2. Определение величины дисперсии спектрограммы.

Так как дисперсия наших спектрограмм постоянна, кажется, что достаточно измерить

расстояние между двумя любыми линиями, найти разницу их длин волн и рассчитать величину по соотношению:

D = Δλ /ΔL= (λ₁ – λ₂)/(L₁ – L₂)

Здесь:

Δλ – Разница длин волн двух любых спектральных линий в спектре сравнения в ангстремах.

ΔL – расстояние между этими спктральными линиями в миллиметрах.

Однако же на самом деле поступают не так. Всё дело в том, что всегда присутствуют ошибки в измерениях положений спектральных линий, тем более в нашем случае, когда измерения производятся простой линейкой с крайне большими погрешностями ( 0,2 - 0,3 мм. ) каждого измерения. Такие большие погрешноти каждого отдельного измерения не могут обеспечить получение величины дисперсии с точностью до трёх значащих цифр после запятой. Конечно, точность можно повысить за счёт большого количества измерений по различным парам линий.

На практике поступают значительно проще. Дисперсия определяется на основе наших рассчётов величины одного из коэффициентов регрессии - a.

Те из Вас, кто хорошо помнят аналитическую геометрию, знают, что смысл коэффициента a в уравнении прямой y = ax+b – это величина тангенса угла наклона этой прямой к оси х , то есть a = Δy/Δx, или

a =L /Δλ ( по нашим обозначениям). Тогда очевидно, что D=1/a.

Внимание: Дисперсию определяем с точностью до трёх знаков после запятой. Определением величины дисперсии спектрограммы заканчивается этот этап работы. Результаты выполнения этого этапа работы заносятся в таблицу 2.

a
b
λ1 ( Ǻ)
L1 (мм)
λ2 ( Ǻ)
L2 (мм)
D (Ǻ/мм)

Табл. 2

3. Отождествление спектральных линий в спектре звезды.

Цель этого этапа работы - определить длины волн хотя бы некоторых спектральных линий в спектре звезды.

Сложности выполнения этого этапа работы связаны с тем, что в спектре звезды совсем не обязательно присутствуют все спектральные линии, имеющиеся в спектре сравнения. Справедливо и обратное утверждение.

При отождествлении спектральных линий спектра звезды исходят из следующих соображений:

Во-первых, всегда все спектральные линии спектра звезды смещены в одну сторону от соответствующих линий спектра сравнения на примерно одинаковые расстояния (строго говоря, они, конечно, не одинаковы, а пропорциональны длинам волн).

Во-вторых, не обязательно все линии спектра сравнения присутствуют в спектре звезды и наоборот.

В-третьих, не обязательно самые “мощные” линии спектра звезды соответствуют самым “мощным” линиям спектра сравнения. Справедливо и обратное утверждение.