<< 3.4 Fizicheskie ogranicheniya na | Oglavlenie | Literatura >>
3.5 O tochnosti izmerenii svetovyh potokov
Osnovnaya zadacha lyubogo astronomicheskogo nablyudeniya - ne tol'ko zaregistrirovat' istochnik, no i izmerit' potok izlucheniya. Dlya registracii istochnika dostatochno razlichit' ego na fone shuma, prinyav za kolichestvennyi kriterii zadannyi uroven' otnosheniya signal/shum. Izmerenie kakoi-libo fizicheskoi velichiny (potoka, itensivnosti) trebuet zadaniya tochnosti, s kotoroi myh hotim etu velichinu izmerit'. Estestvenno, chem vyshe tochnost' izmereniya, tem luchshe. Pri astronomicheskih nablyudeniyah energiya fotonov, sobrannyh teleskopom za vremya ekspozicii, preobrazuetsya detektorom v inye formy energii i v konechnom schete vyvoditsya v cifrovom vide (naprimer, kak chislo fotoelektronov v sekundu na fotoumnozhitele). Zatem otschety kalibruyutsya i takim obrazom ustanavlivaetsya odnoznachnoe sootvetstvie mezhdu skorost'yu scheta detektora i padayushim potokom fotonov v dannom diapazone energii.
Vazhnost' povysheniya tochnosti izmereniya svetovogo potoka ot astronomicheskogo
istochnika illyustriruetsya sleduyushim primerom.
Sushestvuet mnogochislennyi klass intensivno
izuchaemyh astrofizicheskih ob'ektov - tesnye dvoinye zvezdy, v kotoryh odna
iz zvezd blizka k predelu prilivnoi ustoichivosti iz-za blizosti drugoi
(govoryat, blizka k zapolneniyu polosti Rosha), pri etom pod deistviem
prilivnyh sil veshestvo s etoi zvezdy mozhet peretekat' na druguyu. Forma
iskazhennoi prilivnymi silami zvezdy otlichaetsya ot sfericheskoi, sila tyazhesti
na raznyh uchastkah poverhnosti raznaya i vyhodyashii potok izlucheniya var'iruetsya
v predelah 
v zavisimosti ot togo, pod kakim uglom my vidim etu
zvezdu (t.n. effekt ellipsoidal'nosti). Takim obrazom, pri obrashenii zvezdy
vokrug obshego centra tyazhesti prinimaemyi potok budet[5 promodulirovan na
urovne iz-za etogo effekta. Chtoby obnaruzhit' etu modulyaciyu (i tem
samym izmerit' orbital'nyi period i drugie fizicheskie harakteristiki
sistemy), nablyudeniya sleduet proizvodit' s tochnost'yu luchshe 
. V konce
1999 g. metodami vysokotochnoi fotometrii uzhe obnaruzheny planety vokrug
blizkih zvezd.
Za vremya ekspozicii teleskop sobiraet fotony, idushie kak ot
istochnika, tak i fonovye fotony (rasseyanie sveta v atmosfere, svechenie
atmosfery, fotony iz mezhzvezdnoi
sredy i t.d.). Fon neba za vremya ekspozicii mozhno schitat' postoyannym,
budem harakterizovat' ego velichinoi 
[kvantov/sm
/c/ster]
Tipichnoe znachenie v sine-zelenoi (V) oblasti -
21.5 zvezdnaya velichina s kv. sekundy dugi, chto sootvetstvuet
kv./sm/s/A/kv. sek. Fon neba uvelichivaetsya v krasnoi oblasti
iz-za svecheniya atmosfernyh molekul ON.
Voz'mem ideal'nyi (
) priemnik. Pust'
- vremya ekspozicii,
- uglovoi razmer izobrazheniya (obychno atmosfernoe),
- apertura teleskopa,
- yarkost' fona neba [kvantov/cm/c/ster],
- potok ot istochnika [kvantov/cm/c].
Kolichestvo fonovyh kvantov, popavshih na detektor za vremya ekspozicii
ot istochnika+fon:
Budem schitat', chto za vremya ekspozicii fon ne menyaetsya i flyuktuacii chisla kvantov nosyat Puassonovskii harakter, t.e. dispersiya otschetov est'
. Tochnost' izmereniya harakterizuetsya otnositel'noi
flyuktuaciei chisla otschetov, t.e. velichinoi
Razlichayutsya dva raznyh sluchaya:
A) Sluchai yarkoi zvezdy, 
. Togda
Chem bol'she diametr teleskopa, tem pri men'shih ekspoziciyah dostigaetsya trebuemaya tochnost' izmereniya.
Primer: Kakaya zvezdnaya velichina mozhet nablyudat'sya
elektrofotometrom (kvantovyi vyhod 
) na 6-m
teleskope za vremya ekspozicii 
cek s tochnost'yu 1
?
Otvet:
c, 
sm, otkuda
kv/sm/c,
a uchityvaya 
kv/sm/c, poluchaem
B) Sluchai slabogo ob'ekta 
. Imeem
Obratite vnimanie na zavisimost' ot kachestva izobrazheniya
i fona neba.
Primer:
Opredelit' predel'nuyu zvezdnuyu velichinu v Moskve
pri nablyudeniyah na 1-m teleskope.
Dlya predel'noi vidimosti polagaem otnositel'nuyu
tochnost'
. Fon neba v luchshie nochi
19
/kv. sek. iz-za sil'noi zasvetki. 
m, , 
c,
(luchshie martovskie ili sentyabr'skie nochi v novolunii).
Cnachala nahodim fon neba v potokah:
kv/sm/c, a potom opredelyaem
kv/sm/c, t.e.
.
Obratite vnimanie, chto predel'naya zvezdnaya
velichina znachitel'no otlichaetsya
(primerno v 10 raz men'she po potoku) ot fona neba!
Poluchennye svedeniya teper' legko pomogut razobrat'sya v voprose o tom, mozhno li nablyudat' zvezdy nevooruzhennym glazom dnem so dna glubokogo kolodca? Dlya otveta dostatochno soobrazit', chto fon neba s edinicy ploshadi i razreshayushaya sposobnost' glaza3.5 ne zavisit ot togo, otkuda my provodim nablyudeniya. Izmenitsya li otvet, esli vzyat' teleskop?
<< 3.4 Fizicheskie ogranicheniya na | Oglavlenie | Literatura >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika
Publikacii so slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
