<< 6.6 Метод Никонова | Оглавление | 6.8 Классический гамма-метод >>

6.7 Метод Сарычева

Основное предположение метода заключается в том, что за сравнительно короткий промежуток времени изменение экстинкции можно представить прямолинейным отрезком. Другими словами, в методе предполагается, что для любых трех последовательных измерений звезд можно считать коэффициент экстинкции линейно изменяющимся со временем.

Пусть имеются три момента измерений $t_{i-1}$ , , $t_{i+1}$ . Это моменты наблюдений трех разных звезд (со своими идентификационными номерами), которые мы также будем называть , и . Соответственно, для этих трех звезд измеряются три звездные величины $m_{i-1}$ , , $m_{i+1}$ , и если бы нам были известны внеатмосферные величины этих звезд $m^\circ_{i-1}$ , $m^\circ_i$ , $m^\circ_{i+1}$ , то в соответствии с уравнением (6.19), коэффициенты экстинкции выразились бы следующим образом:

$\begin{displaymath} \alpha_{i-1}=\frac{\displaystyle m_{i-1}-m^\circ_{i-1}} {\di... ...isplaystyle m_{i+1}-m^\circ_{i+1}} {\displaystyle M_{i+1}(z)}. \end{displaymath}$

(6.39)

Поскольку мы предполагаем, что коэффициент экстинкции между этими тремя моментами изменяется линейно со временем, то

$\begin{displaymath} \alpha_i=\alpha_{i-1}+\frac{\alpha_{i+1}-\alpha_{i-1}} {t_{i+1}-t_{i-1}}(t_i-t_{i-1}). \end{displaymath}$

(6.40)

Далее, подставляя три формулы (6.39) в (6.40) простым, но громоздким вычислением можно прийти к следующему соотношению:

$\begin{displaymath} \begin{array}{l} \frac{\displaystyle t_{i+1}-t_{i-1}}{\displ... ...-t_{i}}{\displaystyle M_{i-1}(z)}m_{i-1} \right)=0. \end{array}\end{displaymath}$

(6.41)

В этом уравнении три неизвестные внеатмосферные звездные величины. Остальные величины определены. Относительно неизвестных мы имеем линейное уравнение. В течение ночи мы наблюдаем звезды, из которых каждые три последовательных ``цепляются'' в подобное уравнение. Если в течение ночи выполнено измерений, из них можно составить уравнения и решить их способом наименьших квадратов. Для этого необходимо, чтобы некоторые звезды (по крайней мере две) наблюдались бы повторно. Если мы определили внеатмосферные величины программных звезд, то нам становятся известны и коэффициенты экстинкции. Ход атмосферной экстинкции, получаемый по данному методу, хорошо сходится с результатами, которые дает метод Никонова.

В отличие от метода Никонова здесь вообще нет специально выбранной стандартной звезды. Отметим, что в методике Никонова стандартная звезда наблюдается сравнительно редко, и только для моментов ее наблюдений мы получаем правильные коэффициенты экстинкции. В методе Сарычева коэффициенты получаются на каждый момент наблюдения реальной программной звезды.

В рассмотренном методе нужно производить довольно много вычислений, больше, чем в методе Никонова, что в свое время помешало его активному распространению. Однако, при использовании ЭВМ для обработки наблюдений, это более не является помехой.

<< 6.6 Метод Никонова | Оглавление | 6.8 Классический гамма-метод >>