mozhet byt' sil'no ponizhen i pri nablyudeniyah iz kosmosa, tak kak pri etom isklyuchaetsya tol'ko pervaya iz perechislennyh ranee sostavlyayushih fona (svechenie verhnih sloev atmosfery).

V naibolee tshatel'nyh nazemnyh fotometricheskih issledovaniyah galaktiki, deistvitel'no, proslezhivayutsya do $\mu(B)\sim28-29$ (naprimer, [38]). V rabote [32] dlya fotometrii spiral'noi galaktiki NGC 5907 byli ispol'zovany srednepolosnye fil'try, vybrannye tak, chtoby v nih ne popali naibolee intensivnye i peremennye linii izlucheniya nochnogo neba (central'nye dliny voln fil'trov ravny 6660Å  i 8020Å, shiriny -- 480Å  i 260Å  sootvetstvenno). Eto pozvolilo avtoram uchest' vklad fona s tochnost'yu $\sim$0.05% i prosledit' raspredelenie yarkosti u galaktiki vplot' do $\mu(R)=28.7$ (ili do $\mu(B)\sim30$) s oshibkoi $\pm$1$^m$. Nablyudeniya na Kosmicheskom Teleskope (KT) imeni Habbla s pomosh'yu WFPC2 za neskol'ko chasov ekspozicii takzhe pozvolyayut izuchit' galaktiki do primerno takogo zhe predela [40].


2.2.2 PSF

Nablyudaemoe v fokal'noi ploskosti teleskopa izobrazhenie ob'ekta iskazheno sovmestnym vliyaniem atmosfery i opticheskoi sistemy. Nestabil'nost' opticheskih svoistv atmosfery privodit k tomu, chto izobrazhenie tochechnogo istochnika (naprimer, zvezdy) yavlyaetsya neustoichivym turbulentnym diskom. Krome togo, podobnoe zhe ``razmytie'' izobrazheniya proizvoditsya i teleskopicheskoi sistemoi, poskol'ku ona vsegda obladaet ostatochnymi sfericheskimi aberraciyami, vyzvannymi oshibkami v izgotovlenii optiki i temperaturnymi deformaciyami zerkal. Netochnosti gidirovki i defokusirovka takzhe uhudshayut izobrazheniya.

Predpolozhiv, chto vse eti iskazheniya yavlyayutsya lineinymi i prostranstvenno invariantnymi, svyaz' nablyudaemogo ($I_{obs}$) i istinnogo ($I_0$) izobrazhenii ob'ekta mozhno predstavit' sleduyushim obrazom: $I_{obs}(x,y)=\int_{-\infty}^{\infty}\int_{-\infty}^{\infty}s(x-x',y-y')\,I_{0}(x',y')\,{\rm d}x'{\rm d}y'$, gde funkciya $s(x,y)$ nazyvaetsya impul'snoi harakteristikoi iskazhayushei sistemy (v nashem sluchae takoi sistemoi yavlyaetsya atmosfera+teleskop) ili peredatochnoi funkciei. V angloyazychnoi literature dlya nazvaniya $s(x,y)$ chasto ispol'zuetsya abbreviatura PSF (point spread function - funkciya rasseyaniya tochki). V kachestve eksperimental'noi realizacii PSF v astronomii obychno ispol'zuyut profili zvezdnyh izobrazhenii. Kak pravilo, v kachestve analiticheskoi approksimacii PSF rassmatrivayut gaussianu i ee razlichnye modifikacii (naprimer, gaussiana s eksponencial'nymi kryl'yami, superpoziciya neskol'kih gaussian). V pakete programm IRAF (sm. dalee p. 2.3) v kachestve ``standartnoi'' PSF primenyaetsya funkciya Moffata (Moffat function) [41]: $s(x)\propto(1\,+\,(\frac{x}{A})^{2})^{-\beta}$, gde parametr $A$ harakterizuet shirinu PSF, a $\beta$ -- konstanta (obychno ispol'zuyutsya znacheniya $\beta=2.5,\,3$).

``Razmytie'' izobrazheniya mozhet sushestvenno povliyat' na raspredelenie poverhnostnoi yarkosti v central'nyh oblastyah galaktik. Osobenno sil'no ono skazyvaetsya na dalekih ob'ektah, razmery kotoryh sravnimy s shirinoi PSF. K primeru, nazemnye i kosmicheskie issledovaniya podstilayushih galaktik kvazarov, izuchenie Fundamental'noi Ploskosti dlya galaktik rannih tipov (sm. p. 8.2) -- eti raboty nevozmozhny bez tshatel'nogo ucheta vliyaniya PSF na fotometricheskie harakteristiki ob'ektov (naprimer, [42,43]).

Vliyanie PSF (ili ``kachestva izobrazheniya'') iskazhaet izmereniya vidimyh zvezdnyh velichin ($m$) i poverhnostnyh yarkostei vblizi ot yadra galaktiki, privodit k uvelicheniyu effektivnogo radiusa $r_e$, a takzhe k umen'sheniyu vidimoi elliptichnosti izofot ( $\epsilon=\frac{a-b}{a}$, gde $a$ i $b$ -- eto bol'shaya i malaya poluosi approksimiruyushego dannuyu izofotu ellipsa). Dlya opisaniya etogo effekta bylo predlozheno neskol'ko analiticheskih vyrazhenii. Naprimer, Pare [42] byli predlozheny sleduyushie formuly dlya korrekcii nablyudenii ellipticheskih galaktik (a takzhe opisyvaemyh zakonom Vokulera baldzhei spiral'nyh galaktik):

\begin{displaymath} \mu_{obs}(a)-\mu(a)=(-2.14+6.80\epsilon)\left(\frac{a\sqrt{1... ...1-\epsilon}}{F}\right)^{-3} \left(\frac{r_e}{F}\right)^{-1/2}, \end{displaymath} (3)


\begin{displaymath} \epsilon_{obs}(a)-\epsilon(a)=-1.069\epsilon(1-\epsilon)\left(\frac{a\sqrt{1-\epsilon}}{F}\right)^{-2}, \end{displaymath} (4)


\begin{displaymath} m_{obs}(r)-m(r)=0.334(1+3.15\epsilon^3)\left(\frac{r}{F}\right)^{2} \left(\frac{r_e}{F}\right)^{-0.063}, \end{displaymath} (5)

gde $r$ -- eto radius krugloi diafragmy, s kotoroi vypolnyayutsya izmereniya, a $F$ -- FWHM (polnaya shirina na polovine maksimuma intensivnosti) impul'snoi harakteristiki (PSF). Oblast' primeneniya dlya formuly (3) -- $2F\leq a \leq5r_e$, $0\leq \epsilon \leq0.7$; dlya (4) -- $F\leq a \leq5r_e$ i $F\leq a \leq3F$; dlya (5) -- $F\leq r \leq3r_e$, $0\leq \epsilon \leq0.7$. Velichiny popravok, naidennye po formulam Pare, nahodyatsya v soglasii s korrekciyami, predlozhennymi drugimi avtorami (sm. [44,45,46]).




Tablica 1: Vliyanie PSF na raspredelenie yarkosti (formula (3))
$a/F$ $\mu_{obs}-\mu$ $\mu_{obs}-\mu$ $\mu_{obs}-\mu$
  ($r_e/F=1$) ($r_e/F=5$) ($r_e/F=30$)
2 -0.445 -0.199 -0.081
3 -0.211 -0.094 -0.039
4 -0.123 -0.055 -0.022
5 -0.080 -0.036 -0.015
10 -0.021 -0.009 -0.004




Tablica 2: Vliyanie PSF na elliptichnost' izofot (formula (4))
$a/F$ $\epsilon_{obs}-\epsilon$ $\epsilon_{obs}-\epsilon$ $\epsilon_{obs}-\epsilon$
  ($\epsilon=0.2$) ($\epsilon=0.4$) ($\epsilon=0.7$)
1.1 -0.177 -0.353 -0.618
2 -0.053 -0.107 -0.187
3 -0.024 -0.048 -0.083
4 -0.013 -0.027 -0.047
5 -0.009 -0.017 -0.030




Tablica 3: Vliyanie PSF na ocenki zvezdnyh velichin v predelah kruglyh diafragm (formula (5) pri $\epsilon=0.0$)
$r/F$ $m_{obs}-m$ $m_{obs}-m$ $m_{obs}-m$
  ($r_e/F=1$) ($r_e/F=5$) ($r_e/F=30$)
1 0.334 0.302 0.270
2 0.083 0.075 0.067
3 0.037 0.034 0.030
4 0.021 0.019 0.017
5 0.013 0.012 0.011

V tablicah 1-3 privedeny rezul'taty raschetov po formulam (3-5). Ochevidno, chto, kogda rassmatrivaetsya central'naya oblast' galaktiki, sravnimaya s shirinoi PSF, ``kachestvo izobrazheniya'' ochen' sil'no vliyaet na ee nablyudaemye harakteristiki. Naprimer, esli standartnaya ellipticheskaya galaktika NGC 3379 budet nahoditsya na umerennom krasnom smeshenii $z=0.5$, to pri znacheniyah parametra zamedleniya $q_0=0.5$ i postoyannoi Habbla H$_0$=65 km/s/Mpk ee effektivnomu radiusu $r_e=2.7$ kpk [38] budet sootvetstvovat' uglovoi razmer 0.$''$5. Predpolozhim, chto my nablyudaem etu galaktiku v meste s ochen' horoshim ``kachestvom izobrazheniya'' -- F=FWHM$_{\rm PSF}$=0.$''$5. Togda, pri izmerenii s krugloi diafragmoi diametrom 1.$''$0, my nedoocenim ee vidimuyu zvezdnuyu velichinu na 0.$^m$33. Znachenie poverhnostnoi yarkosti na rasstoyanii 1.$''$0 (ili 5.5 kpk) ot yadra galaktiki budet zanizheno na 0.$^m$45. V predelah 0.$''$5 ot yadra izofoty galaktiki budut kruglymi.

V [47] privedeno obshee analiticheskoe issledovanie zadachi ob ispravlenii harakteristik raspredeleniya yarkosti, opisyvaemogo formuloi Sersika (sm. dalee p. 4.2), za vliyanie PSF, predstavlennoi gaussianoi. Reshenie zadachi predstavleno v vide razlozhenii po gipergeometricheskim funkciyam. Okazalos', chto atmosfernoe razmytie v naibol'shei stepeni vliyaet na parametr $n$ (formula (25)), harakterizuyushii formu raspredeleniya yarkosti.


2.2.3 Nul'-punkt shkaly zvezdnyh velichin

Nul'-punkt shkaly zvezdnyh velichin obychno ustanavlivaetsya po nablyudeniyam fotometricheskih standartov -- zvezd s horosho izvestnymi vidimymi zvezdnymi velichinami (s oshibkoi $\leq0.^m01$), naprimer, iz spiska Landol'ta [48]. Zvezdy nablyudayutsya neskol'ko raz v techenii dannoi nochi i po ih nablyudeniyam stroyatsya sootnosheniya mezhdu instrumental'nymi zvezdnymi velichinami i velichinami v standartnoi sisteme [49]. Esli instrumental'naya i standartnaya (naprimer, $UBV$-sistema Dzhonsona i Morgana) sistemy blizki, to svyaz' mezhdu nimi mozhet byt' predstavlena v vide lineinyh uravnenii:
$V~=~v~+~c_1(b-v)~+~c_v$,
$B-V~=~c_2(b-v)~+~c_{bv}$,
$U-B~=~c_3(u-b)~+~c_{ub}$,
gde $u$, $b$ i $v$ -- vneatmosfernye velichiny zvezd v instrumental'noi sisteme, a $U$, $B$, $V$ -- sootvetstvuyushie im velichiny v standartnoi. V ideal'nom sluchae, to est' togda, kogda sistemy sovpadayut, $c_1=0$ i $c_2=c_3=1$. Vneatmosfernaya instrumental'naya zvezdnaya velichina (naprimer, $v$) obychno zapisyvaetsya tak:
$v~=~-2.5\,{\rm lg}\frac{I_v}{t_{exp}}~-~k\,X$,
gde $I_v$ -- summarnaya otnositel'naya yarkost' zvezdy, $t_{exp}$ -- prodolzhitel'nost' ekspozicii, $k$ -- koefficient atmosfernoi ekstinkcii (poglosheniya) v dannoi cvetovoi polose i $X$ -- vozdushnaya massa. Dlya ne ochen' bol'shih znachenii zenitnogo rasstoyaniya $Z$ ( $Z \leq 60^{\rm o}$) mozhno schitat', chto $X~=~{\rm sec}\,Z$. Na praktike pri obrabotke nablyudenii chasto ispol'zuyut srednie znacheniya koefficientov poglosheniya $k$, kotorye, kak pravilo, uzhe izvestny dlya mnogih observatorii po rezul'tatam vypolnennyh ranee nablyudenii. Procedura tochnogo opredeleniya koefficientov ekstincii podrobno opisana v stat'e Hardi [49].

Pri vybore zvezd-standartov zhelatel'no, chtoby diapazon izmeneniya ih pokazatelei cveta sootvetstvoval ili perekryval diapazon izmeneniya pokazatelei cveta nablyudayushihsya v techenie dannoi nochi galaktik. Pri tshatel'nyh nablyudeniyah i izmereniyah tochnost' nul'-punkta shkaly zvezdnyh velichin po nablyudeniyam standartov mozhet byt' ne huzhe $\pm0.^m01$.

Drugoi rasprostranennyi sposob standartizacii fotometricheskih dannyh - eto privyazka k fotoelektricheskim izmereniyam issleduemoi galaktiki, vypolnennym s ispol'zovaniem diafragm raznogo razmera (kak pravilo, diafragmy centriruyutsya na yadro). V etom sluchae na tochnost' nul'-punkta vliyaet pogreshnost' fotoelektricheskih izmerenii, a takzhe tochnost' vystavleniya izmeritel'noi diafragmy na yadro. V sluchae neakkuratnogo centrirovaniya oshibka nul'-punkta shkaly zvezdnyh velichin zavisit ot otnositel'noi velichiny smesheniya diafragmy, a takzhe ot zakona raspredeleniya poverhnostnoi yarkosti v galaktike i ot velichiny harakternogo masshtaba etogo raspredeleniya. Velichiny oshibok centrirovaniya dlya modeli ellipticheskoi galaktiki privedeny na ris. 2 v stat'e [20]. V sluchae akkuratnogo vystavleniya diafragm oshibki centrirovaniya ne prevyshayut neskol'kih sotyh zvezdnoi velichiny.

Dlya privyazki PZS i fotograficheskih dannyh udobno ispol'zovat' katalog Longo i Vokulera [50], summiruyushii rezul'taty fotoelektricheskih nablyudenii dlya neskol'kih tysyach galaktik. Krome togo, rezul'taty original'nyh fotoelektricheskih nablyudenii i sootvetstvuyushie ssylki mozhno naiti v bazah vnegalakticheskih dannyh - naprimer, v NED (NASA/IPAC Extragalactic Database -- sm. http://nedwww.ipac.caltech.edu) [51] ili Hypercat (http://www-obs.univ-lyon1.fr/hypercat) [52].

Sredi drugih sposobov standartizacii poverhnostnoi fotometrii mozhno otmetit' privyazku k fotoelektricheskim izmereniyam fona neba vblizi ot issleduemogo ob'ekta [53], a takzhe k fotoelektricheskim skanam galaktiki.


<< 2.1 Osnovnye etapy poverhnostnoi | Oglavlenie | 2.3 Standartnye pakety ... >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Fotometricheskaya sistema - slabye galaktiki - Skoplenie galaktik - fotometriya
Publikacii so slovami: Fotometricheskaya sistema - slabye galaktiki - Skoplenie galaktik - fotometriya
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu
Ocenka: 3.1 [golosov: 81]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya