Astronet > 6.4 Metod Bugera

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

Precizionnaya fotometriya

<< 6.3 Uchet atmosfernoi ekstinkcii | Oglavlenie | 6.5 Metod pary >>

6.4 Metod Bugera

Esli odnu i tu zhe zvezdu pronablyudat' v monohromaticheskom svete s dlinoi volny $\lambda$ v dva momenta vremeni i , sootvetstvenno pri vozdushnyh massah i , to raznost' nablyudennyh zvezdnyh velichin, otnesennaya k raznosti sootvetstvuyushih vozdushnyh mass, dast nam bugerovskii koefficient atmosfernoi ekstinkcii

$\begin{displaymath} \alpha(\lambda)=\frac{m(\lambda,t_1)-m(\lambda,t_2)}{M(z_1)-M(z_2)} \end{displaymath}$

(6.18)

Chtoby poluchit' etot koefficient, ne obyazatel'no chto-libo znat' o vneatmosfernoi velichine zvezdy, no esli eta velichina izvestna, (to est' zvezda yavlyaetsya standartom), to

$\begin{displaymath} m(\lambda)-m_\circ(\lambda)=\alpha(\lambda)M(z). \end{displaymath}$

(6.19)

Pered vami uravnenie pryamoi. Eto tak nazyvaemaya bugerovskaya pryamaya. Kogda zvezda sutochnym dvizheniem prohodit na nebesnoi sfere razlichnye vozdushnye massy, to zavisimost' velichiny oslableniya $\Delta m$ v atmosfere (v zvezdnyh velichinah) ot

est' pryamaya s uglovym koefficientom $\alpha(\lambda)$ (6.1). Ekstrapoliruya etu pryamuyu k znacheniyu

poluchaem velichinu zvezdy v zenite, a, prodolzhaya pryamuyu eshe dal'she k znacheniyu

, poluchaem ee vneatmosfernuyu velichinu.

Ris. 6.1: Shema metoda Bugera i ego oshibok, voznikayushih pri izmenenii prozrachnosti

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig6_1.eps}\end{center}\vspace{20pt} \end{figure}$

Esli by atmosfernaya ekstinkciya vsegda byla postoyanna vo vremeni, to metod byl by sovershenno idealen. No pri izmenenii atmosfernogo poglosheniya metod mozhet privesti k grubym oshibkam. Predstavim dlya opredelennosti, chto v techenie seansa nablyudenii ekstinkciya umen'shaetsya. Eto dostatochno rasprostranennoe yavlenie. Ot vechera k glubokoi nochi obychno ponizhaetsya temperatura, vymerzayut i osedayut visyashie v atmosfere kapel'ki vody, osedaet dnevnaya pyl', podnyataya chelovecheskoi deyatel'nost'yu, i t.p. S umen'sheniem koefficienta ekstinkcii umen'shaetsya naklon bugerovskih linii. Poskol'ku vneatmosfernaya velichina zvezdy ne zavisit ot yavlenii v atmosfere, vse eti linii dolzhny soitis' v odnu tochku s koordinatami $[M(z)=0;~\Delta m(\lambda)=0]$ . Poskol'ku vo vtoroi, tretii i posleduyushie momenty vremeni naklon bugerovskih linii drugoi, to tochki prakticheski mogut okazat'sya na pryamoi, no na drugoi, i ee ekstrapolyaciya k dast nevernuyu vneatmosfernuyu velichinu.

Glavnyi nedostatok klassicheskogo metoda Bugera sostoit v tom, chto on ne rabotaet pri izmenyayusheisya ekstinkcii. A izmeneniya ekstinkcii tipichny. Na ravninnyh observatoriyah (v Moskve, v Krymu, v Pulkovo, v litovskoi observatorii bliz mestechka Moletai) redki nochi s ustoichivoi prozrachnost'yu. Ne vsegda oni byvayut i na vysokogornyh observatoriyah. V Tyan'-Shan'skoi observatorii GAISh sluchaetsya, chto zvezda, uzhe proshedshaya cherez meridian, prodolzhaet stanovit'sya yarche. V etih usloviyah luchshee, chto mozhno sdelat' metodom Bugera -- eto prokontrolirovat', bylo li izmenenie ekstinkcii ili ne bylo. Dlya etogo nablyudayut zvezdu, po kotoroi opredelyaetsya ekstinkciya, snachala do meridiana (zdes' zvezda voshodit, vozdushnaya massa umen'shaetsya, tochki polzut vverh po bugerovskoi linii), a zatem posle (zdes' zvezda zahodit, vozdushnaya massa uvelichivaetsya). Esli ekstinkciya ne izmenilas', tochki poidut obratno po toi zhe samoi pryamoi. K sozhaleniyu, tak byvaet redko. Po raznye storony meridiana tochki lozhatsya na pryamye s razlichnym naklonom, chto i harakterizuet izmenenie ekstinkcii. Iz etih dvuh naklonov inogda berut srednee ili prinimayut gipotezu, chto izmenenie koefficienta ekstinkcii proishodit lineino so vremenem, libo po kakomu-nibud' drugomu zakonu. No, kak pravilo, ekstinkciya menyaetsya dostatochno proizvol'no, i eti uhishreniya vse ravno ne privodyat k povysheniyu tochnosti.

Neredko zapisyvayut odnovremenno dve zvezdy: voshodyashuyu i zahodyashuyu, v nadezhde poluchit' srednyuyu bugerovskuyu pryamuyu za interval nablyudenii. Esli ekstinkciya izmenyalas' lineino so vremenem, to pri simmetrichnoi sheme nablyudenii est' shans poluchit' pravil'nuyu vneatmosfernuyu velichinu.

Formuly, analogichnye sootnosheniyam (6.18) i (6.19), mozhno napisat' i dlya pokazatelei cveta. Po opredeleniyu

$\begin{displaymath} C.I.= m(\lambda_1)-m(\lambda_2)=m_\circ(\lambda_1)-m_\circ(\... ...(\lambda_1)-\alpha(\lambda_2)]}_{\displaystyle\alpha_c}\,M(z), \end{displaymath}$

(6.20)

t.e. cvetovoi bugerovskii koefficient prosto raven raznosti bugerovskih koefficientov dlya dvuh dlin voln $\alpha(\lambda_1)-\alpha(\lambda_2)$ .

Iz nablyudenii zvezdy v dva momenta vremeni imeem

$\begin{displaymath} \alpha_c=\frac{C.I.(t_1)-C.I.(t_2)}{M(z_1)-M(z_2)}, \end{displaymath}$

(6.21)

ili, esli izvesten zaatmosfernyi pokazatel' cveta

, to

$\begin{displaymath} \alpha_c=\frac{{C.I.}-{C.I.}^\circ}{M(z)}. \end{displaymath}$

(6.22)

<< 6.3 Uchet atmosfernoi ekstinkcii | Oglavlenie | 6.5 Metod pary >>

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