Наведення телескопа за координатамиДалеко не всі об'єкти, що цікавлять спостерігача, розрізняються неозброєним оком і можуть бути «піймані» за допомогою шукача або гіда. Наведення телескопа на слабкі об'єкти виконується після попередніх розрахунків їх екваторіальних координат (годинного кута t і прямого піднесення). Координати небесного об'єкта, що цікавлять спостерігача, знаходять за зоряними каталогами, де вони наведені в другій екваторіальній системі: схилення Між прямим піднесенням та годинним кутом існує зв'язок:
де S — зоряний час. У момент місцевого часу Тm зоряний час дорівнює: S = So + To + 9, 86 (Т - де S ― зоряний час в 0 годин всесвітнього часу для відповідної дати (наведено в короткому астрономічному календарі); різницю (Т - Тn = Тm + (2 - Наближено, з точністю до 3-5 хв., зоряний час у момент Тn для України можна знайти за формулою: S = Tn + N + де N — десятковий дріб, ціла частина якого ― порядковий номер місяця у році, а дробова ― частка місяця, яка визначається заданим числом. Якщо місяць передує вересневі, то N треба збільшити на 12. Наприклад, для 12 березня N =15, 4, бо березень ― третій місяць року і передує вересневі, а число 12 становить 0, 4 місяця; для 20 жовтня N =10, 7. Для Києва наведена вище формула має вигляд: S = Tn + 2 N – 19, 4 (6.11) або S = T + 2 N – 19, 4 (год.) (6.12) /S одержимо в годинах./ Слід мати на увазі, що в Україні стрілки годинників переводяться на годину вперед в останню неділю березня о 3 годині, а назад ― в останню неділю жовтня о 4 годині відносно поясного часу. Тобто, в осінньо-зимовий період ми живемо за часом другого годинного поясу. У випадку, коли поле зору астрографа складає декілька мінут, слід враховувати також поправку за рефракцію та паралакс. Може виникнути ситуація, що після наведення телескопа за розрахованими координатами t іст. - t спост. = D t
то для іншого об'єкта координати, за якими слід наводити телескоп, дорівнюють: t спост. = t іст. - D t
Звичайно величини Dt і D У багатьох випадках можна вважати, що пряме сходження й схилення зірок не змінюються з часом. Але насправді, внаслідок гравітаційної взаємодії Землі з Місяцем та Сонцем, земна вісь повільно зміщується серед зірок (явище прецесії). Внаслідок прецесії змінюється положення полюса світу, і при фотографуванні зі значним часом експозиції ці зміни необхідно враховувати. У тому випадку, коли спостережуваний об'єкт є тілом Сонячної системи, необхідно розраховувати його схилення і пряме сходження на момент спостережень шляхом інтерполяції ефемерид. Зауважимо, що перед початком фотографування, як правило, проводиться контроль роботи годинникового механізму за допомогою будь-якої екваторіальної зірки. 5. Фактори що визначають якість астронегатива Якість астронегатива, головним чином, визначається якістю об'єктива астрографа, який створює зображення небесних світил на фотопластинці. Природнім є прагнення до мінімальних спотворень в отримуваному зображенні. Сформулюємо основні вимоги до зображення зоряного неба на астронегативі: а) зображення зірок повинні мати вигляд кружечків за формою та почорнінням; б) поле зображення на пластинці має будуватися відповідно до законів центральної проекції з другої головної точки об'єктива. Перераховані вимоги задовольняються лише частково, що зумовлено наступними чинниками: а) похибками астрографа; б) властивостями фотоматеріалів; в) впливом зовнішніх факторів. Похибки астрографа поділяють на похибки об'єктива та похибки монтування. Похибки, привнесені об'єктивом, спричиняються абераціями, які спотворюють отримуване зображення (рис. 2). Кружечок розсіювання, що будується об'єктивом, повинен за розміром бути меншим плями розсіяння в емульсії (0, 02-0, 03 мм), але більшим середнього кружечка, що утворюється внаслідок впливу атмосферних явищ. Неправильне центрування об’єктива викликає асиметрію розподілу світла в кружечку зображення зорі, що перешкоджає точному визначенню положення зірки на пластинці. В наслідок неточності монтування та недоліків у роботі годинникового механізму на фотопластинці отримуються витягнуті зображення зірок.
До зовнішніх факторів відносять явища, зумовлені атмосферною турбулентністю, що розмивають зображення (рис. 3). Значний вплив має диференціальна рефракція, яка змінює відстані між зірками внаслідок залежності величини рефракції від положення об'єкта відносно зеніту. Оскільки існує залежність коефіцієнта рефракції від довжини хвилі, то виникає явище атмосферної дисперсії ― розкладання зображення зорі в спектр і зміщення один відносно одного центра почорніння зірок різних спектральних класів. Унаслідок взаємного впливу перерахованих факторів виникає найбільш значна похибка фотографічного методу: зрівняння блиску, або яскравості, зумовлене зміщенням зображення яскравих зірок відносно слабких. 6. Правила оформлення астронегативів та запису Спостерігач зобов’язаний уважно та охайно заповнювати журнал спостережень. На початку кожного спостереження в журналі обов'язково фіксують рік, місяць і дату спостережень (опівночі дата змінюється!). Безпосередні результати спостережень, момент спостережень за годинником, відліки кругів телескопа, термометра і таке інше негайно записують до журналу. Необхідно фіксувати тільки ті числа, які спостерігач безпосередньо бачить на шкалі інструмента, не виконуючи ніяких (навіть найелементарніших) арифметичних дій. Записи вносяться простим олівцем. На випадок помилки або описки не дозволяється витирати чи виправляти запис, необхідно закреслити написане таким чином, щоб було зрозуміло, що саме закреслено, і поряд чи зверху зробити правильний запис. Журнал необхідно заповнювати так, щоб інший спостерігач зміг упевнено розібратися в записах. При фотографуванні в журналі спостережень фіксується час початку й тривалість експозиції, сорт і розмір пластинок (плівки), умови спостереження і гідування. На негативі чорнилом по емульсії наносять наступні данні: · порядковий номер; · назва ділянки неба (сузір'я); · сорт фотоемульсії; · час і дата фотографування; · тривалість експозиції. Одержані негативи потрібно зберігати, навіть якщо вони і не дуже якісні. Зберігати негативи можна в коробці з-під використаних пластинок, вкладаючи негативи точно так, як вони лежали в коробці до експонування, тобто в чорному папері попарно, із прокладкою по краях. В одній коробці повинні бути негативи лише однієї ділянки неба. Коробки з негативами зберігаються у вертикальному положенні (на ребрі) у сухому приміщенні, найкраще в спеціальній шафі. 7. Ототожнення зірок фотознімка ділянки неба за допомогою зоряного атласу й каталогу Однією з передумов успішного вивчення зір та інших об'єктів методом астрофотографії є ототожнення їх зображень на знімку за допомогою зоряного атласу й каталогу. Найважливіші астрономічні посібники — зоряні каталоги й атласи — складаються з урахуванням практичного призначення, у зв'язку з чим вони бувають різними щодо структури, обсягу та змісту. Атласи різняться між собою масштабом зоряних карт, виготовлених у тих чи інших проекціях, загальною кількістю умовно нанесених на карти космічних об'єктів та градацією видимого блиску зір. У зоряному каталозі звичайно наводять попередньо визначені екваторіальні координати зір, зоряних скупчень, туманностей і галактик. Зоряний атлас є наочною ілюстрацією відповідного йому каталогу. Координати зір, що подаються в каталогах, визначаються на основі результатів безпосереднього вимірювання прямого сходження й схилення кожної зірки. При цьому ретельно враховуються похибки кутомірного інструмента, астрономічна рефракція і добова аберація світла, а також вносяться поправки ― за річну аберацію світла, прецесію і пов'язану з нею нутацію. При ототожненні фотознімків ділянок неба, зроблених у різний час відносно епохи каталогу й атласу, можна обмежитися врахуванням лише прецесійного руху земної вісі, який найбільш суттєво впливає на зміну координат зоряного об'єкта. Протягом тривалого часу зміни координат зір набувають значних величин, тому без урахування прецесії не завжди легко вдається ототожнити з картою атласу знімок ділянки неба. Числові значення річної прецесії за прямим сходженням
Отже, координати зорі для ТС - року з урахуванням місячно-сонячної прецесії матимуть вигляд (враховуйте знак в таблиці): aС = a0 + dС = d0 + де a0 і d0 ― координати даної зорі на епоху каталогу. Значення річної прецесії На основі наведених вище формул розв'язується й обернена задача. Зокрема, за відомими координатами центра фотознімка чи зорі на рік ТС можна знайти його координати для епохи каталогу (атласу). 8. Вимірювання астрографічних знімків а) Вимірювальні прилади Для вимірювання на фотопластинці відносного положення небесних тіл використовуються різноманітні вимірювальні прилади, починаючи з простої міліметрової лінійки або сітки і закінчуючи складними повністю автоматизованими пристроями, причому залежно від конструкції можна вимірювати одну або дві прямокутні координати одночасно. Добре зарекомендував себе прилад Репсольда, сконструйований для роботи з фотопластинками розміром 16´ 16 см, що призначався спочатку для потреб програми «Карти неба». На ньому координата зірки визначається за допомогою міліметрової шкали, причому вимірювальний мікроскоп слід послідовно переводити зі шкали на пластинку і назад. Переміщення мікроскопа за допомогою мікрометричних гвинтів можливе у двох протилежних напрямках (вправо-вліво), а пластинку в рамі у свою чергу зміщувати відповідно вперед-назад. Вимірювальний мікроскоп має 20-тикратне збільшення. Ціна одного оберту мікрометричного гвинта 0, 5 мм, а загальний відрахунок на барабані фіксується з точністю до 0, 001 оберту. Рама, в якій розміщена пластинка, дозволяє повертати її з ціною поділки 10', а за допомогою двох протилежних мікроскопів з мікрометрами кут повороту відраховується з точністю 1". Фірма Цейс розробила прилад, що забезпечував одночасне вимірювання обох координат. Він отримав назву координатно-вимірювальної машини (КВМ). КВМ має дві міліметрові шкали, що дозволяють вимірювати координати з точністю до десятитисячної частки міліметра. Для забезпечення такої точності КВМ розміщують у приміщенні з постійною температурою (термостатоване приміщення). У 1969 р. в Англії була сконструйована і виготовлена автоматична вимірювальна машина «Galaxy». Наведення на зорю виконується скануючими системами ― однією для швидкого огляду пластинки, а іншою для точних вимірювань. Електронний промінь утворює на екрані пляму розміром у декілька десятих часток мікрона, яка по концентричних колах пробігає зображення зірок на фотопластинці. Таким чином, автоматично визначаються положення зірок із точністю до 0, 5 мк і їх блиск із похибкою б) Загальні принципи вимірювань Вимірювання за допомогою приладу, так як і спостереження за допомогою астрономічних інструментів, є певним мистецтвом. Воно потребує певних умінь і навичок. Дослідник має відчувати прилад, обережно з ним поводитися не докладаючи значних зусиль. На початку вимірювань необхідно спланувати послідовність операцій, по можливості, розмістити їх симетрично в часі. Якщо вимірювання проводяться протягом значного часу, потрібно вибрати кілька контрольних об'єктів і вимірювати їх координати на початку і в кінці послідовності зірок. Необхідно також дослідити і врахувати вплив на отримувані результати таких важливих джерел похибок, як періодична похибка мікрометричних гвинтів і похибки міліметрових шкал. Перед вимірюванням фокусують окуляр на нитки або сітку мікрометра, а мікроскоп — на зображення об'єкта. Освітленість поля зору повинна бути рівномірною й постійною протягом усього часу вимірювань. Важливим фактором підвищення точності вимірювань є поворот пластинки на 180о для усунення індивідуальної похибки наведення.
Таблиця 6.1. Річна прецесія по прямому сходженню (Р)
Таблиця 6.2. Річна прецесія по схиленню (Р)
7.7 ОСНОВИ АСТРОСПЕКТРОСКОПІЇ
|
і пряме піднесення 
.
(6.7),
) (6.8),
) (6.9),
і 
, об'єкт, який нас цікавить, відсутній у полі зору. Причиною цього може бути похибка нуля кругів телескопа, спричинена неточністю монтування. В такому випадку шляхом мікрометричних переміщень спостережуваний об'єкт виводиться в центр поля зору. Якщо різниця між істинними (розрахованими) і спостережуваними координатами відома:
і за схиленням 
залежать від просторового положення зорі відносно точки весняного рівнодення і небесного екватора. За проміжок часу, що минув від епохи каталогу Т0*, до того року ТС, в який зроблено фотознімок, поправки на прецесію становлять:
0m, 017. Машина забезпечує вимірювання до 1000 зірок за одну годину.
