Самообразование
Главная > Астрономия > Планеты и их наблюдение
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
114
115
116
117
118
119
120
121
122
123
124
125
126
127
128
129
130
131
132
133
134
135
136
137
138
139
140
141
142
143
144
145
146
147
148
149
150
151
152
153
154
155
156
157
158
159
160
161
162
163
164
165
166
167
168
169
170
171
172
173
174
175
176
177
178
179
180
181
182
183
184
185
186
187
188
189
190
191
192
193
194
195
196
197
198
199
200
201
202
203
204
205
206
207
208
209
210
211
212
213
214
215
216
217
218
219
220
221
222
223
224
225
226
227
228
229
230
231
232
233
234
235
236
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

§ 38. ОБРАБОТКА ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ

Все фотометрические наблюдения планет, описанные в предыдущих параграфах, заключаются в сравнении блеска (или яркости) двух источников света одним из методов наблюдений переменных звезд.

Обработка наблюдений, произведенных методом степеней (Аргеландера или Найланда — Блажко), не отличается от обработки наблюдений переменных звезд, и мы отсылаем читателя к книгам В. П. Цесевича «Переменные авезды и способы их наблюдения», В. П. Цесевича «Что и как наблюдать на небе» и П. Г. Куликовского «Справочник любителя астрономии» (см. литературу в конце книги), где приемы обработки подобных наблюдений описаны достаточно подробно.

Если мы имеем наблюдения Урана, Нептуна или астероидов, имеющие целью изучение колебаний их блеска, то, получив значения блеска в звездных величинах, нужно прежде всего привести их к стандартным условиям. Это значит, что надо либо найти звездную величину g (для астероидов) по формуле (15) § 7, либо получить звездную величину планеты в среднюю оппозицию (т. е. при расстоянии от Солнца, равном большой полуоси ее орбиты). В последнем случае применяется формула

где — величина в среднюю оппозицию, g — абсолютная звездная величина, — видимая величина, а — большая полуось орбиты, — расстояние от Солнца, А — расстояние от Земли (в астрономических единицах).

Далее нужно учесть влияние угла фазы. Обычно зависимость звездной величины планеты от угла фазы носит почти линейный характер и выражается формулой (12) § 7. Если пренебречь в ней последним членом мы получим

где — приращение звездной величины, — угол фазы в градусах к — коэффициент фазы, равный для малых планет в среднем 0,03.

Для Урана и Нептуна эффектом фазы можно пренебречь.

Полученные значения g или нужно нанести на график в функции времени, чтобы убедиться в наличии и характере колебаний. Если намечаются периодические изменения блеска, надо постараться определить период и эпоху максимума (или минимума) блеска, как это делается при обработке наблюдений переменных звезд.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление