实验十八 大气消光的光电观测

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1、实验十八大气消光的光电观测一、实验目的学会大气消光光电观测方法二、实验仪器卡塞格林望远镜，ST-85型或ST-80C型光电光度计三、实验原理1.大气消光理论假设地球大气是稳定的，这时地球大气可近似看成由许多平行平面层组成。由理论上可推出，大气消光后光减弱的程度dI与穿越大气的厚度ds、光强I和大气的密度ρ成正比，即此式经过积分后，可以导出大气消光系数k，k由下式决定：mz=m0+kF(z)式中，mz为在大气内所见到的天顶距为z的天体的视星等，m0为天体在地球大气外的视星等，F(z)称大气质量。F(z)可由下式近似求得：当天顶距z＜75°时，大气层可近似看作平面平行层，故有F(z)≈sec

2、z当天顶距z较大时，应考虑到大气层的弯曲和大气折射，此时大气质量按下式近似计算：F(z)=secz-0.0018167(secz-1)-0.002875(secz-1)2-0.0008083(secz-1)3计算天体的天顶距Z已知观测地的地理纬度φ，天体的赤纬δ和时角t时，天体的天顶距Z为：secz=(sinφsinδ+cosφcosδcost)-1天体的时角t可以通过地方恒星时S和天体的赤经α来计算，即t=S-α而地方恒星时S可由区时T计算出来，如北京时间是第八区时，则有：S=S0+(T-8)(1+μ)+λ式中S0为观测当天，世界时为零时的恒星时（可查天文年历），T为北京时间，μ为1/

3、365.2422，λ为当地的地理经度，以小时计算。大气消光与色指数（由两个不同波长的光测得的星等差）有关，因此，消光系数通常应包括两项：一项是与波长无关的系数称作主消光系数k＇,另一项为与色指数C有关的二次消光系数k＂；即大气消光公式为：mz=m0+k＇F(z)+Ck＂F(z)(1)2.大气消光的光电实测进行大气消光系数的光电实测，可以先求二次消光系数，再求主消光系数，也可同时测定。观测前，要选择好一些亮的标准星，下表给出了一些一级测光标准星；更多的标准星可见本书实验十九“大气消光的CCD观测”。表sh18.1UBV测光主要标准星（一级测光标准星）星名光谱星星等UBV蝎虎10O9Ⅳ3.6

4、44.684.88长蛇ηB3Ⅴ3.364.104.30武仙τB5Ⅳ3.183.743.89天坪βB8Ⅴ2.132.502.61HD18331A1Ⅴ5.305.255.17白羊αK2Ⅲ4.273.152.00巨蛇αK2Ⅲ5.063.822.65北冕εK3Ⅲ6.645.384.15HD219134K3Ⅴ7.476.585.57巨蟹βK4Ⅲ6.785.003.523．消光系数的测定(1)跟踪法消光系数的测定可采用通常的跟踪法，即利用望远镜和光电光度计，对几颗标准星进行跟踪观测，所测的星位置由低到高（或由高到低），将其所测星的光电流值f(t)和当时的时间t（北京区时）分别记录下来，若望远镜能给出

5、天体的地平高度h，可同时记录下来，由z=90-h,算出天顶距z。观测一夜或数夜，每夜观测的时间在4个小时以上。处理资料要首先将光电流值换算为大气内观测的仪器星等即：m'=-2.5lgf(t)，并将记录的时间t由北京时换算成世界时，算出大气质量F(z)=secz。先用作图法绘出以m'为纵坐标，以大气质量F(z)为横坐标绘图，对观测点求拟合直线，直线的斜率为主消光系数，截距为大气外星等。如果观测点多，资料可取，再代入方程式（1），用最小二乘法求解主消光系数K'和二次消光系数K″.(2)三高三低法如果当夜的大气很稳定，可利用简捷的“三高三低”法。这种方法是选取三对标准星，第一对星选天顶附近的两

6、个标准星。第二对选天顶距较大的（如z=60°）两个标准星，第三对选择在前两对中间的两颗标准星。星对最好由蓝星和红星组成。原则上有一对星就可以解出主消光系数，但误差较大，故常采用三对星，组成三个高度较高的星和三个低空的星。观测要在较短时间内迅速完成。根据较差消光公式，因两星一高一低，角距较远，所以ΔF（z）≠0；另一方面，用上述方法K″已经测定，则由观测得到一系列Δmz(i)，ΔCz(i)和ΔF（z）；利用最小二乘法即可解出主消光系数K＇。(3)二次消光系数的测定二次消光系数可以通过观测两颗以上的标准星来确定。应选取位置相近、光谱型相差较大的标准星，它们的大气外星等和色指数可从标准星星表中

7、查出。由于所选测的两颗标准星位置很近，故它们之间F(z)相差很小，即ΔF(z)≈0，因此，利用式（1）求这两颗星的星等差和色指数之差时可简化为：Δmz=Δm0+ΔCK″F(z)（2）式中，Δmz实测的两星的星等差；Δm0为两星在大气外的星等差，可由标准星表查出；ΔC为两星的色指数之差，ΔC=Δ(U-B)或ΔC=Δ(B-V)。随着观测星天顶距的变化进行多次观测，可得到一系列Δmz(i)和ΔCF(zi)值，由观测时间T可计算出F(z)值