Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 139

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 133 134 135 136 137 138 < 139 > 140 141 142 143 144 145 .. 164 >> Следующая


При наблюдении малоизученных переменных или при обработке слабых объектов на фотопластинках часто приходится проводить привязку звезд сравнения к звездам с известным блеском. Нередко это бывает трудно, тем более, что привязку нужно делать в соответствующей цветовой системе (pg. v> Pv>- Среди рядов звезде точно измеренными звездными величинами, называемых стандартными рядами, наиболее известны "северный полярный ряд" и "избранные площадки" (SA — Selected Areas). Первый из них приведен во многих справочниках в виде карт. Избранные площадки — это 206 областей, распределенных по всему небу в соответствии с планом, предложенным Каптейном в Гронингене. Расстояние между ними, как правило, составляет lh по прямому восхождению и 15° по склонению. Для них определены в основном только фотографические звездные величины. При фотографировании большой области можно надеяться, что одна из избранных областей попадает на пластинку. Если же это не так, то получают переходргу'ю пластинку с центром, смещенным в нужную сторону. Привязку звезд сравнения удобно делать с помощью ирисового фотометра. Кроме того, можно изготовить вспомогательное устройство,в котором

320

через два оптических плеча Сравниваемых области можно свести вместе В разделенном поле зрения, так что процедура сравнения может быть выполнена чисто визуально. Нужно учитывать только положение звезд на чтзстинке и диффе рении ал ь ное атмосферное поглощение на различных зенитных расстояниях.

Особое внимание мы хотим обратить на "Атлас избранных областей" Вруна и Ференберга (1965). Более яркие звезды до 12„5"! показаны в поле со стороной 40'. Более слабые звезды даны в поле со стороной 15', расположенном в центре большого поля. Предельная величина составляет 1 6—17"'. Отметим, что в Атласе звездные величины приведены В гарвардской системе. На обсерватории Маунт-Вилсон в областях 1—139 было проведено новое определение звездных величин а международной системе, которая существенно отклоняется от шкалы гарвардских величин и связана с ней значительным цветовым уравнением. При сравнении гарвардской и международной систем звезды в первой, как правило, оказываются ярче примерно на 0,6"', ко зга значение немного меняется от одного поля к другому и зависит, кроме того, от блеска звезд. Существуют таблицы для этих поправок (Сире, 1925). Наблюдателю, которому недоступны эта таблицы, нужно указывать, что его величины получены в гарвардской системе.

Специальные списки последовательностей звезд сравнения и зависимости между фотометрическими системами опубликованы в обширной сводке Лалиіа (1965). Перечень фотометрических каталогов и стандартных рядов можно также найти у Шарова к Якимовой (I970).

Для получения стандартного ряда звездных величин особенно удобны Плеяды, они лучше, чем северный полярный ряд, в том отношении, что звезды от 3"' до самых слабых расположены в компактной области и поэтому легко отождествляются. Однако северны" полярный ряд имеет то преимущество, что он виден в любое время года и не меняет своего зенитного расстояния.

Если нет возможности прямо использовать избранные площадки, то получают специальные пластинки с их изображением или изображением северного полярного ряда при тех же условиях, что и сами пластинки наблюдательной программы. При этом для обеих пластинок нужно использовать одну и ту же эмульсию. Иногда возможно фотографирование наблюдаемой области на одной половине пластинки и области сравнения - на другой. Нежелательно накладывать две экспозиции друг на друга, как это делалось раньше, хотя даже в этом случае на компараторе можно выделить звезды разных полей. Дело в том, что может возникнуть эффект, обусловленный различной реакцией эмульсии на две последовательные экспозиции.

Определение звездных величин звезд сравнения - довольно трудная задача. С одной стороны, систематическая ошибка a 0,5"1 в ряду, звезд сравнения не имеет большого значения, так как форма кривой блеска при этом не искажается. Но, с другой стороны, это важно при определении абсолютных величин и расстояний. Любителям трудно обойтись без консультации центрального объединения исследователей переменных звезд или профессиональной обсерватории. В нашей книге мы не имеем возможности рассмотреть этот вопрос более детально.

321

Определение максимумов и минимумов. Наблюдатель должен приложить все усилии дня получения большого 'іисла точек кривой блеска вблизи максимума и минимума, если предполагается определять или улучшать элементы. Обы'лше переменные типа RR Лиры или затменные звезды следует наблюдать каждые 5—10 мин, а мириды — каждую ночь. Со средней кривой блеска, проходящей через наблюдательные точки, считывают момент экстремального блеска. Нежелательно принимать моменты самой яркой или слабой оценки блеска за моменты максимума или минимума. Могут возникнуть трудности, если кривая блеска демонстрирует флуктуации в максимуме, как это часто бывает у мирид. Вторичным волнам нельзя придавать большой вес. Отдельное наблюдение яркого или (для затменной звезды) слабого блеска нельзя считать "экстремумом"; ею нужно обозначать как "отдельное наблюдение", хотя оно может быть очень важным. В некоторых случаях можно использовать способ, предложенный Погсо-ном. На график кривой блеска наносятся линии, параллельные оси времени и соелиняющие точки с равными звездами величинами на восходящей и нисходящей ветвях. Каждая из этих линий делится пополам, и их средние точки соединяются гладкой кривой. Момент максимума находится как пересечение продолжения этой кривой с кривой блеска (метод хорд Пог-шна). Как видно из рис. 166. момент максимума, полученный таким образом, не обязательно совпадает с наивысшей точкой кривой блеска, но он лучше представляет обший ход кривой. Наклон делящей линии -мера асимметрии кривой блеска. У симметричной кривой это прямая линия, перпендикулярная оси времени. Были предложены различные математические методы вычисления моментов экстремумов, но вряд ли их можно считать надежными, поскольку при их использовании предполагается, что форма кривой блеска аппроксимируется математическим уравнением, например параболой. Нужно отметить, что ни один метод не может дать большей точности, чем это присуще самим наблюдениям. Задачей любого метода является полное использование информации, содержащейся в наблюдениях.
Предыдущая << 1 .. 133 134 135 136 137 138 < 139 > 140 141 142 143 144 145 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed