實驗十八大氣消光的光電觀測

1、實驗十八 大氣消光的光電觀測一、實驗目的學會大氣消光光電觀測方法二、實驗儀器卡塞格林望遠鏡，ST-85型或ST-80C型光電光度計三、實驗原理 1. 大氣消光理論 假設地球大氣是穩(wěn)定的，這時地球大氣可近似看成由許多平行平面層組成。由理論上可推出，大氣消光后光減弱的程度dI與穿越大氣的厚度ds、光強I和大氣的密度成正比，即此式經(jīng)過積分后，可以導出大氣消光系數(shù)k，k由下式?jīng)Q定： mz=m0+kF(z) 式中，mz為在大氣內(nèi)所見到的天頂距為z的天體的視星等，m0為天體在地球大氣外的視星等，F(xiàn)(z)稱大氣質(zhì)量。F(z)可由下式近似求得：當天頂距z75°時，大氣層可近似看作平面平行層，故有 F

2、(z)secz當天頂距z較大時，應考慮到大氣層的彎曲和大氣折射，此時大氣質(zhì)量按下式近似計算： F(z)=secz-0.0018167(secz-1)-0.002875(secz-1)2-0.0008083(secz-1)3計算天體的天頂距Z 已知觀測地的地理緯度，天體的赤緯和時角t時，天體的天頂距Z為： secz =(sinsin+coscoscost)-1天體的時角t可以通過地方恒星時S和天體的赤經(jīng)來計算，即 t =S-而地方恒星時S可由區(qū)時T計算出來，如北京時間是第八區(qū)時，則有： S=S0+(T-8)(1+)+式中S0為觀測當天，世界時為零時的恒星時（可查天文年歷），T為北京時間，為1/3

3、65.2422，為當?shù)氐牡乩斫?jīng)度，以小時計算。大氣消光與色指數(shù)（由兩個不同波長的光測得的星等差）有關，因此，消光系數(shù)通常應包括兩項：一項是與波長無關的系數(shù)稱作主消光系數(shù)k,另一項為與色指數(shù)C有關的二次消光系數(shù)k；即大氣消光公式為： mz = m0 + kF(z) + C kF(z) (1)2. 大氣消光的光電實測 進行大氣消光系數(shù)的光電實測，可以先求二次消光系數(shù)，再求主消光系數(shù)，也可同時測定。觀測前，要選擇好一些亮的標準星，下表給出了一些一級測光標準星；更多的標準星可見本書實驗十九2 / 4“大氣消光的CCD觀測”。 表sh18.1 UBV測光主要標準星（一級測光標準星） 星名光譜星星等U B

4、 V蝎虎10O93.64 4.68 4.88長蛇B33.36 4.10 4.30武仙B53.18 3.74 3.89天坪B82.13 2.50 2.61HD18331A15.30 5.25 5.17白羊K24.27 3.15 2.00巨蛇K25.06 3.82 2.65北冕K36.64 5.38 4.15HD219134K37.47 6.58 5.57巨蟹K46.78 5.00 3.52 3 消光系數(shù)的測定(1) 跟蹤法消光系數(shù)的測定可采用通常的跟蹤法，即利用望遠鏡和光電光度計，對幾顆標準星進行跟蹤觀測，所測的星位置由低到高（或由高到低），將其所測星的光電流值f(t)和當時的時間t（北京區(qū)時）

5、分別記錄下來，若望遠鏡能給出天體的地平高度h，可同時記錄下來，由z=90-h,算出天頂距z。觀測一夜或數(shù)夜，每夜觀測的時間在4個小時以上。處理資料要首先將光電流值換算為大氣內(nèi)觀測的儀器星等即：m' = -2.5lgf(t)，并將記錄的時間t由北京時換算成世界時，算出大氣質(zhì)量F(z)=secz。先用作圖法繪出以m'為縱坐標，以大氣質(zhì)量F(z)為橫坐標繪圖，對觀測點求擬合直線，直線的斜率為主消光系數(shù)，截距為大氣外星等。如果觀測點多，資料可取，再代入方程式（1），用最小二乘法求解主消光系數(shù)K'和二次消光系數(shù)K.(2) 三高三低法如果當夜的大氣很穩(wěn)定，可利用簡捷的“三高三低”法

6、。這種方法是選取三對標準星，第一對星選天頂附近的兩個標準星。第二對選天頂距較大的（如z =60°）兩個標準星，第三對選擇在前兩對中間的兩顆標準星。星對最好由藍星和紅星組成。原則上有一對星就可以解出主消光系數(shù)，但誤差較大，故常采用三對星，組成三個高度較高的星和三個低空的星。觀測要在較短時間內(nèi)迅速完成。根據(jù)較差消光公式，因兩星一高一低，角距較遠，所以F（z）0；另一方面，用上述方法K已經(jīng)測定，則由觀測得到一系列mz(i)，Cz(i)和F（z）；利用最小二乘法即可解出主消光系數(shù)K。(3) 二次消光系數(shù)的測定二次消光系數(shù)可以通過觀測兩顆以上的標準星來確定。應選取位置相近、光譜型相差較大的標準

7、星，它們的大氣外星等和色指數(shù)可從標準星星表中查出。由于所選測的兩顆標準星位置很近，故它們之間F(z)相差很小，即F(z)0，因此，利用式（1）求這兩顆星的星等差和色指數(shù)之差時可簡化為：mz = m0 +C KF(z) （2）式中，mz 實測的兩星的星等差；m0為兩星在大氣外的星等差，可由標準星表查出；C為兩星的色指數(shù)之差，C =(U-B)或C =(B-V)。隨著觀測星天頂距的變化進行多次觀測，可得到一系列mz(i)和CF(zi)值，由觀測時間T可計算出F(z)值；利用最小二乘法即可求出二次消光系數(shù)K。二次消光系數(shù)往往在一段期間（如一個季節(jié)）比較恒定，其值也比主消光系數(shù)小得多，故在一定時期（同季節(jié)）可認為二次消光系數(shù)為常數(shù)。而每次觀測天體考慮大氣消光時都要同時進行大氣消光測定，必須測定當夜的主消光系數(shù)。四、觀測步驟1 在教師指導下熟悉光電光度計的結(jié)構(gòu)及使用方法；2 選定幾組待測的標準星，并安排好觀測次序；3 測定選取的標準星消光系數(shù)；記錄時間和光電流值或光子數(shù)；4 編寫有關程序計算恒星的大氣內(nèi)星等，并繪出消