Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 140

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 .. 134 135 136 137 138 139 < 140 > 141 142 143 144 145 146 .. 164 >> Следующая


Рис. і66. Метод \ордПогсона

Ошибки наблюдений и точность. Уже говорилось о том, что различия в цвете осложняют наблюдения. Ошибки в степенных оценках способны вызвать и другие психофизиологические факторы, которые могут существенно различаться от наблюдателя к наблюдателю. Вероятно, они меняются и во времени, будучи отчасти обусловленными состоянием наблюдателя в момент работы. Наиболее опасной является ошибка часового угла, которая у отдельной звезды проявляется в зависимости от часового угла как аргумента. На самом деле она определяется относительным положением сравниваемых звезд в шле зрения телескопа — следовательно, углом между линией, соединяющей обе звезды, и вертикалью. В результате, если

322

звезда наблюдается в течение многих часов, возникают систематические ошибки, а у звезц. наблюдаемых только раз в ночь, появляется годичный ход. Ошибкз расстояния возникает в том случае, когда равные разности звездных величин оцениваются по-разному в зависимости от расстояния между звездами. Ошибка величины заключается в существовании зависимости между ценой степени и блеском, а ошибка интервала - в наличии зависимости между ценой степени и различием блеска между сравниваемыми звездами.

Известно, что только ошибка часового угла может внести существенную погрешность в наблюдения, но и она редко бывает очень большой, даже если наблюдатель ей подвержен. На средней кривой блеска короткоперио-дических звезд ошибка часового угла просто увеличивает рассеяние наблюдений. Если используется индивидуальная шкала звезд сравнения, другие ошибки, в той или иной степени, компенсируются. В литературе иногда роль этих ошибок преувеличивается. При подборе звезд сравнения все равно нужно избегать больдтих расстояний между звездами и больших различий блеска.

Развитие техники и особенно электроники ведет к недооценке визуальных методов наблюдений. Конечно, новые методы означают большой прогресс, в первую очередь в точности измерений. Это проявляется и при сравнении визуальных определений блеска с фотоэлектрической фотометрией. Но здесь нельзя слишком далеко заходить в обобщениях, и метод Аргеландера является хорошим тому примером.

Метод наблюдения нужно рассматривать не только с точки зрения точности, но и с точки зрения затрат труда, т.е. времени, необходимого для определения звездной величины переменной звезды. В этом отношении степенной метод Аргеландера много выигрывает в сравнении с методом фотоэлектрической фотометрии. Нужно принять во внимание и стоимость аппаратуры. Кроме того, заметим, что для определения типа и элементов новой переменной или для последующего контроля ее периода большая точность не нужна. Другое дело, если нужно построить кривую блеска в различных областях спектра или определить элементы орбиты затменной системы.

Покажем на примере, чего можно достичь, используя метод Аргеландера. В 1952 -1953 п. Гоффмейстер во время своего второго пребывания в Южной Африке визуально оценивал многие новые короткопериоднческие переменные, открытые мм на ранее полученных фотопластинках. Наблюдения на фотографическом инструменте в течение большей части ночи брала на себя его жена, что позволило расширить визуальную программу. В результате примерно за 13 месяцев было получено 22416' наблюдений 96 звезд. Использовался очень простой телескоп с аппертурой 130 мм и фокусным расстоянием 1160 мм на азимутальной установке. На рис. 167 и 168 представлены кривые блеска двух затменных звезде малыми амплитудами изменения блеска (А, - главный минимум и Л; - вюричный минимум):

V673 Cen, 9,5-9,7"', P = 0,932792d, /4,-0,2"', A2=O1OS'";

V677 Cen 11,5-11,7'", /"= 0,325067'1, .4,=0,15™. A2=QJ"1. Кривые показывают, какого прекрасного результата можно достичь, ис-

323

/77

9,6

9, а

0,0

0,2

0,4

O1S 0,8

i? ?

Рис. 167. Средняя кривая блеска V673 Сеп, построенная по визуальным наблюдениям (Гоффмсйстер}

11,4

11,6 11,8

0,0

0,2

OS

0,6

0,8

1,0 ф

Рис. 168 Средняя кривая блеска V677 Сеп, построенная по визуальным наблюдениям (Гоф фмейстер)

пользуя метод Аргеландера, и причина успеха не только в наблюдателе, но и в звездах. Во-первых, в распоряжении должны быть подходящие звезды сравнения и, во-вторых, ход переменности в различных циклах должен совпадать. Как было показано в разделе, посвященном затменным звездам, в случае тесных контактных систем, таких как V673 Сеп и V677 Сеп, это не всегда соблюдается. Кроме того, блеск звезд должен соответствовать возможностям телескопа. Переменность звезд с амплитудой 0,2'" трудно подтвердить, используя фотографический метод; переменные надолго остаются лишь заподозренными.

Фотоэлектрическая фотометрия. Принцип метода состоит в преобразовании энергии излучения в электрическую энергию, которую можно измерить намного точнее, чем непосредственно интенсивность света. Фотоэлектрическая фотометрия была введена в астрономию около 1910 г. в Северной Америке Стеббинсом, а в Германии Гутником для прямых измерений на небе и Розснбергом для измерений на фотопластинке. В то время использовался вакуумный или заполненный газом сосуд, в котором кванты света выбивали электроны из тонкого испаряющегося слоя калия, цезия или рубидия. Эти электроны собирались находящимся внутри сосуда электродом (обычно кольцевой формы) с положительным потенциалом; при этом измерялся заряд или ток.
Предыдущая << 1 .. 134 135 136 137 138 139 < 140 > 141 142 143 144 145 146 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed