
<< 5.6 Tyan'-Shan'skaya shirokopolosnaya ... | Oglavlenie | 6. Obrabotka izmerenii >>
5.7 O sozdanii seti vtorichnyh standartov
Esli v kazhdoi spektral'noi polose fotometricheskoi sistemy zadany v kachestve nul'-punkta vneatmosfernye zvezdnye velichiny odnoi izbrannoi zvezdy (ili summy vneatmosfernyh zvezdnyh velichin neskol'kih zvezd), to govoryat, chto zadan pervichnyi standart sistemy. So svetovym potokom ot etoi zvezdy -- pervichnogo standarta -- sleduet sravnivat' potoki ot vseh drugih zvezd, velichiny kotoryh zhelatel'no opredelit' v processe nablyudenii. Odnako takoe neposredstvennoe sravnenie daleko ne vsegda vozmozhno. Dlya prakticheskih nablyudenii neobhodimo imet' gorazdo bol'shee chislo zvezd, dlya kotoryh horosho opredeleny vneatmosfernye zvezdnye velichiny vo vseh polosah sistemy. Drugimi slovami, dlya nablyudenii nuzhno imet' set' vtorichnyh standartov.
Zvezdy, sostavlyayushie set' standartov fotometricheskoi sistemy, dolzhny udovletvoryat' neskol'kim usloviyam.
Vo-pervyh, oni dolzhny byt' dostatochno ravnomerno raspolozheny na
nebesnoi sfere. Esli set' standartov sozdaetsya v sravnitel'no slabyh
(m6) zvezdnyh velichinah, to eto uslovie vypolnit' neslozhno.
Zhelatel'no, chtoby zvezdnye velichiny standartov i programmnyh zvezd
razlichalis' ne bolee chem na 4-5 velichin.
Vo-vtoryh, dlya nih zhelatel'no znat' (hotya by s ne ochen' vysokoi
tochnost'yu) raspredelenie energii v spektre ili, po krainei
mere, horosho znat' ih spektral'nye tipy i byt' uverennym, chto
raspredelenie energii ne imeet kakih-libo ekstravagantnyh osobennostei
(tipa emissionnyh linii i t.p.). V sluchae neobhodimosti mozhno
pol'zovat'sya normal'nym raspredeleniem energii v spektre, prinyatym dlya
dannogo spektral'nogo tipa (naprimer iz kataloga Sviderskene). Esli vy
pol'zuetes' normal'nym raspredeleniem energii, to, v svoyu ochered',
nuzhna uverennost', chto mezhzvezdnoe pogloshenie dlya etogo standarta
prakticheski otsutstvuet i ne iskazhaet vid funkcii
.
Zhelatel'no takzhe, chtoby raspredelenie energii v spektre bylo dostatochno
gladkoi funkciei. V protivnom sluchae mogut vozniknut' slozhnosti pri
primenenii tyan'-shan'skoi metodiki ucheta ekstinkcii (sm. gl. VI).
V tret'ih, standarty dolzhny byt' provereny na peremennost' i neobhodima uverennost', chto v predelah oshibok izmerenii net peremennosti v ispol'zuemyh nami intervalah spektra.
Na praktike, process sozdaniya seti vtorichnyh standartov razbivaetsya na neskol'ko etapov.
Na pervom etape vy, pol'zuyas' vsevozmozhnymi zvezdnymi katalogami, vybiraete kandidatov v standarty, po vozmozhnosti ravnomerno raspolozhennyh na nebe. Pri podbore sleduet pol'zovat'sya sleduyushimi kriteriyami.
Sredi kandidatov v standarty dolzhno byt' dostatochnoe kolichestvo zvezd s
naibolee gladkimi raspredeleniyami energii. Eto zvezdy rannih
spektral'nyh klassov. Obychno oni vybirayutsya iz zvezd glavnoi
posledovatel'nosti v intervale spektral'nyh klassov B8-F5. Vmeste s
tem izvestno, chto sredi zvezd etih spektral'nyh klassov neredko
vstrechayutsya pul'siruyushie peremennye tipa Sct. Dlya etih zvezd
harakterny amplitudy peremennosti
-
i periody
0.003-0.02 sutok. Otkryvat' maloamplitudnye peremennye trudno, poetomu
sredi belyh zvezd eshe ochen' mnogo neotkrytyh peremennyh tipa
Shita. Poetomu, sredi kandidatov v standarty dolzhno byt' takzhe
dostatochno zvezd glavnoi posledovatel'nosti spektral'nyh klassov
F5-K0. V etom intervale spektrov veroyatnost' vstretit' peremennost' s
maloi amplitudoi gorazdo men'she. Bol'shie zhe amplitudy otkryvayutsya
sravnitel'no prosto, i sredi dostatochno yarkih (
) zvezd neizvestnyh
peremennyh s amplitudami bolee
dolzhno byt' nemnogo.
Dalee, neobhodimo tshatel'no proverit', net li v literature ukazanii na peremennost' kazhdoi iz etih zvezd. Prezhde vsego nuzhno proverit', ne soderzhatsya li oni zvezd v ``Obshem kataloge peremennyh zvezd'' ili v ``Novom kataloge zvezd, zapodozrennyh v peremennosti''.
Na vtorom etape nuzhno provesti nablyudeniya etih kandidatov v standarty.
Poskol'ku zvezdnye velichiny standartov dolzhny byt' izvestny s
maksimal'no vysokoi tochnost'yu, nuzhno vybirat' samye horoshie nochi s
samoi vysokoi stabil'nost'yu prozrachnosti. Obychno s vechera vy nachinaete
nablyudat' kakie-libo programmnye zvezdy, i, esli ubezhdaetes', chto pri
blizkih vozdushnyh massah izmereniya odnogo i togo zhe ob'ekta povtoryayutsya
s razbrosom, ne prevoshodyashim 1to sleduet pereiti k nablyudeniyam standartov.
Togda vy vybiraete paru kandidatov v standarty (s nomerami i
) i ``privyazyvaete'' ih drug k drugu, t.e. vedete nablyudeniya po
sheme:
standart






Esli vy vedete katalozhnye nablyudeniya, to mozhno proizvodit' privyazki standartov drug k drugu odnovremenno s nablyudeniyami programmnyh zvezd. Dlya etogo nuzhno nablyudat' programmnye zvezdy ne s odnim, a s neskol'kimi (dvumya-chetyr'mya) standartami i sledit' za tem, chtoby v raznyh seriyah nablyudenii sostav takogo nabora chastichno izmenyalsya. Pri etom trudno dostich' strogogo soblyudeniya trebovaniya ravnyh vysot, no pri mnogochislennyh nablyudeniyah mozhno poluchit' dostatochnuyu tochnost'. Preimushestvo dannogo sposoba v tom, chto vy mozhete nablyudat' programmnye zvezdy do togo, kak budet polnost'yu sozdana i uvyazana set' vtorichnyh standartov. Na praktike primenyayut oba sposoba parallel'no.
Kogda nakopitsya dostatochnoe kolichestvo nablyudenii raznoobraznyh par standartov, mozhno pristupat' k tret'emu etapu: proizvesti nailuchshim obrazom uvyazku izmerennyh raznostei ih zvezdnyh velichin v edinuyu sistemu.
Posle obrabotki ravnovysotnyh nablyudenii i ucheta atmosfernoi ekstinkcii
dlya kazhdoi serii i dlya kazhdoi fotometricheskoi polosy poluchayutsya
uravneniya vida





Neobhodimo pomnit', chto snachala sleduet po formule (5.8)
perevesti instrumental'nye raznosti
v standartnye
.
Pust' u nas imeetsya razlichnyh standartov, s nomerami
1,2,3,...
, kazhdyi iz kotoryh sravnivalsya ravnovysotnym metodom
po krainei mere s dvumya drugimi standartami. Nekotorye iz nih
sravnivalis' neposredstvenno s pervichnym standartom, velichiny
kotorogo zadayut nul'-punkt fotometricheskoi sistemy. Pust',
dalee, my vypolnili
serii ravnovysotnyh privyazok par
standartov. Togda u nas est'
uslovnyh uravnenii tipa (5.9)
s
neizvestnymi. Chtoby privesti dvuchlennye uravneniya (5.9) k
obshemu vidu dobavim v kazhdoe iz nih chleny s neizvestnymi
zvezdnymi velichinami vseh ostal'nyh standartov, no snabdim ih
nulevymi koefficientami:

Drugimi slovami, transformiruem sistemu uravnenii vida
(5.9) k vidu
Sistema (5.10) yavlyaetsya vyrozhdennoi. Opredelitel' matricy
ee koefficientov raven nulyu. Chtoby reshit' etu sistemu, ee nuzhno
dopolnit' eshe odnim uravneniem. V nashem sluchae eto uravnenie,
zadayushee nul'-punkt i aksiomaticheski prisvaivayushee pervichnomu
standartu znachenie ego zvezdnoi velichiny.
Sistemu (5.10) s dopolnitel'nym uravneniem (5.11) mozhno reshit' sposobom naimen'shih kvadratov.
Pri reshenii mogut vozniknut' vychislitel'nye trudnosti, tak kak eto
dovol'no bol'shaya sistema. V obychnyh usloviyah byvaet ot neskol'kih
desyatkov do neskol'kih soten.
-- neskol'ko tysyach. Tak, pri sozdanii
seti standartov fotometricheskoi sistemy WBVR na pervom etape reshalas'
sistema iz 980 uravnenii s 61 neizvestnym, a na vtorom etape -- iz 4200
uravnenii s 228 neizvestnymi.
V rezul'tate poluchayutsya uvyazannye vneatmosfernye velichiny vseh
vtorichnyh standartov fotometricheskoi sistemy.
<< 5.6 Tyan'-Shan'skaya shirokopolosnaya ... | Oglavlenie | 6. Obrabotka izmerenii >>
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:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |