II Международная научная конференция
«Наблюдение околоземных космических объектов»

Звенигород, 22-24 января 2008

Фотометрические исследования небесных объектов в любом случае проводятся в определенной системе, которая устанавливает зависимость между измеренными интенсивностями приходящего излучения и звездными величинами в какой-либо спектральной области. Как известно, она носит название инструментальной фотометрической системы. В первую очередь такая система характеризируется спектральной областью приема излучения и шириной спектральной полосы. Если учесть, что каждый аппаратурный комплекс имеет свой коэффициент пропускания оптики и над каждым наблюдательным пунктом коэффициент пропускания атмосферы тоже отличается, то любая инструментальная фотометрическая система существенно отличается от других подобных систем. Особенно это актуально в наше время, когда происходит постепенный переход от ФЕУ, телевизионного приемника к ПЗС-структурам. Так, приемники ФЕУ-79 имеют максимум чувствительности в желто-зеленой области спектра, а ПЗС-матрицы в красной. Классические ПЗС-структуры почти не чувствительны в ультрафиолетовой области излучения и слабо чувствительны в синей.

Таким образом, даже при одинаковых условиях наблюдения одного и того же объекта, результаты, полученные в различных инструментальных фотометрических системах, могут быть совершенно разные. Если стоит вопрос о создании сети фотометрических наблюдений ИСЗ, необходимо оговорить единую стандартную фотометрическую систему с ее характеристиками: эффективной длиной волны (λ_эф), и шириной спектральной полосы (Δλ).

На практике интегрированные излучения проводится на интервале длин волн от λ₁ до λ₂ - к которому чувствителен аппаратурный приемник. При этом эффективная длина волны системы определяется соотношением

             (1)

В случае использования многоцветной инструментальной фотометрической системы, которая охватывает несколько отдельных спектральных участков, описание каждой спектральной полосы проводится отдельно с соответствующим определением нуль-пункта. Желательно, чтобы инструментальная фотометрическая система по своим характеристикам была как можно ближе к стандартной. В первом приближении этого можно достичь, используя широкополосные цветовые стекла (фильтры). Но на практике, используя только фильтры, создать инструментальную фотометрическую систему, которая бы точно отвечала стандартной, невозможно. Кроме того, спектральные характеристики составляющих узлов электрофотометра со временем изменяются и зависят от параметров внешней среды. Поэтому инструментальную фотометрическую систему желательно регулярно контролировать и через соответствующие поправки наблюдаемые звездные величины объектов, приводить к стандартным.

Редукцию результатов электрофотометрических наблюдений астрофизики часто проводят за методом Харди и Ежикевича. Этот метод дает возможность одновременно учитывать атмосферную экстинкцию и проводить трансформацию фотометрической системы [1,2]. Ели разница между системами невелика, связь между стандартной и инструментальной фотометрической системами можно представить следующими уравнениями

m₀₁=m₀₂+A_m+B_m+c₀₁
                                                                (2)
c₀₁=A₀+B₀ c₀₂ ,

где m₀₁ и с₀₁ , m₀₂ и c₀₂ - заатмосферные звездные величины и показатель цвета космического объекта; соответственно, в стандартной и инструментальной системах. A_m, B_m , A₀, B₀ - коэффициенты трансформации. Уравнение (2) можно подать и в таком виде:

m₀₁=m(z)+[a_m+b_mc(z)] M(z)+A_m+B_mc₀₁
                                                                                                (3)
c₀₁=A₀+B₀[c(z)-[a₀+b₀c(z)]M(z)]

Система уравнений (3) отображает связь инструментальных звездных величин m(z) и показателя цвета c(z) с заатмосферными, выраженными в стандартной системе. Если провести дополнительные наблюдения двух групп стандартных звезд, одну в зените, а вторую на зенитном расстоянии Z, то это даст возможность вычислить методом наименьших квадратов как коэффициенты a_m, b_m , a₀, b₀, характеризирующие экстинкцию, так и коэффициенты трансформации системы A_m, B_m, A₀, B₀. Такие вычисления необходимо проводить в том случае, когда точность наблюдений порядка сотых долей звездной величины. Если инструментальная ошибка составляет 0.05^m - 0.10^m, то для определения коэффициентов трансформации достаточно использовать систему уравнений вида:

m₀₁=m(z)+KM(z)+A_m+B_mc₀₁,                  (4)

где К - коэффициент экстинкции, M(z)- воздушная масса, c₀₁ - каталожное значение разницы (B-V).

Проведя наблюдения стандартных звезд и, применив метод наименьших квадратов для решения системы уравнений (4), получаем коэффициенты трансформации A_m, B_m инструментальной фотометрической системы к стандартной , которые используются в случае наблюдений ИСЗ.

26 января 2008
Доклад публикуется с разрешения авторов