Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Часто для измерения пластинок применяется фотоэлектрический микрофотометр, наиболее выгодно его использование при изучении отдельных объектов на большом числе снимков. Однако при исследовании многих переменных для решения статистических задач предпочтительнее экономный во времени метод степеней. Нужно отметить, что фотометр не в состоянии ликвидировать опшбки. присущие пластинке. Измеряют в наше время только фокальные изображения; для этой цели наилучшим является фотометр с ирисовой диафрагмой. Несколько десятилетий назад стремились к уменьшению влияния погрешностей пластинки за счет увеличения площади изображения звезды и применяли для этого или внефокальные изображения, или же специальную "штрихующую" кассету. Эти методы, требующие значительного удлинения экспозиций, уже давно не используются: они заменены прямой фотоэлектрической фотометрией, обладающей высокой точностью. Блеск звезды накладывает пределы и на применение фотоэлектрической фотометрии: большинство слабых объектов приходится изучать методами фотографической фотометрии фокальных изображений.
Обработка степенных -оценок. В степенном методе мы определяем разности. Но если используются две звезды сравнения, то оценка в форме as, и хгЬ (где S, и J3 - разности в единицах степеней) определяет отношение. Например, а? и 5Ь означает, что переменная слабее звезды а и разность их блеска составляет 3/8 разности блеска звезда и Ь. При этом ре-
3)8
Рис. 163. Зависимость между разностью в пепеняч и звездной величиной (поданным (абд. 631
зультат становится не зависишим от индивидуальной лены степени. Предположим, что яркая заезда сравнения имеет величину т,, слабая - JH;, a S1 и Sj - уже упомянутые разности. В звездных величинах'") < »iv <пь. Звездная величина переменной mv может бьш, вычислена по формуле
Si
w„='">+~----"('"г -'''i) =
= т,--("I2 -"J1).
20 а
С Q)
10
о
10,0
110
12,0 т
Предположим, что мы использовали пять звезд сравнения: а, Ь, с, d, е. Каким бы методом мы ни определяли их величины, в первую очередь надо согласовать эти величины так. чтобы они соответствовали наблюдаемому ряду степеней. По всем оценкам вычисляют с]іедние разности степеней а - Ь, Ъ ~ с и т.д. Самой слабой из звезд сравнения приписывают значение 0.0 и. складывая разности, получают оценки блеска двух звезд сравнения (в степенях). Рели бы эти оценки были абсолютно точны, то точки на рис. 165 лежали бы на одной прямой. Из-за различных неточностей обычно это не выполняется, но мы можем через точки, соответствующие звездам, провести сглаживающую прямую и. сдвинув точки параллельно оси х. поместить их на эту прямую, т.е. согласовать их со сред-ниш разі {ост я !!.ги степеней. Используя миллиметровую бумагу, мы можем найти выровненные величины звезд сравнения. В табл. 63 содержатся числовые значения для приведенного здесь примера. Средняя цена одной
Таблица 63
Интервалы степеней и звездные величины (пример)
Звезда
д s
а Ь с d е
7.2 ст.
г.4
12,0 І.8
10.2"
10,6
10.9
11,6
12.0
27,4 ст.
20,2
17,8
s.8
0,0
[cuft
10.70
10.85-
11.62
11.99
As - средним разность степеней, "і - предполагаемая звездная величина, і — звищная величина, нмрзженнян я ннтерм»лэ.\ степеней, т3 - исправленная зеодная величина
319
степени равна 1,83я /27,4 степени = 0,0671"/ст. Это значение нужно применять, если, в порядке исключения, оценка выполнена с использованием одной звезды сравнения.
При фотографических наблюдениях линейная зависимость между разностями в степенях As и интервалами звездных величин соблюдается лишь в некоторой области плотностей почернения. При ослаблении блеска звезды до предела пластинки, как это бьшает, например, у мирид, которые становятся невидимыми в минимуме, цена степени, выраженная в звездных величинах, получается больше, а точность меньше. Сглаживающая линия при этом уже не является прямой и ее наклон к аси х уменьшается. Это происходит из-за того, что диаметризображенин звезды не может стать меньше определенной величины, ч за пороговым значением ослабление блеска выражается только в более слабом почернении.
Похожий эффект наблюдается и для очень ярких звезд. Здесь почернение не может превзойти определенный максимальный уровень, так что в области очень ярких изображений число степеней увеличивается медленно. Излучение звезды частично расходуется на "соляризацию", проявляющуюся в виде светлого центрального пятнышка в изображениях очень ярких звезд.
Вообще считается, что линейная зависимость между разностями в степенях и звездных величинах сохраняется в интервале 4-5 звездных величин B области 1,5 -6'" над пороговым значением пластинки.
При прямых визуальны:; наблюдениях очень яркой или очень слабой звезды точность степенных оценок также уменьшается, а цена степени увеличивается.
Определение звездных величин звезд сравнения. Для многих ярких, а также интересных слабых переменных визуальные звездные величины звезд сравнения опубликованы в различных изданиях или содержатся в более или менее доступных рабочих материалах некоторых известных обществ астрономов-любителей. Любитель-одиночка поступит правильно, если свяжется с одним из обществ (см. раздел 8.1.4); общество обеспечит его необходимыми материалами.
