5. Методичні вказівки щодо виконання робочого завдання

1. При ототожненні астронегатива за картами BD слід враховувати вплив прецесії на координати центру фотознімка (див. додатки до роботи 7.6).

2. Зірку, зоряну величину якої слід визначити, вказує викладач після перевірки правильності ототожнення.

3. Відбір зірок порівняння виконують за ознакою спектрального класу (однакового або близьких спектральних класів). Зірок порівняння має бути не менше ніж 8 - 10.

4. Фотографічні зоряні величини зірок порівняння визначають за каталогом AG.

5. При вимірюванні густини почорніння емульсії показання фіксують за першою логарифмічною шкалою (О,  ) мікрофотометра МФ-2.

6. Градуювальна крива будується в координатах: зоряна величина (m) – густина почорніння (Д).

6. Контрольні запитання

1. Системи зоряних величин та показник кольору.

2. Переваги й недоліки фотографічної фотометрії загалом і позафокальної фотометрії зокрема.

3. Відносна фотографічна фотометрія.

4. Абсолютна фотографічна фотометрія. Методи калібрування негатива.

7. Зміст звіту.

Звіт про лабораторну роботу має містити:

1. Протокол лабораторної роботи.

2. Конспективні відповіді на контрольні запитання.

3. План виконання робочого завдання.

4. Градуювальну криву.

5. Визначені зоряні величини зірок.

6. Оцінку похибки отриманих результатів.

7. Висновки.

8 Література

1. Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики.- М.: Наука,1977,- 544 с.

2. Курс астрофизики и звездной астрономии, т.1, Под ред. акад. А.А. Михайлова, изд.2-е, перераб. и дополн., М.: Наука,1973, - 608 с.

3. Климишин І.А. Астрономія. - Львів: Світ, 1993. - 384 с.

4. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии: Учебное пособие / Под ред. В.В. Иванова. — М.: Едиториал УРСС, 2001. — 544с.

5. Мєняйлов М.Є. Спеціальний фізичний практикум. – К.: Вища школа,1971.- 368 с.

6. М. Миннарт. Практическая астрономия. Перевод с англ. Под ред. П.Г. Куликовского.- М.: Мир, 1971.

7. Дагаев М.М. Лабораторный практикум по курсу общей астрономии: Учеб. пособие.—М.: Высшая школа,1963.-314 с.

9. Додатки

1. Принцип та методи фотографічної фотометрії

Починаючи з другої половини ХІХ ст. візуальну фотометрію поступово змінювала фотографічна фотометрія – визначення зоряних величин зірок за результатами вимірювання результуючого фотографічного ефекту у фотоемульсії, викликаного їх випромінюванням. Фотографічна фотометрія (як і візуальна) ґрунтується на принципі прирівняння двох джерел випромінювання: два джерела світла (із яких одне послаблене у відомому відношенні) вважаються рівними, якщо на одній і тій же фотопластинці за однакової експозиції вони викликають однаковий фотографічний ефект. Фотопластинка, звичайно, фіксує багато об'єктів, тому прирівняння певного джерела випромінювання, шляхом його послаблення до всіх об'єктів, забере багато часу. Значно простіше шляхом штучної процедури, отримати зв'язок між фотографічним ефектом та величиною світлового потоку, що його викликав. Такий зв’язок називають характеристичною кривою негатива.

За способом порівняння розрізняють два методи фотометрії:

а) абсолютний метод, при якому шкала зоряних величин будується незалежно від будь-яких наперед відомих значень блиску зірок;

б) відносний метод — зв'язок між вимірюваним фотографічним ефектом та блиском зорі розраховується на підставі стандартних зірок. Стандартними називають зірки, блиск яких визначений з високою точністю методом абсолютної фотометрії.

Виявилося, що стосовно астрономічних об'єктів (зірок) результуючий фотографічний ефект проявляється двояко: із збільшенням яскравості зірки, за інших однакових умов, спочатку зростає густина почорніння її фокального зображення, а потім – діаметр.

Зображення зірок на малочутливих контрастних емульсіях, які застосовувалися в минулому, були дуже чіткими. Тому історично першим методом фокальної фотографічної фотометрії став «метод діаметрів». У 1858 році американський астроном Джорж Бонд установив зв'язок між діаметром зображення зірки d та часом експозиції t:

d ² = P t + Q ,

де Р і Q – константи (Q характеризує фотоемульсію, а Р – фотографічну активність випромінювання зірки).

Зв'язок між діаметром фокального зображення та часом експозиції дав змогу отримати емпіричну формулу, що пов'язує зоряні величини й діаметр зображення:

,

де a і b — постійні, які необхідно визначати для кожної серії пластинок.

Так були визначені фотографічні зоряні величини близько двох мільйонів зірок, що охоплюють «Каталоги фотографічної карти неба» («Carte du ciel»).

З розвитком фотографії були створені високочутливі фотоемульсії, які дозволяють досліджувати слабкі об'єкти, але отримуване зображення на таких фотопластинках нечітке. Це зумовлено невисокою контрастністю та суттєвою зернистістю таких емульсій (див. додатки до роботи 7.5). Тому почали широко застосовувати метод почорнінь фокальних зображень. Сутність методу – визначення густини почорніння фотоемульсії фокального зображення зірки.

Відомо, що для фокального зображення властива нерівномірність почорніння фотоемульсії у межах кружечка зображення. Ця обставина суттєво обмежує можливості застосування методу.

У кінці минулого століття астроном П’єр Жансен запропонував метод позафокальної фотографічної фотометрії зірок, який полягає в тому, що фотопластинку при фотографуванні зірок на чутливі фотоемульсії розміщують поза фокусом об'єктива астрографа. Зрозуміло, що діаметри кружечків зображення зірок будуть однаковими, а густина почорніння фотоемульсії – пропорційною блиску зірки.