Astronet > 5.6 Tyan'-Shan'skaya (GAISh) shirokopolosnaya sistema WBVR

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Precizionnaya fotometriya

<< 5.5 Vil'nyusskaya sistema | Oglavlenie | 5.7 Set' vtorichnyh standartov >>

5.6 Tyan'-Shan'skaya (GAISh) shirokopolosnaya sistema WBVR

Srednepolosnye sistemy, bezuslovno, sposobny dat' bolee rafinirovannuyu informaciyu o parametrah zvezd, chem shirokopolosnye. Poslednie, odnako, prodolzhayut privlekat' vnimanie astrofotometristov sushestvenno bolee vysokoi pronicayushei sposobnost'yu, chrezvychaino vazhnoi dlya issledovaniya peremennosti zvezd, a takzhe dlya nekotoryh zadach, imeyushih prikladnoe znachenie. Raboty vil'nyusskih fotometristov i drugih issledovatelei, v tom chisle sotrudnikov GAISh, ubeditel'no pokazyvayut chto sistema UBV, kotoraya na samom dele proizvela podlinnuyu revolyuciyu v elektrofotometrii, ne svobodna ot nedostatkov. Ustranenie etih nedostatkov mozhet vyyavit' eshe ne ispol'zovannye vozmozhnosti shirokopolosnyh sistem.

Rassmotrim eti vozmozhnosti, i snova postaraemsya utochnit' ponyatie fotometricheskaya sistema. Vnachale vernemsya eshe raz k tomu, kakim obrazom G.Dzhonson, revolyucioner v mnogocvetnoi fotometrii, realizovyval sistemu UBV.

Apparatura, kotoruyu on ispol'zoval, ne byla special'no razrabotana dlya astrofotometricheskih celei, a yavlyalas' dostatochno standartnoi dlya svoego vremeni. On vzyal horoshii sur'myano-cezievyi fotoumnozhitel' 1P21 i tri dostupnyh svetofil'tra. Glavnoe, chto sdelal Dzhonson na etom etape,-- on dogadalsya neskol'ko suzit' polosu s korotkovolnovoi storony i vzyal dlya nee takoi svetofil'tr, chtoby v nego pochti ne popadal bal'merovskii skachok. Eto srazu otlichilo ego sistemu ot fotograficheskih polos v sinei oblasti spektra i ot ih fotoelektricheskih analogov (tipa polosy , imitirovavshei mezhdunarodnuyu fotograficheskuyu sistemu $m_{pg}$ ). No v ostal'nom u Dzhonsona ostavalos' eshe mnogo neprorabotannyh voprosov.

Glavnyi nedostatok byl v metodike vynosa za atmosferu. Redukciya pokazatelya cveta U-B za atmosferu proizvodilas' s odinakovymi koefficientami Bugera dlya zvezd vseh spektral'nyh tipov. Tem samym ignorirovalis' razlichiya v velichine proizvedeniya $E(\lambda)p(\lambda)$ pri raznyh raspredeleniyah energii v spektre.

Nul'-punkt velichin sistemy UBV byl perenesen iz staroi mezhdunarodnoi sistemy s pomosh'yu zvezd Severnogo Polyarnogo ryada. Posredstvom ego byli opredeleny velichiny desyati pervichnyh standartov, ravnomerno raspolozhennyh po nebesnoi sfere. Eti standarty ispol'zovalis' dlya opredeleniya zvezdnyh velichin drugih zvezd, a takzhe dlya opredeleniya koefficientov ekstinkcii. Odnako v ih chislo vhodila zvezda $\eta$ Hya, kotoraya yavlyaetsya peremennoi tipa BCEP s amplitudoi peremennosti $0{}^m\!\!\!.\,06$ . Nul'-punkt sistemy kolor-indeksov i Dzhonson opredelil kak srednee znachenie instrumental'nyh kolor-indeksov shesti zvezd spektral'nogo klassa A0 na severnom nebe: HR 3314, $\gamma$ UMa, 109 Vir, $\alpha$ CrB, $\gamma$ Oph i $\alpha$ Lyr. Odnako okazalos', chto $\alpha$ CrB -- peremennaya zvezda tipa Algolya s periodom okolo 17 sutok i amplitudoi glavnogo minimuma $0{}^m\!\!\!.\,1$ . Zvezda 109 Vir zapodozrena v peremennosti (NSV06794) s amplitudoi $0{}^m\!\!\!.\,05$ . Kak my uzhe otmechali, postoyanstvo bleska $\alpha~Lyr$ takzhe nahoditsya pod somneniem. V rezul'tate, kak nul'-punkt velichin , tak i nul'-punkt pokazatelei cveta sistemy UBV okazalis' netochno opredelennymi.

Nakonec, sama apparatura, kotoraya ispol'zovalas' pri zakladke sistemy, v techenie pervyh dvuh sezonov nablyudenii izmenyalas' v smysle spektral'nogo propuskaniya. Chast' opticheskih elementov byla zamenena drugimi, a redukcii na edinuyu sistemu proizvodilis' ne vsegda. Krivye propuskaniya fil'trov issledovalis' pri komnatnoi temperature, i v dal'neishem zavisimost' ot temperatury nablyudenii v letnii i zimnii sezony ne uchityvalas'. Uchityvaya vse skazannoe, fotometricheskuyu sistemu Dzhonsona mozhno opredelit' sleduyushim obrazom.

Fotometricheskoi sistemoi UBV yavlyaetsya takaya sistema, v kotoroi vybrannye pervichnye standarty velichin i pokazatelei cveta imeyut te samye znacheniya, kotorye zadany sozdatelyami sistemy; a krome togo, dlya shirokogo nabora izmerennyh zvezd raznyh spektral'nyh klassov i klassov svetimosti, chlenov skoplenii, galaktik i tumannostei (kotorye mogut schitat'sya vtorichnymi standartami) poluchayutsya takie zhe zvezdnye velichiny i pokazateli cveta, kak v rabotah G.Dzhonsona i ego kolleg v 50-h godah.

Sleduya sovremennoi terminologii, my dolzhny skazat', chto sistema UBV byla zadana apparaturno. No v nastoyashee vremya etoi apparatury, t.e. togo fotometra, s kotorym rabotal Dzhonson, fotoumnozhitelya, linz, prizm i zerkal uzhe net! Apparaturno sistema UBV utrachena. I seichas nel'zya skazat' bolee ili menee opredelenno, kakimi byli na samom dele krivye reakcii polos UBV pri ee zakladke.

A.Azhusenis i V.Straizhis podrobno issledovali etu problemu v seredine 60-h godov. V serii statei, posvyashennyh issledovaniyu sistemy UBV, oni ubeditel'no pokazali, chto sistema G.Dzhonsona ne imeet opredelennyh krivyh reakcii, i iz opublikovannyh nablyudenii ee nevozmozhno vosstanovit'. Sledovatel'no, neponyatno, kak reducirovat' nablyudeniya, vypolnennye v razlichnyh observatoriyah v blizkih k UBV instrumental'nyh sistemah, v standartnuyu.

Vyvod: dlya nachala 50-h godov sistema UBV byla ochen' horoshei; svoei tochnost'yu, mnogochislennost'yu izmerenii ona proizvela perevorot v zvezdnoi fotometrii, no seichas nastalo vremya sozdat' sovremennyi analog sistemy UBV, sohraniv ee dostoinstva i ustraniv uzhe izvestnye nam netochnosti i nedostatki.

V seredine 70-h godov v GAISh bylo prinyato reshenie o sozdanii podobnoi dzhonsonovskoi, no vo mnogih otnosheniyah novoi shirokopolosnoi sistemy WBVR. Postroenie etih polos rassmotreno v gl. III. Polosu predlozhil V.Straizhis, kogda stalo ponyatno, chto polosu nuzhno sdvinut' v korotkovolnovuyu storonu i osvobodit' ot vliyaniya bal'merovskogo skachka. Polosy i v etoi sisteme blizki k dzhonsonovskim, no polosa sushestvenno drugaya. Vosproizvodit' sverhshirokuyu polosu G.Dzhonsona smysla ne imelo. Dannye o polosah WBVR dany v tabl. 3.1.

Novizna sistemy WBVR sostoit otnyud' ne tol'ko v raspolozhenii polos i v vyvedenii za bal'merovskii skachok polosy . V sisteme UBV dlya redukcii velichin iz instrumental'noi sistemy v standartnuyu nuzhno krome izmereniya issleduemogo ob'ekta izmerit' v neobhodimom intervale spektral'nyh klassov zvezdy -- vtorichnye standarty Dzhonsona. Zatem stroitsya grafik svyazi zvezdnyh velichin dlya dannoi polosy v etih dvuh sistemah i po etomu grafiku proizvoditsya redukciya. Vse poluchaetsya horosho, esli v dannoi polose issleduemaya zvezda imeet sravnitel'no prostoe, gladkoe raspredelenie energii. Odnako esli v polose nahoditsya bal'merovskii skachok ili inaya detal' na krivoi raspredeleniya energii, a zahvatyvaetsya eta detal' instrumental'noi i standartnoi polosoi po-raznomu, to redukciya budet soderzhat' oshibku. Dobavim syuda neopredelennosti v uchete atmosfernoi ekstinkcii. Poetomu, kak pravilo, budem imet' takie zhe oshibki, kotorye imel sam Dzhonson. Na osnove ryadov nablyudenii odnih i teh zhe zvezd, vypolnennyh na identichnoi apparature, no v raznoe vremya i na raznyh observatoriyah on poluchil, chto srednekvadraticheskaya oshibka izmerennyh zvezdnyh velichin obychno sostavlyaet $\pm0{}^m\!\!\!.\,02$ . Ot etih oshibok my nikuda i nikogda ne uidem, poka budem opredelyat' fotometricheskuyu sistemu kak sovokupnost' zadannoi apparatury i zvezdnyh velichin nekotorogo chisla zvezd-standartov.

WBVR yavlyaetsya principial'no novoi fotometricheskoi sistemoi ottogo, chto ona, v otlichie ot UBV, ne privyazana i ne dolzhna byt' privyazana ni k kakoi konkretnoi apparature. Podhody k takomu opredeleniyu sushestvovali eshe u samogo G.Dzhonsona. Ochen' ser'ezno eti voprosy prorabatyvalis' v Vil'nyuse. No posledovatel'nogo voplosheniya eta ideya ranee ne imela. Poyasnim, chto znachit ``sistema, ne privyazannaya k konkretnoi apparature''. Krivye reakcii takoi sistemy zadayutsya aksiomaticheski. Predpolozhim, chto vy vzyali list bumagi, nachertili na nem koordinatnye osi: os' dlin voln i os' propuskaniya v nashih polosah. Zatem vy (predvaritel'no ochen' horosho podumav!) narisovali na etom liste nekotorye krivye i ob'yavili: vot eta krivaya -- krivaya reakcii polosy , eta -- polosy i t.d. Vy mozhete segodnya rabotat' s odnim fotometrom, zavtra -- s drugim. Ot izmeneniya vashei apparatury aksiomaticheski vvedennye polosy propuskaniya ne izmenyatsya.

Razumeetsya, narisovannye krivye neobhodimo umet' s dostatochnoi tochnost'yu realizovyvat' v konkretnyh fotometrah s imeyushimisya naborami steklyannyh, interferencionnyh i dihroichnyh svetofil'trov, s sushestvuyushimi sortami stekla i kvarca i s sushestvuyushimi zerkal'nymi pokrytiyami. Neobhodimo ochen' horosho znat' real'nuyu apparaturu, konkretnyi fotometr!

Na sovremennom urovne razvitiya izmeritel'noi tehniki ne sostavlyaet problem sistematicheski promeryat' krivye propuskaniya svetofil'trov. Dlya etogo imeyutsya horoshie laboratornye spektrofotometry. S ih pomosh'yu mozhno issledovat' krivye propuskaniya i otrazheniya vseh opticheskih elementov: kvarcevoi linzy Fabri (horosho propuskayushei ul'trafioletovoe izluchenie), prostyh, poluprozrachnyh i dihroichnyh zerkal (kotorye v fotometrah s odnovremennoi registraciei potokov v raznyh polosah razvodyat svetovye puchki po spektral'nym kanalam), i t.p. Vremya ot vremeni na kazhdom zerkal'nom teleskope voznikaet neobhodimost' zamenyat' alyuminievoe pokrytie zerkal. Dlya etogo smyvayut v edkoi shelochi staryi alyuminievyi sloi i v vakuumnoi kamere napylyayut novyi. Pri napylenii v kameru sleduet postavit' eshe dva nebol'shih dopolnitel'nyh stekla (oni nazyvayutsya svidetelyami), chtoby oni napylilis' v takih zhe usloviyah, kak i zerkalo. Eti stekla pomeshayutsya v trubu teleskopa ryadom s glavnym i vtorichnym zerkalami. Vremya ot vremeni (ne trogaya samih zerkal) ih snimayut, otnosyat v laboratoriyu na spektrofotometr i izmeryayut krivye otrazheniya, poluchaya takim obrazom svedeniya ob izmenenii so vremenem otrazhatel'noi sposobnosti zerkal teleskopa v raznyh dlinah voln.

Tak kak krivye propuskaniya svetofil'trov i krivye reakcii fotokatodov FEU izmenyayutsya s temperaturoi, v celom ryade fotometrov predusmotrena termostabilizaciya fil'trov i fotokatodov. Kak pravilo, eto slozhnye, gromozdkie i nenadezhnye v ekspluatacii sistemy. Proshe i nadezhnee v laboratornyh usloviyah izuchit' zavisimosti i uchityvat' ih pri obrabotke nablyudenii. Dolgoe vremya v GAISh bylo problemoi izmerit' krivuyu reakcii FEU. Problema byla reshena s poyavleniem v pribornom parke vysokokachestvennogo bolometra -- pribora, imeyushego strogo odinakovuyu chuvstvitel'nost' v kazhdoi iz dlin voln ves'ma shirokogo intervala. Osveshaya poperemenno fotokatod FEU i bolometr monohromaticheskim svetom izvestnoi dliny volny (takuyu vozmozhnost' predostavlyayut laboratornye monohromatory), my legko mozhem poluchit' otnositel'nuyu krivuyu reakcii FEU.

Ispol'zuya podobnye izmereniya, vsegda mozhno podderzhivat' svoi znaniya ob instrumental'noi krivoi reakcii fotometra $T'(\lambda)$ v dannyi promezhutok vremeni.

Pust' imeetsya standartnaya fotometricheskaya sistema $T(\lambda)$ , opredelennaya aksiomaticheski zadannymi krivymi reakcii i izvestna instrumental'naya krivaya reakcii $T'(\lambda)$ , kotoraya realizuetsya v dannyi period nablyudenii (mgnovennaya krivaya reakcii). Pust', takzhe, izmereny potoki ot dvuh zvezd s nomerami i i opredelena instrumental'naya raznost' ih zvezdnyh velichin $\Delta~m'_{ij}$ . Togda perevod etoi raznosti iz instrumental'noi sistemy v standartnuyu budet zadavat'sya ochevidnoi formuloi:

$\begin{displaymath} \Delta m_{ij}^{\circ}= \Delta m'_{ij} -2.5\lg\frac{\int\li... ...lambda_1}^{\lambda_2} E(\lambda)_j\,T'_i(\lambda)\,d\lambda}. \end{displaymath}$

(5.8)

Zdes' $\Delta m_{ij}^{\circ}$ -- raznost' velichin v standartnoi sisteme. Ponyatno, chto dlya takoi redukcii neobhodimo imet' predstavlenie o raspredelenii energii v spektrah obeih zvezd. Nul'-punkt fotometricheskoi sistemy WBVR, tak zhe kak i krivye reakcii, zadaetsya aksiomaticheski. Opredelennoi zvezde, nazyvaemoi pervichnym standartom, pripisyvayutsya takie zvezdnye velichiny i pokazateli cveta, kakie vy sochtete nuzhnymi. Mozhno v kachestve pervichnogo standarta vybirat' gruppu zvezd i pripisyvat' aksiomaticheskoe znachenie summe ih zvezdnyh velichin.

Pri opredelenii nul'-punkta sistemy WBVR byla vybrana para zvezd nepodaleku ot severnogo polyusa mira ( $\alpha\approx23^h30^m, \delta\approx85^{\circ}$ ). Iz nashih shirot ih mozhno nablyudat' v techenie vsego goda. Zvezda HD221525 byla vybrana kak pervichnyi standart fotometricheskoi sistemy WBVR, a sosednyaya HD224687 -- kak kontrol'nyi standart. Posle serii privyazok etih zvezd drug k drugu i tshatel'nogo issledovaniya ih na peremennost' pervichnomu standartu byli pripisany sleduyushie zvezdnye velichiny.

HD	HR	$\alpha_{2000}$	$\delta_{2000}$	Sp
221525	8938	$23^h27{}^m\!\!\!.\,0$	$+87^{\circ}18'$	A7 IV	$5{}^m\!\!\!.\,922$	$5{}^m\!\!\!.\,800$	$5{}^m\!\!\!.\,574$	$5{}^m\!\!\!.\,346$
224687	-	23 56.5		A0 V	$6{}^m\!\!\!.\,917$	$6{}^m\!\!\!.\,830$	$6{}^m\!\!\!.\,767$	$6{}^m\!\!\!.\,680$

Itak, v sovremennom ponimanii shirokopolosnaya fotometricheskaya sistema dolzhna byt' osnovana na sleduyushih principah:

- aksiomaticheski zadannye krivye reakcii;

- aksiomaticheski zadannye nul'-punkty zvezdnyh velichin vo vseh polosah sistemy;

- sistematicheskoe tshatel'neishee issledovanie instrumental'nyh krivyh reakcii real'nogo fotometra;

- procedura ucheta atmosfernoi ekstinkcii, osnovannaya na osnovnyh formulah (1.7)-(1.9);

- perevod instrumental'nyh zvezdnyh velichin v standartnuyu sistemu po formule (5.8).

Raboty v fotometricheskoi sisteme WBVR nachalis' v GAISh v 1976 g. Pervyi etap rabot zanyal pochti 8 let. V techenie etogo perioda byla opredelena i issledovana gruppa zvezd pervichnogo standarta i sozdana sistema vysokotochnyh vtorichnyh standartov po vsemu severnomu nebu, v kotoruyu voshlo 60 zvezd, horosho issledovannyh na peremennost' bleska. Na etom zhe etape bylo sostavleno i provereno v rabote neskol'ko versii programmy obrabotki nablyudenii i provedeny nablyudeniya sravnitel'no nebol'shogo kolichestva zvezd -- okolo 2000. Osnovnoe vnimanie udelyalos' otrabotke metodiki provedeniya nablyudenii i ih obrabotki.

Na vtorom etape, v 1985-1991 godah, v sisteme WBVR bylo polucheno okolo 100000 izmerenii dlya 13600 zvezd mezhdu severnym polyusom mira i 15 ${}^{\circ}$ yuzhnogo skloneniya. Odnovremenno, byla sozdana rasshirennaya sistema vtorichnyh standartov iz $\approx$ 200 zvezd. Posle obrabotki nablyudenii byl opublikovan Tyan'-Shan'skii fotometricheskii katalog. On polon do $V=6{}^m\!\!\!.\,8$ .

Ris. 5.5: Diagramma (W-V),(B-R) dlya ob'ektov Tyan'-Shan'skogo kataloga

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig5_5.eps}\end{center}\end{figure}$

Na ris.5.5 predstavlena dvuhcvetnaya diagramma (W-V),(B-R) dlya zvezd etogo kataloga. Osnovnye svedeniya o nem budut privedeny v gl. VII. Po urovnyu dostignutoi tochnosti (sm. tabl. 7.3) izmereniya imeyut uroven' luchshih mirovyh katalozhnyh rabot. Takim obrazom, kolichestvo izmerennyh zvezd v sisteme WBVR pochti sravnyalos' s vil'nyusskoi sistemoi i vsego v dva raza men'she, chem v sisteme Stremgrena.

Na povestke dnya stoit ocherednoi etap ispol'zovaniya fotometricheskoi sistemy WBVR: predpolagaetsya sozdat' polnyi fotometricheskii katalog zvezd vsego neba do 10-i vizual'noi zvezdnoi velichiny. Takih zvezd na nebe okolo 500000. V sluchae uspeshnogo zaversheniya etogo proekta budet proveden polnyi fotoelektricheskii obzor, t.e. povtorena na sovremennom urovne rabota tipa DM.

Podobnyi katalog mozhno budet ispol'zovat' pri rabotah po krainei mere po trem bol'shim nablyudatel'nym problemam.

Vo-pervyh, sovmestno s novymi dannymi o parallaksah zvezd katalog pozvolit utochnit' model' Galaktiki v okrestnosti Solnca.

Vo-vtoryh, dostignutaya fotometricheskaya tochnost', po-vidimomu, pozvolit zapodozrit' v peremennosti bleska tysyachi zvezd, kotorye v dal'neishem dolzhny budut issledovat'sya. V kataloge yarkih zvezd (BS, 4-e izdanie, 1982 g.) iz soderzhashihsya v nem 9110 ob'ektov 803 zvezdy, ili 9%, yavlyayutsya izvestnymi peremennymi, a 1213 zvezd, ili 13%, vhodyat v katalog zvezd, zapodozrennyh v peremennosti. Esli takaya zhe dolya peremennyh budet otkryta v rezul'tate obzora zvezd v sisteme WBVR, to vozmozhno otkrytie ot 50 do 100 tysyach novyh peremennyh zvezd v osnovnom s malymi amplitudami.

V tret'ih, raboty nad podobnym katalogom pozvolyat postavit' zadachu o sozdanii spiska zvezd, postoyanstvo bleska kotoryh podtverzhdeno na izvestnom urovne tochnosti. Bezuslovno, absolyutno postoyannyh zvezd ne sushestvuet. Eshe odno svidetel'stvo etomu -- nedavnee otkrytie peremennosti Solnca v vidimom diapazone s amplitudoi poryadka $0{}^m\!\!\!.\,001$ . Odnako my vsegda mozhem govorit' o sozdanii spiska zvezd, zvezdnaya velichina kotoryh naprimer, stabil'nee $0{}^m\!\!\!.\,005$ v smysle srednekvadraticheskogo ukloneniya. Otmetim, chto katalogi ``postoyannyh'' zvezd nikogda v mire eshe ne sozdavalis'.

<< 5.5 Vil'nyusskaya sistema | Oglavlenie | 5.7 Set' vtorichnyh standartov >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Fotometricheskaya sistema - zvezdnaya velichina - fotometriya - spektrofotometriya - atmosfernoe pogloshenie Publikacii so slovami: Fotometricheskaya sistema - zvezdnaya velichina - fotometriya - spektrofotometriya - atmosfernoe pogloshenie
Sm. takzhe: Zvezdnye velichiny Zahodyashaya ten' Zemli Spektral'noe i fotometricheskoe issledovanie linzovidnoi galaktiki s obolochkami NGC 474 Laboratoriya issledovaniya zvezdnogo magnetizma SAO RAN Laboratoriya spektroskopii zvezd SAO RAN Laboratoriya spektroskopii i fotometrii vnegalakticheskih ob'ektov SAO RAN Pokazatel' cveta Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

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