Любительское телескопостроение - Шемякин М.М.
Скачать (прямая ссылка):
Приводим два снимка звездного неба, полученных нами в Иваново (фиг. 3).
5. О съемке неподвижным астрографом
Почему-то считается, что научную ценность !могут иметь лишь снимки, выполненные с гидированием. Хотя, несомненно, такие снимки предпочтительнее, снимки неба, выполненные неподвижным астрографом, также имеют вполне определенную научную ценность, так как позволяют уверенно определять относительный блеск переменных звезд по их следам. Правда, проницающая способность такого астрографа довольно низка и почернение трека существенно зависит от склонения звезды, но съемка неподвижным астрографом имеет и свои положительные стороны. Звездный трек невозможно спутать со случайным почернением фотоэмульсии, а применение коротких экспозиций порядка 1 мин. сведет фон неба до минимума и не позволит звездным трекам (в этом случае они будут совсем короткими) наползти друг на друга. Нам представляется совершенно очевидным, что те любители астрономии, которые не располагают экваториальной установкой, но имеют фотокамеру с фокусным расстоянием объектива 10—30 см, должны заниматься фотографированием неба этой камерой без гидирования, т. е. каждый раз неподвижно устанавливая ее на любом штативе. По технике выполнения такие снимки чрезвычайно просты, поэтому даже неподготовленный любитель астрономии, применяя высокочувствительные фотоматериалы, сможет получать на своих снимках качественные треки звезд до 8—9-й звездной величины.
«9 Об одном частном случае юстировки полярной оси экваториала ло методу Шейнера
А. В. Палей
Правильная установка полярной оси экваториала — совершенно необходимое условие для получения высококачественных фотографий звездного неба, особенно при длительных экспозициях.
Существует несколько способов как грубой, так и точной установки полярной оси [11]. На практике обычно для определения неточностей установки используется метод Шейнера, при котором ошибки установки приводят к видимому уходу звезды по склонению. Однако в обычном виде этот метод определяет лишь качественную сторону установки по азимуту и высоте и заставляет производить точную юстировку методом последовательных приближений, что занимает немало времени.
Теория сферической астрономии дает формулу, по которой, измерив скорость ухода звезды в поле зрения по склонению, можно установить и величины ошибок установки:
(Д6) = sin t • Аф + cos t cos ф - ДА
В этой формуле Дб —величина ухода звезды по склонению; t — часовой угол звезды; ф— географическая широта места наблюдения; Дф— ошибка установки по широте (по высоте полюса); AA — ошибка установки по азимуту.
Сотрудник Крымской астрофизической обсерватории П. П. Добронравии в своей статье [12] предлагает провести несколько (около пяти) наблюдений звезд в различных часовых углах. Эти измерения позволят составить, например, пять уравнений с двумя неизвестными, которые и определятся из системы этих уравнений по способу наименьших квадратов.
90 При наблюдении звезды в меридиане (t = 0) исходное уравнение обращается в
— (Д6) — cos ф • ДА dt
Сразу видно, что при этом условии на уход звезды по склонению влияет только ошибка установки оси по азимуту.
При наблюдении же звезд в часовых углах ±64 исходное уравнение принимает вид:
-І-(ДЛ)=±ДФ.
Здесь же на уход звезды по склонению влияет лишь ошибка в установке оси по широте.
Следовательно, достаточно провести два измерения скорости ухода звезды по склонению (в меридиане и в часовом угле +6Ч или —6 ), чтобы в результате совершенно элементарных вычислений получить величины ошибок установки. Отмечая этот факт, П. П. Добронравии отказывается от его использования, мотивируя это тем, что для указанных измерений необходимо наблюдать звезду точно в меридиане и точно в часовом угле ±6Ч. Такая аргументация представляется нам неубедительной по следующим соображениям: во-первых, не составляет никакого труда, зная долготу места наблюдения, заранее выбрать звезды для наблюдения и предвычислить для них время кульминации или прохождения ими часовых углов ±6 4 а во-вторых, при наблюдениях в различных произвольных часовых углах надо с не меньшей точностью знать значение часовых углов зыбранных звезд во время наблюдения, так как эти значения должны входить в коэффициенты исходного уравнения. Правда, чем больше измерений мы произведем, тем точнее получим результат, однако на практике оказывается достаточным провести всего два измерения, так как мы берем промежутки времени, а не мгновенные значения. С другой стороны, пользуясь лишь двумя измерениями, мы максимально упрощаем вычислительную часть работы. Поэтому мы считаем, что для определения ошибок установки полярной оси экваториала лучше всего, используя метод Шейнера, производить всего два измерения: одно — в меридиане и одно — в часовом угле +64 или —6Ч,
Указанный метод был применен нами для определения ошибок установки полярной оси астрографа. После первого же исправления ошибок полярная ось оказалась установленной правильно, что было подтверждено самым строгим — фотографическим — методом.
