Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
21 Листопада 2024, 13:30:01

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

   Блеск практически всех небесных тел непостоянен. У одних небесных тел он меняется существенно (на несколько звездных величин и более) у других может быть практически незаметен. У одних объектов блеск меняется очень быстро, другие же меняют блеск очень плавно. Да и причины изменений могут быть самые разные. Но что бы можно было анализировать переменность, нужно иметь набор экспериментальных значений, состоящих из ряда значений (дата, блеск). Попробуем рассмотреть, как получать эти значения и как их анализировать. 
   На сегодняшний день существует два метода оценки блеска переменных звезд: визуальный и фотографический. До второй половины ХХ-го века переменные звезды открывали и исследовали преимущественно с помощью глаза. В настоящее время изменение блеска большей части переменных звезд и астероидов осуществляется при помощи фотографических методов. Но и методы визуальных измерений до сих пор не утратили своего значения. Рассмотрим достоинства и недостатки этих двух методов.
   Фотографические методы удобны тем, что лишены субъективизма. По фотографии, полученной с помощью ПЗС-камеры могут измерять блеск разные люди и получить один и тот же результат. На таком снимке может быть обнаружено одновременно сотнти и тысячи звезд, у заметной части из которых блеск может меняться в заметных пределах. В случае обнаружения переменной звезды ее можно обнаружить и на старых снимках, что говорит об их документальных свойствах. Даже относительно скоромное фотооборудование позволяет выявлять и исследовать переменные звезды 17-18 звездной величины, что лежит далеко за пределов любителей-визуальщиков. Использование высокочувствительных и быстрых фотометров с фотоумножителями позволило выявить очень быстрые колебания блеска порядка секунды и даже доли секунд. Казалось бы все это не оставляет для визуальшиков никаких шансов. Однако у фотографии есть и свои недостатки. Несомненно, что любителей, оснащенных оборудованием для астрофото намного меньше, чем визуальшиков. Продолжительность экспозиции каждого кадра может составлять 5-10 минут и больше, что сглаживает быстрые изменения блеска. К тому же, разнообразие оптических поверхностей и чувстительности матриц очень велико, что вызывает сложности с совмещением данных разных любителей.  Кривая же чувствительности глаза (палочкового зрения) практически у всех одинакова.    
   Любителей визуальных наблюдений в мире очень много. Их разбросанность по земному шару довольно существенна, что теоретически позволяет наблюдать за многими звездами практически непрерывно. Большое число любителей способно изучать большое число переменных звезд. Преимущество человеческого глаза еще и в высокой квантовой эффективности. Мы в состоянии отслеживать изменения блеска с частотой до 0.1 секунды. При оптимальной яркости чувствительность к контрасту у глаза доходит до 3%, что позволяет уловить изменения блеска на 0.03m. Уникален у человеческого глаза динамический диазпазон. Если на бумаге самый темный участок и самый белый различаются по яркости в 50 раз, на экране монитора различие не более тысячи раз, а ПЗС камеры обычно имеют диапазон яркостей в 65536 градаций, то у человека динамический диапазон различаемых яркостей превосходит миллион. Исследуемая на фото звезда может оказаться пересвеченной и не пригодной для измерений, что выявится далеко не сразу, а глаз отреагирует очень быстро. Только при помощи визуальных оценок можно изучать изменения блеска слабой переменной звезды, расположенной в тесной близости с яркой звездой. Главными недостатками визуальных оценок является невозможность их перепроверки (недокументированность) и возможность у наблюдателя одномоментно оценивать только одну звезду (избирательность). 
   Для того, что бы можно было оценить неизвесный блеск звезды или астероида, нужно от чего то отталкиваться. Существует два способа - эталонный источник и опорные звезды. Если для любителя реализовать аттестованный источник проблематично, то взять для определения блеска неизвестного объекта блеск близлежащих звезд с известным блеском вполне реально. И с помощью фотографического метода и для визуальных оценок нужно придерживаться нескольких требований:
1.   Звезды сравнения должны располагаться на небе как можно ближе к исследуемому объекту.
2.   Блеск звезд сравнения должен не очень сильно отличаться от блеска неизвестного объекта. Для визуальных оценок полезно найти такие опорные звезды, что бы одна из них была немного слабее объекта, а другая  - немного ярче.
3.   Желательно, что бы показатель цвета исследуемого объекта и звезд сравнения отличался незначительно. К сожалению, это трудновыполнимое правило.
Допустим, что такие звезды подобрать удалось. Как же определить блеск неизвестного объекта. Э. Пиккеринг предложил выбрать двезвезды из звезд сравнения тааких, что бы яркость одной была чуть больше яркости определяемого объекта, а яркость другой - чуть слабее. Разность в блеске между этими звездами мысленно делится на 10 равных частей. Наблюдатель должен оценить разность между блеском объекта и звезд в этих интервалах. Если звезда X слабее А на 4 интервала и ярче В на 6, значит пишут, что A4X6B. Этот метод вполне рабочий и с его помощью было получено многие тысячи оценок. Однако, на практике часто трудно разделить интервал между блеском опорных звезд на 10 частей. Попробуйте уловить, какие оценки соответсвуют блеску звезд по этой методике на изображении. Ответ будет в конце раздела.

[tlgleonid]

Блистательный исследователь переменных звезд Ф. Аргеландер предложил свой метод оценки, названный методом степеней. Если блеск звезд A и X неотличим, пишут A=X. Если же блеск звезд A и X кажется практически одинаковым, но на какую-то долю секунды кажется, что X слабее А, пищут А1X, что значит, что X слабее А на одну степень. Если же звезда X слегка отличается от А по блеску и это явно видно, то пишут А2X, что значит, что X слабее А на две степени. Когда звезда X заметно слабее звезды A, говорят о трех степенях или А3X. Если разница еще сильнее, то степеней уже 4 и пишут А4X. Естественно, что такое же сравнение нужно сделать и с более слабой звездой. Фактически мы получаем разбивку интервала между опорными звездами не на 10 частей, а на число различимых интервалов. Попробуйте оценить блеск звезды X на разных картинках и сравнить с ответом.
   Метод Аргеландера был усовершенствован и известен, как метод Нейланда-Блажко. Для применения этого метода нужно выяснить, какой интервал больше AX или XC. Затем меньший интервал оценивается по методу Аргеландера. Пусть разность составляет m степеней.  После этого, нужно оценить, насколько больше другой интервал. Если он больше в y раз, то этому интервалу нужно присвоить y*m. Преимуществом этого метода является то, что меньшие интервалы проще и точнее можно оценить. Попробуйте этот метод с нашим тестовым примером.
   Все вышеописанные методы не позволяют полностью избавиться от различного рода ошибок оценок. Распространенной ошибкой является проблема соотношения сигнал/шум. Чем слабее выделяется звезда на небе, тем больше погрешность определения ее блеска. Оценки блеска, сделанные одним и тем же наблюдателем в разные телескопы и при разной степени засветки могут заметно отличаться. Учитывая, что гордская засветка имеет характерный рыжеватый оттенок, она может повлиять на определение блеска холодных звезд.
Также, если звезда сравнения и объект имеют существенно отличный цветовой оттенок, то может из-за разности в цветоощущении возникнуть существенная ошибка. Особенно коварны в этом отношении красные звезды, ошибки блеска которых часто достигают 0.5m и более. Вносит свой вклад и разная чувствительность сетчатки глаза. Чем дальше расположены звезды, тем больше может быть ошибка. Оценка блеска зависит даже от ориентации глаза. Бывает, что ошибка связана и с физическими особенностями: различным поглощением низко над горизонтом, цирусы, закрывающие часть звезд, пятнистость фона от засветки города. Следовательно, желательно наблюдать звезды на темном небе и далеко от города. Среди ошибок есть также ошибки, связанные с предпочтительностью определенных оценок (например, наблюдатель подсознательно избегает четных степеней), а также с предубежденностью. Приступая к наблюдениям, важно не пытаться предварительно вычислить ожидаемый блеск.

----------------------------

   Если же проводится измерения блеска переменной звезды по астрофотографии, то большим подспорьем может оказаться линейность в накоплении сигнала пикселями матрицы. Рассмотрение вопроса о получении астрономических изображений и их обработке слишком сложен и требует отдельного разговора. Нужно только отметить, что перед измерением блеска данные с камеры должны быть сохранены в абсолютном виде и с ними не должны производиться нелинейные преобразования (типа "кривых", сохрание в jpg и т.п.). Открыть fit-файл с изображением объекта можно открыть любой удобной программой MaximDL, Iris или им подобными. Такие программы позволяют осуществлять колличественную фотометрию. В Iris это подпункт "Aperture photometry" в пункте меню "Analysis". Эта функция использует кольцевую фотометрию. Для ее задания используют три круга. Во внутреннем круге вычисляется суммарная яркость всех пикселей. Область между вторым и третим кругом оиспользуется для определения яркости фона, которая потом вычитается из яркости звезды. Для того, что бы результаты оказались неискаженными, нужно постараться выбрать радиус второго и третьего круга так, что бы между ними не оказалось звезд. Сделав оценку блеска опорной звезды и объекта с неизвестным блеском можно сделать вывод о их разнице блеска. Например, на нашем примере ниже блеск опорной звезды оказался -13.069m, а блеск оцениваемой звезды -6.196m. Столь неправдоподобные значения связаны с тем, что мы не задали неизвестную программе константу фотометрии - яркость нулевой звездной величины. Это можно сделать, задав константу явно или определить ее при помощи астрометрических методов. Но поскольку нас интересует лишь разность звездных величин, то она определяется просто разностью полученных величин: -6.196- (-13.069)=6.873 звездные величины, то есть блеск определяемой звезды на 6.873m слабее, чем блеск звезды опорной. Если опорная звезда имеет блеск 7m, то у нашей звезды блеск 7+6.873=13.873m. Эта оценка будет довольно точной, но для повышения точности лучше усреднить полученное значение в результате сравнения с блеском нескольких опорных звезд. Но при этом крайне важно, что бы яркость пикселей звезд оценки не выходила за пределы динамического диапазона камеры.

[tlgleonid]

Профессиональные астрономы стремятся оценивать блеск в какой-то заданной фотометрической системе, требующей применения специальных фильтров, достать которые пока проблематично. Но отследить изменения и их характер у звезды и астероида можно с любым фильтром или вообще без него. В этом случае лучше всего отказаться от попыток построить кривую блеска переменной звезды, оценки которых получены с разным оборудованием. Ведь разные камеры имеют разные кривые спектральной чувствительности и данные с них могут оказаться несравнимы между собой.
   Но вот, ряд оценок получен. Но его еще нужно обработать. В простейшем случае строится график, по горизонтальной оси которого откладывают время, а по ветикальной - блеск. Для удобства, время задают в юдианских днях, часах и минутах. Однако для правильной интерпретации полученных данных часто требуется еще и учет дополнительных эфектов.
Что бы свету долететь от Земли до Солнца, требуется 8 минут и 20 секунд. Это уже вполне осязаемое время, влияющее на результат. Если мы наблюдаем за переменной звездой, то момент минимума в положении 2 (на рисунке) будет зарегистрирован на 16 минут 40 секунд раньше, чем в положении 1. Такой эффект уже в состоянии нарушить периодичность в пульсации цефеид. По этому, при изучении переменных звезд все наблюдения приводят к центру Солнца, внося поправку в измеренные моменты времени по формуле dt=0.0058* cos(L-a)* cos(b), где L - эклиптическая долгота Солнца в момент наблюдений, a и b - эклиптические долгота и широта звезды. В некоторых случаях приходится даже учитывать, что в реальности не Земля вращается вокруг центра Солнца, а оба светила вращаются вокруг центра масс солнечной системы, называемого еще барицентром солнечной системы.

[tlgleonid]

В реальности, звезды движутся по отношению к Солнцу и за год это смещение может доходить до десятка световых минут. То есть реальный и наблюдаемый период могут различаться. Если же мы оцениваем блеск астероида, то нужно также учитывать сложный характер его движения, учитывать расстояние до него и изменение направления.
   Также очень важно правильно выбирать моменты оценки. В идеале чем они чаще делаются, тем лучше. Как это не парадоксально, но на практике может иметь место курьезный случай, когда кривая блеска, полученная нами может оказаться очень сильно отличающейся от реальной. Пусть мы имеем дело с периодическими пульсациями. Но из-за того, что время между оценками оказалось чуть больше периода, мы получаем кривую с намного большим периодом.

[tlgleonid]

   Кроме всего прочего, всегда будут иметь место систематические ощибки, независимо от метода получения данных. Если изобразить измеренные точки на графике, они расположаться недалеко от некоторой воображаемой кривой, которуюназывают кривой изменения блеска. Чем больше точек, тем точнее кривая.

[tlgleonid]

   Если кривая блеска периодична, анализ кривой производится путем преобразования ее к одному периоду. За начальную точку отсчета принимается определенный максимум (или минимум) кривой и для каждой точки вместо даты берут так называемую фазу, равную доли разности момента времени с моментом нулевой точки в долях периода. В этом случае все периоды наложатся на одну кривую и дадут усредненную достаточно точну кривую изменения блеска в периоде.
   Найти период изменения блеска не всегда легко. Требуется длительный цикл наблюдений. Часто может иметь место наложение нескольких разных периодов и кривая становится весьма сложной. Специальный софт позволяет искать периоды изменения у таких объектов. По сути, перебираются разные периоды с некоторым шагом и проводится фурье-анализ (интегрирование с периодической кривой). Этот метод позволяет выявить резонансные периоды, которые связаны с какими-то физическими явлениями. Часто же кривые изменения блеска оказываются непериодичными (вспыхивающие звезды, полуправильные переменные) и их анализ нужно проводить уже иными методами. Для этого уже нужна научная подготовка и если у любителя таковой нет, лучше обратиться за помощью к профессионалам. Например, оценки блеска переменных звезд с радостью примут в AAVSO (Американская Организация Наблюдателей Переменных Звезд).


В заключение, приведу ответ на предложенный тест оценки блеска звезд

1. Метод Пиккеринга:
A2X8C A4X6C A6X4C A8X2C
C1X9B C2X8B C3X7B C4X6B

2. Реальный блеск оцениваемой звезды:
10.2m 10.4m 10.6m 10.8m
11.1m 11.2m 11.3m 11.4m

[KMM]

Лёня, прости, я пока всё не прочитал, но первое, что бросается в глаза это этот тест. Во-первых, куда картинка уехала (сверху пустое поле, а внизу обрезано)?

В заключение, приведу ответ на предложенный тест оценки блеска звезд

1. Метод Пиккеринга:
A2X8C A4X6C A6X4C A8X2C
C1X9B C2X8B C3X7B C4X6B

2. Реальный блеск оцениваемой звезды:
10.2m 10.4m 10.6m 10.8m
11.1m 11.2m 11.3m 11.4m

Во-вторых, второй ряд картинок имеют совершенно одинаковую яркость звезды Х - точно такую же, как у В.
В-третьих, всегда обозначают звёзды сравнения буквами по порядку блеска - самая яркая А, потом В, и самая тусклая - С, хотя, на старых картах могут встречаться исключения, но то когда какая-то звезда сравнения оказывалась переменной и её исключали - появлялся промежуток, либо когда переменная звезда оказывалась вдруг ярче самой яркой звезды сравнения, тогда добавляли обозначения где-то ближе к концу алфавита.
В-четвёртых, у тебя явно не соответствуют яркости звёзд сравнения их интервалам в звездных величинах. Дело в том, что софт, монитор уже отображают нелинейно яркость, потому дополнительно не надо вносить нелинейность, а не делать так, как у тебя - между А и В разница яркостей 153, а между В и С - всего 51, хотя и там, и там дана разница в одну звёздную. На самом деле надо делать равными интервал яркостей пикселей. Можешь открыть любой тест монитора - все градации для глаза выглядят равномерными, хотя на самом деле они светятся с гаммой =2.2.

[KMM]

Опечаточки:

   Блеск практически всех небесных тел непостоянен. У одних небесных тел он меняется существенно (на несколько звездных величин и более) у других может быть практически незаметен.

Запятой не хватает после скобки. И так, как это предложение построено, получается блеск "практически незаметен", а не его изменения.

Но что бы можно было анализировать переменность, ...

Тут "чтобы" должно быть вместе.

По фотографии, полученной с помощью ПЗС-камеры могут измерять блеск разные люди и получить один и тот же результат.

Не хватает запятой после "ПЗС-камеры".

На таком снимке может быть обнаружено одновременно сотнти и тысячи звезд, у заметной части из которых блеск может меняться в заметных пределах.

"сотнти" - опечатка.
"у заметной части из которых" - "из" лишнее
Два "заметных" очень близко - лучше перефразировать.

К тому же, разнообразие оптических поверхностей и чувстительности матриц очень велико, что вызывает сложности с совмещением данных разных любителей.  Кривая же чувствительности глаза (палочкового зрения) практически у всех одинакова.

А вот это неверное утверждение. Во-первых, разнообразие оптических поверхностей и при визуальных оценках остаётся. Во-вторых, у глаз людей тоже немаленькое разнообразие спектральной чувствительности. Даже у одного человека на разных глазах разная спектральная чувствительность!
Один знакомый офтальмолог, посмотрев мои глаза, установил, что у меня повышенная на 5% чувствительность глаз к красной части спектра по сравнению со среднестатистической спектральной чувтвительностью человека средних лет.
Потом спектральная чувствительность глаз меняется с возрастом. Так же она зависит курит ли человек или нет.
Главное преимущество визуального метода - его дешивизна, а значит, доступность многим, массовость.

Пока прервусь комментировать - пора на работу.

[tlgleonid]

Максим, спасибо за внимание к статье и полезные замечания. Постараюсь подправить в свободное время. А вот по этому тезису

А вот это неверное утверждение. Во-первых, разнообразие оптических поверхностей и при визуальных оценках остаётся. Во-вторых, у глаз людей тоже немаленькое разнообразие спектральной чувствительности.

хотел бы дать коментарий:
1. Спектральная область, в которой чувствительны ПЗС-матрицы заметно шире, чем человеческий глаз и по этому для них разница в оптических свойствах телескопа существеннее.
2. Разнообразие спектральной чувствительности человеческого глаза не настолько существенно, как может показаться. И у палочек и у каждого типа колбочек за восприятие фотонов ответсвенен конкретный химический процесс, который имеет конкретную физическую кривую зависимости реакции на фотон от длины волны. Небольшая разница может быть вызвана лишь изменении в прозрачности оптических сред глаза, например, помутнения хрусталика.
Фраза о повышенной чувствительности на 5% тоже вызывает вопросы:
- чувствительности чего: колбочек или палочек?
- к какой длине волны?
- чувствительности к спектральному контрасту или яркости?
- какой была методика определения?

[himik]

Метод Аргеландера был усовершенствован и известен, как метод Нейланда-Блажко. Для применения этого метода нужно выяснить, какой интервал больше AX или XC. Затем меньший интервал оценивается по методу Аргеландера. Пусть разность составляет m степеней.  После этого, нужно оценить, насколько больше другой интервал. Если он больше в y раз, то этому интервалу нужно присвоить y*m. Преимуществом этого метода является то, что меньшие интервалы проще и точнее можно оценить. Попробуйте этот метод с нашим тестовым примером.

Совершенно не опнял этот метод. Что такое "m" - это оценка в виде степени? или это разница между степенями?
другой интревал оценивается степенью или интервалом?
А дальше я вообще не понял. Как все же получить результат.