<< 7.5 Программа управления наблюдениями | Оглавление | 8. Заключение >>

7.6 WBVR каталог ярких звезд

Сорок лет назад Г.Джонсоном были начаты наблюдения звезд в широкополосной системе UBV. Большое количество наблюдений проведено также в других фотоэлектрических фотометрических системах.

Парадоксальность ситуации в фотоэлектрической многоцветной фотометрии состоит в том, что, несмотря на впечатляющий объем проведенных наблюдений, точных и надежных фотоэлектрических измерений крайне не хватает. Не все яркие звезды, входящие в каталог BS имеют измеренные UBV-величины, а тем более величину $R$. Примерно 10% звезд до $7^m$ не имеют даже величины $V$.

В 1976 г. в ГАИШ были начаты фотоэлектрические наблюдения в фотометрической системе WBVR с целью создания каталогов звезд. Вначале была создана высокоточная система фотоэлектрических стандартов, которая вместе с заданными стандартными кривыми реакции, первичным стандартом, задающим нуль-пункт звездных величин и методикой учета поглощения в земной атмосфере определила Тянь-Шаньский вариант системы WBVR. В 1976-1984 гг. были получены WBVR-величины более 2000 звезд в диапазоне блеска $0^m$-$8^m$.

Дефицит надежных многоцветных фотоэлектрических данных, необходимых для практических астрономических работ, побудил фотометристов ГАИШ поставить в 1984 г. задачу измерения блеска всех ярких звезд северного полушария неба в широкополосной четырехцветной фотоэлектрической системе. На основании накопленного нами опыта каталожных фотоэлектрических наблюдений для проведения этого обзора была выбрана именно система WBVR. Исходя из аппаратурных и наблюдательных возможностей и желания завершить наблюдения в течение 3-4 лет, общий объем программы был оценен в 15 тыс. звезд. Такой объем соответствует числу звезд ярче $7^m$ со склонением больше $-14^{\circ}$ (с некоторым запасом). Эта работа рассматривается как начало массовых каталожных фотоэлектрических наблюдений звезд в фотометрической системе WBVR. В результате четырех лет наблюдений и их обработки получен каталог WBVR-величин ярких звезд северного неба. Он содержит 13586 объектов (звезд и кратных систем).

Все наблюдения были проведены с помощью описанного выше программно-аппаратурно го комплекса АФК-2. Широта Тянь-Шаньской обсерватории примерно $43^{\circ}$. При среднем качестве изображений 2-4 $^{\prime\prime}$, это место отличается хорошей прозрачностью атмосферы (в некоторые ночи вклад аэрозольной компоненты в поглощение $\approx0{}^m\!\!\!.\,01$) и высокой стабильностью прозрачности для большинства ночей.

Пробные измерения начались осенью 1984 года. После накопления некоторого опыта и модификации аппаратуры в январе 1985 года были начаты наблюдения по основной программе. В основном программа была завершена в октябре 1988 г. Около 500 дополнительных измерений некоторых звезд 2-4${}^m$ было выполнено в 1989 г.

=-1 Фотометрические измерения программных звезд выполнялись в течение 360 ночей, полное затраченное наблюдательное время составляет около 2400 ч. В табл. 7.2 приведено распределение наблюдательного времени по годам и сезонам.


Таблица 7.2: Некоторые характеристики условий наблюдений
год или число полное количество количество   Средняя  
 сезон  ночей время  измерений  измерений  температура
    (часы)     в час        ${}^{\circ}C$     
1985  85 570 10000 17  -4.5
1986  97 710 20000 28  -4.0
1987  88 540 17000 30  -2.6
1988  80 510 10000 19  -4.0
           
Зима  98 730     -11.8
Весна  65 400      -5.0
Лето  87 480      +6.8
Осень 120 820      -1.8

Для измерений наблюдатели старались выбирать ночи, которые по своим условиям полностью пригодны для каталожных фотоэлектрических наблюдений, т.е. отличаются полным отсутствием облачности на всем небе и высокой стабильностью прозрачности атмосферы (изменение прозрачности $< 0{}^m\!\!\!.\,01$ за 20-30 мин). При больших изменениях прозрачности ( $>0{}^m\!\!\!.\,02$- $0{}^m\!\!\!.\,03$ за 20-30 мин) наблюдения прекращались. Последующая обработка полученных данных подтвердила, что для 95% затраченного наблюдательного времени изменения прозрачности малы. Пренебрежимая часть данных (меньше 0.5%) оказалась непригодной для включения в каталог из-за резких изменений прозрачности.

Анализ распределения наблюдательного времени по сезонам показал, что 65% приходится на осень-зиму и 35% -- на весну-лето. Распределение наблюдательного времени по температурам ночей свидетельствует о том, что основной объем (80%) данных измерений получен при температуре окружающего воздуха от +5 до -15${}^{\circ}C$ при среднем значении температуры минус 3.8${}^{\circ}C$. Это обстоятельство повышает однородность полученных результатов.

За все время наблюдений выполнено около 57 тысяч отдельных измерений программных звезд и свыше 13000 измерений стандартов.

В программу наблюдений были включены все звезды, имеющие величину $V$ (или подобную ей) по исходному каталогу ярче, чем $7{}^m\!\!\!.\,2$, либо не имеющие величины, но содержащиеся в каталоге HD. Вошли также отдельные, более слабые HD-звезды, расположенные рядом с ярчайшими. Дополнительно была включена часть звезд поздних спектральных классов ярче $9^m$. При формировании программы отбирались звезды, имеющие склонение от 90 до -15${}^{\circ}$, точнее, до DM-зоны -14${}^{\circ}$ включительно.

Некоторые звезды, первоначально не входившие в программу, оказались измеренными из-за ошибок наведения и ошибок входного каталога; эти звезды включались в каталог, если их удавалось надежно идентифицировать. Из-за грубых ошибок исходного каталога некоторые звезды ярче $6{}^m\!\!\!.\,5$ оказались не измеренными; их количество невелико. При проведении наблюдений планировалось получить для каждой звезды из основной программы по четыре измерения: две оценки через 15-25 мин в одну ночь и, аналогично, две оценки в другую ночь в другой наблюдательный сезон. Такая тактика обусловлена желанием дополнительно к измерениям стандартов контролировать изменения прозрачности атмосферы на масштабах 10-20 мин и постоянство фотометрической системы на временных масштабах сотен и более дней. С другой стороны, измерения, распределенные по времени описанным образом, позволяли с некоторой вероятностью выявить неизвестные переменные звезды, а также обнаружить грубые ошибки измерений и наведения.

Наблюдения проводились по площадкам, как было рассказано выше. С данной площадкой измерялись обычно 2-3 стандартные звезды через 15-25 мин каждая, причем, по мере перемещения по небесной сфере, одни стандарты заменялись другими. Данные о стандартных звездах выбирались из списка рабочих стандартов, содержащего 192 звезды.

Два-три раза в ночь проводились измерения пары стандартов с разностью воздушных масс $\Delta M$ равной примерно 0.6 для определения прозрачности атмосферы.

Основой системы стандартов, используемой при наблюдении звезд каталога, послужил список звезд, опубликованный в 1985 году А.В.Мироновым, В.Г.Мошкалевым и Х.Ф.Халиуллиным. В октябре 1985 г. система стандартных звезд была значительно расширена. Построение системы стандартов велось одновременно с наблюдениями программных звезд. Для определения величин стандартов использовались измерения, полученные при наблюдениях программных звезд, и специальные измерения, выполненные равновысотным методом, всего свыше 13000 оценок блеска. После усреднения этих данных была составлена система из 4200 условных уравнений для 228 неизвестных для каждой фотометрической полосы. Дополнительным условием при решении этих систем уравнений служил принятый нуль-пункт звездных величин. Приведенная к нормальному виду система решалась методом Холецкого.

При решении систем уравнений были получены оценки ошибок значений величин стандартов. 50% из 192 рабочих стандартов имеют ошибку величины $V$ менее $0{}^m\!\!\!.\,0016$, 90% -- менее $0{}^m\!\!\!.\,0023$. Оценка реальной точности измерений (без вклада систематической погрешности, обусловленной методикой выноса за атмосферу) проводилась по всему массиву наблюдательных данных за исключением кратных и переменных звезд. Среднеквадратичные отклонения по разным группам звезд приведены в табл.7.3

Таблица 7.3: Среднеквадратичные ошибки $\sigma $ измерений в полосах $W$, $B$, $V$ и $R$ в зависимости от блеска звезд
  блеск $\sigma W$ $\sigma B$ $\sigma V$ $\sigma R$
ярче $5^m$ $0{}^m\!\!\!.\,008$ $0{}^m\!\!\!.\,006$ $0{}^m\!\!\!.\,006$ $0{}^m\!\!\!.\,006$
$5^m$-$6.5^m$ $0{}^m\!\!\!.\,009$ $0{}^m\!\!\!.\,006$ $0{}^m\!\!\!.\,006$ $0{}^m\!\!\!.\,006$
слабее $6.5^m$ $0{}^m\!\!\!.\,010$ $0{}^m\!\!\!.\,007$ $0{}^m\!\!\!.\,007$ $0{}^m\!\!\!.\,008$
Все звезды $0{}^m\!\!\!.\,010$ $0{}^m\!\!\!.\,007$ $0{}^m\!\!\!.\,006$ $0{}^m\!\!\!.\,007$

Особыми случаями фотоэлектрической фотометрии являются измерения двойных (кратных) систем и переменных звезд. В фотометрических каталогах (особенно при фотоэлектрической фотометрии) именно для двойных и кратных звезд содержится основная масса ошибок. Связано это с тем, что иногда наблюдаются не те компоненты или не те сочетания компонент, которые подразумеваются, да и на этапе компиляции наблюдений в каталог может произойти путаница. Поэтому при наблюдениях кратных систем при каталожных наблюдениях мы стремились измерять все визуально достаточно яркие компоненты, даже если они не входили в программу наблюдений. При составлении каталога особое внимание обращалось на правильность отождествления компонент, для проверки привлекались данные из различных литературных источников.

При наблюдениях чаще всего использовалась диафрагма диаметром $30^{\prime\prime}$. Для близких пар (разделение меньше 5-10 $^{\prime\prime}$ -- всегда измерялся суммарный блеск). Для далеких (расстояние больше 30-40 $^{\prime\prime}$) -- измерены отдельные компоненты). В обоих этих случаях точность оценок такая же, как и при наблюдениях одиночных звезд. В случае же промежуточных расстояний результат искажается из-за следующих причин: во-первых, при измерении суммарного блеска часть света системы обрезается диафрагмой; во-вторых, при измерении компонент возможна подсветка другой компонентой; в третьих, разные наблюдатели по-разному располагают компоненты в диафрагме фотометра. С используемой диафрагмой измерения суммарного блеска систем с расстояниями между компонентами до $15^{\prime\prime}$ достаточно надежны. При расстояниях от $15^{\prime\prime}$ до $30^{\prime\prime}$ результаты обладают вдвое-втрое худшей точностью; они могут рассматриваться лишь как оценки суммарного блеска системы.

Как отмечалось выше, для каждой программной звезды каталога планировалось получить по четыре независимых измерения (см. табл.7.4).

Таблица 7.4: Распределение числа звезд по количеству отдельных измерений
количество измерений Все звезды Ярче $7{}^m\!\!\!.\,2$
Меньше 4 измерений  2792 21.0%  1317 12.1%
       4 измерения  7832 58.6%  7038 64.6%
Больше 4 измерений  2734 20.4%  2547 23.3%
    Стандартов       228     218  
    Всего звезд    13586   11120  

Однако для части звезд, в основном слабых, по ряду причин этого сделать не удалось. С другой стороны, существенная часть звезд была измерена шесть и более раз. Полученные каталожные величины в полосе $V$ были сравнены с фотоэлектрическими величинами других авторов, приведенных в известном компилятивном Каталоге ярких звезд (Bright Star Catalogue). Для этого были выбраны общие для обоих каталогов звезды, не являющиеся переменными или кратными. Из 3510 таких звезд 94 имели разности $d{=}V{-}V^{BS}$ больше $0{}^m\!\!\!.\,1$ и были исключены из дальнейшего анализа. Среднее таких разностей $\langle d \rangle{=}0{}^m\!\!\!.\,007$, а стандартное отклонение $\sigma = 0{}^m\!\!\!.\,022$. Для выбранных групп звезд эти параметры приведены в таблице 7.5.

Таблица 7.5: Сравнение полученных величин $V$ и величин $V$ каталога BS
Группы по $B$-$V$ Все $B-V<0{}^m\!\!\!.\,7$ $0{}^m\!\!\!.\,7<B-V<1{}^m\!\!\!.\,5$ $B-V>1{}^m\!\!\!.\,5$
объем группы 3416 1911 1505 238
$<d>$ 0 ${}^m\!\!\!.\,007$ $0{}^m\!\!\!.\,004$ $0{}^m\!\!\!.\,011$ $0{}^m\!\!\!.\,011$
${\sigma}_d$ 0 ${}^m\!\!\!.\,022$ $0{}^m\!\!\!.\,022$ $0{}^m\!\!\!.\,021$ $0{}^m\!\!\!.\,026$

Эти данные показывают,что во первых, нуль-пункты систем, устанавливаемые по ``белым и желтым'' звездам ( $B-V<0{}^m\!\!\!.\,7$), совпадают с большой точностью; во вторых, систематическая цветовая зависимость величин $d$ меньше $0{}^m\!\!\!.\,01$ для звезд всех спектральных классов; и в третьих, случайные различия, обусловленные ошибками измерений, различием методик обработки, ошибками перевода в стандартную UBV-систему, возможной микропеременностью, в среднем одинаковы для всех звезд, кроме самых красных.

Таблица каталога состоит из 10 столбцов.

Столбец 1 (HD) -- идентификация: для основной массы звезд - это номер по каталогам HD или HDE, для 83 звезд, не входящих в эти каталоги -- ее обозначение по каталогу BD. В случаях одновременного измерения трех компонент поставлена буква T, четырех - Q, более Q+, в этих случаях расшифровка обозначений дана в примечаниях.

Столбцы 2 и 3 -- (R.A. и Dec) - прямое восхождение и склонение объекта на эпоху 2000.0.

Столбец 4 (Sp) -- спектральная классификация звезды по различным источникам.

Столбцы 5,6,7,8 ($V$, W-B, B-V, V-R) -- усредненные величина $V$ и показатели цвета W-B, B-V и V-Rпо нашим измерениям.

Столбец 9 (n) -- количество усреднявшихся отдельных измерений. Для стандартных звезд не приводится.

Столбец 10 (c) -- класс точности. Это оценка среднеквадратичной ошибки среднего, вычисленная по всем усредняемым измерениям во всех спектральных полосах и выраженная в тысячных долях звездной величины.

Для строки, которая в конце помечена звездочкой (*), в примечаниях приводится дополнительная информация (о переменности, двойственности, сложной спектральной классификации, возможна и другая дополнительная информация).

Исследование данных каталога продолжается.

<< 7.5 Программа управления наблюдениями | Оглавление | 8. Заключение >>