Создание астрометрического стандарта в области созвездия Лебедя тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.01 ВАК РФ

РГ6 од

- 5 ДПР 1393

ОРДЕНА ТРУДОВОГО КРАСНОГО ЗНАМЕНИ ИНСТИТУТ АСТРОФИЗИКИ АН РЕСПУБЛИКИ ТАДЖИКИСТАН

На правах рукописи УДК 521. 85(085)

Релъке Елена Вжторовна

СОЗДАН® АСТРОШРИЧЕСКОГО СТАНДАРТА В ОБЛАСТИ СОЗВЕЗДИЯ' ЛЕБЕДЯ

Специальность 01.03.01 - астрометрия и небесная механика

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Душанбе - 1993

Работа выполнена в Институте астрофизики Академии Наук республики Таджикистан.

Научный руководитель: доктор физико-математических наук Кисдюк Б. С.

Официальные оппоненты: Киселев А. А., доктор физ. -шт. наук,

ГАО АН РОССИИ, г. Санкт-Петербург; Харченко Е В., доктор физ. -мат. наук, ГАО АН УКРАИНЫ. Ведущая организация: ГАМ МГУ, г. Москва.

Защита состоится / с^п/и- ил гддз г.

Начало заседания специализированного совета по астрономии Главкой астрономической обсерватории АН Украины в 1а часов в БКЗ ГАО АН Украины, шифр Л 016.14. 01.

Адрес: 252127, Киев-127, Голосеево.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО АН

Украины.

Автореферат разослан ^_ 1993 г.

Ученый секретарь Специализированного совета, кандидат физико-математичес-

- 1 -

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЕ

Каталоги положений, содержащие" десятки и сотни тысяч звезд на обширных участках неба, такие как Йельские зонные каталоги, AGK2-AGK3, SAO, PPM имеют универсальное значение, позволяя решать широкий крут проблем астрометрии. Наряду с выполнением обширных фотографических обзоров неба важную роль играют работы по созданию астрометрических стандартов, представляющих собой ограниченные области неба в которых, положения ЭЕезд определены с повышенной точностью. Астромет-рические стандарты отличаются, как правило, большой плотностью звезд на единицу плонзди, а также широким диапазоном звездных величин. Кроме того, в областях таких стандартов сведены к минимуму систематические ошибки положений звезд, что достигается применением соответствующих методик.

Астрометрические стандарты используются для калибровки астрографов и исследования их качества, определения точного масштаба снимков при изучении двойных и кратных звездных систем, установления оптимальных редукционных моделей пластинок, получаемых на разных телескопах, отработки новых методик при определении координат звезд методом многократного перекрытия неба, И тому подобных задачах, требующих высо-. кой плотности звезд и повышенной точности их положений.

Актуальность работы определяется тем , что для оффек-тивного применения астрометрических стандартов при наблюдениях на разных широтах и в разные времена года на веем небе желательно иметь сеть таких площадок, о чем свидетельствует и тот факт, что 24 комиссией MAC был утвервден список площадок для систематического фотографирования и создания высокоточных стандартных полей. Вместе с тем поставленные задачи позволяют выполнить некоторые методические исследования, имеющие важное значение для программы ФЖ Дьль работы:

1. На основании наблюдательного материала, полученного на 4-х широкоугольных астрографах н/п "К. Цейсс, Йена" по прог-' рамме ФОН, определить точные положения звезд до 15-1бтв ограниченной области неба в созвездии Лебедя с плотностью около 100 зе/кв. градус, а также оценить их звездные величины.

- г -

2. Используя данные программы "Carte du Ciel" ("Карта неба") определить собственные движения некоторых звезд стандарта до

3. Распространить систему созданного астрометрического стандарта на область слабых зьезд (до 21-22'"), привлекая для этой цели сними!, полученные с псыо'дью Таутенбургского телескопа системы ймидта.

4. Применить созданный астрометрический стандарт для калибровки широкоугольного астрографа Гнесарской астрономической обсерватории АЯ Таджикистана.

Научная новизна работы :

1. Впервые на основании реального наблюдательного материала, полученного по программе 'ЮН на всех четырех широкоугольных астрографах создан каталог положений, собственных движений и звездных величин до ,16 ограниченной области неба в созвездии Лебедя. - ...

2. Впервые на основании привлечения снимков, полученных на телескопе системы Цмидта создан астрометрический стандарт, содержаний положения звезд от 15-16" до 22"" на эпоху 1985.7.

3. Произведена калибровка конкретного широкоугольного астрографа с использованием созданного астрометрического стандарта, по результатам которой оценена точность положений звезд стандарта.

4. Предложена и опробована методика создания списка опорных и определяемы;! звезд, рассчитанная на использование автоматических измерительных машин.

5. Создан комплекс программ, реализующий методику, примененную при создании стандарта, включающий программу калибровки телескопов. .

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Разработка алгоритма и комплекса программ для создания астрометрического стандарта по пластинкам, полученным на широкоугольных астрографах (программа ЗОН), Таутенбургском 2-х метровом телескопе системы Шмидта (программа Лормана) и нормальных астрографах (программа "Carte du Ciel").

2. Астрометрический стандарт в области созвездия Лебедя, включаший положения и звездные величины 2197 звезд от ?"до 22п, а также собственные движения 119 звезд до 13я!-

3. Результаты применения созданного стандарта для калибровки

ША ГисАО, определения уравнения блеска для Таутенбургского телескопа

Научная и практическая значимость работы: 1. Созданный стандарт может, использоваться для калибровки любых инструментов, так как имеет плотность в центральной зоне 3 х 3 до 170 звезд на кв. градус, в остальной зоне 93 звезды на кв. градус в широком диапазоне звездных величин от 7 до 22 .

z. Результаты проьеденного анализа -редукции пластинок ЕА и оценки точности- положений звезд, полученных по четырем !ПА могут быть использованы для дальнейшей реализации программы ФОЕ

3. В результате обработки 17.пластинок CdC получены положения 1009 звезд до 13 на зону стандарта в системе каталога РРМ на эпоху 1900.? и равноденствие 1950.0, которые могут быть использованы в. качестве первой эпохи для получения собственных движений по программе ЗОЕ

4. Разработанная методика и программы могут быть использованы для создания стандартных полей в любой другой области неба ■

5. Каталог передан в Дентр звездных данных Института астрономии АН России. :

Апробация работы.

Основные результаты исследований по диссертации докладывались на совещании по программам СОПРОГ, ФОН, МЕГА (Чернигов 1989), на совещании по программам КОНФЭРМ, ФОН,' МЕГА, КВАЗАР. (Киев 1991), на астрометрических семинарах РАО АН Украины и Института астрофизики АН Таджикистана. Структура и объем диссертации.

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, двух приложений и списка цитируемой литературы 64 наименования. Общий объем диссертации 126 страниц, включая 20 рисунков и 22 таблицы с приложением.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ. Во ВВЕДЕНИИ сформулированы цель работы, новизна, научная и практическая значимость, перечислены основные результаты выносимые на защиту.

Глава 1. Создание списка звезд астрометрич'еского стандарта

В настоящее время известно несколько астрометрических стандартов, относящихся к разным областям неба: эклиптике (стандарты в Плеядах и Яслях ) , Московской зенитной зоне , северному полюсу Галактики .

. Как правило для создания стандартов выбираются площадки имеющие обширную астрометрическую историю, что позволяет привлекать данные многих эпох и многих инструментов. С этой точки зрения представляемый стандарт (Потсдамская зенитная зона) отличается от всех известных, поскольку выбранная площадка не имеет никакой астрометрической истории. Для создания стандарта использован фотографический материал по программе ФОН, полученный на четырех однотипных широкоугольных астрографах (г=2000 пт, 13-400 тт) фирмы Карл Дейсс (Йена), установленных в обсерваториях Голосееве, Зеленчуке, Звенигороде, Душанбе. - Выбор координат центра площадки £¿=21 03*1, 52 ) обусловлен наличием пластинок в области пересечения галактического экватора с ХЬтсдамской зенитной зоной ( программа ЛЬрмана ).

В соответствии с программой СОН для создания стандарта било отобрано 25 пластинок , обеспечивающих четырехкратное перекрытие указанного участка. Звезды поля расположены в центральной области площадки размером 4x4, опорные звезды покрывают область 8x8 с тем же центром.

Прежде чем приступить к измерению пластинок необходимо было составить список измеряемых объектов, включающий опорные и определяемые звезды. • Основные требования к составлению такого списка были следующие: во-первых, отобранные звезды должны находиться в интервале 11-16 звездной величины и,

о о

во-вторых, равномерно распределены по площадке 4 х 4 с плотностью приблизительно 100 звезд на квадратный градус.

С этой цель» разработана методика составления такого списка, рассчитанная на использование сканирующих автоматических измерительных машин типа -Фантазия или автоматических измерительных комплексов (АЙЮ типа ПАРСЕК для которого необходимо задание поисковых координат.

1. Автоматическая сканирующая машина выдает исходную ин-

формацию, т. е. прямоугольные координаты X, У и диаметры Д всех изображений звезд на пластинке (общий список).

2. По специально составленной программе отождествляются и выбираются из общего списка каталожные ввевды. Для них вычисляются положения второй зкспозишш и такзке выбираются из общего списка. Затем из общего списка исключаются звезды' имеющие диаметр Д меньше чем Д* , соответствующий звездам 10-11 звездной величины. Из оставшихся объектов (слабее 10-11*3 выбираются звезды с таким расчетом, чтобы они равномерно распределялись по измеряемому полю с заданной плотностью на квадратный градус. Полученный таким образом список опорных и определяемых звезд может служить зфемеридкой информацией для АКК-ПАРСЕК.

3. Составленный список пересчитывается на остальные пластинки по схеме четырехкратного перекрытия.

Разработанная методика была использована для создания списка опорных и определяемых звезд стандарта Из-за отсутствия сканирующей машины центральная пластинка 1 просканирована вручную на машине "Аскорис" института астрофизики АН Таджикистана. Так был получен обшкй список всех 8200 изображений звезд на пластинке, из которого в результате работы программы было выбрано 117 звезд опорного каталога РРМ и 1432 звезды с плотностью 100 звезд на квадратный градус от И до 16 звездной величины.

Глава 2. Каталог положений звезд Астрометрического стандарта go 15т-1б"?

Одним из основных факторов повышения точности астромет-рического стандарта является выбор редукционных моделей аст-ронегативов. Учитывая, что фотографический материал получен хотя и на однотипных , но разных астрографах, т. е. в значительной мере неоднороден, выбору редугаоюнных моделей в данном случае следует уделить особое внимание.

Поскольку все пластинки были отсняты на однотипных широкоугольных астрографах естественно было подобрать какую* либо модель одинаковую для всех пластинок. С этой целью были исследованы наиболее часто применяемые редукционные модели :

1. Модель M1-C3L+ 2Q) с линейными (L) и неполными квадратичными (Q) членами.

2. Модель ЬС-(ЗЬ +30) с полной квадратичной формой.

3. Модель МЗ-(ЗЬ +20 +2С +УБ + К), учитывающая также кубические члены (С), уравнение блеска (УБ) и кому (К).

Однако по результатам проведенных исследований отдать предпочтение той или иной редукционной модели не представляется возможным. Поэтому вопрос о выборе редукционных моделей для пластинок стандарта решался на основе статистических методов.

Поскольку пластинки отсняты на разных астрографах и имеют разные характеристики, учитывать предварительно члены дисторсии или квадратичные члены наклона пластинок путем введения поправок в измеренные координаты не имело смысла, • поскольку даже для хорошо исследованных астрографов эти поправки расходятся . Поэтому метод подбора редукционных моделей для каждой пластинки в отдельности показался более приемлемым для данного случая, поскольку он дает возможность подобрать для каддой пластинки оптимальную редукционную модель и учесть различные характеристики телескопов. Автором реализован статистический метод включения согласно которому в редукционную модель последовательно включаются все члены исследуемого полинома-

г = + - а*хг + * + ах*^

Значимость кадцого включаемого в модель члена оценивалась с помощью статистического критерия Зйхгорна-Вильямс , суть которого юнно сформулировать следующим образом: Если средний квадрат разностей координат ,вычисленных для моделей Ш. и 12 превышает среднее различие вычисленных дисперсий для этих же моделей, то член следует сохранить в модели. В противном случае нецелесообразно применять более сложную модель, поскольку она не вносит чего-либо существенно нового в систематическом смысле.

Алгоритм позволяет включать в обработку все 'члены с проверкой значимости каждого из них, вычислением средних квадратичных ошибок единицы веса и средних квадратичных ошибок редукций. Модель , для которой эти ошибки минимальны, выбиралась в качестве оптимальной редукционной модели для

каждой пластинки.

Квадратичные и кубические члены оптимальных редукционных моделей для девяти пластинок стандарта приведены в табл. 1, откуда следует, что эти модели различны не только для пластинок, полученных на разных астрографах, но и для пластинок, полученных на одном телескопе. К тому же, как правило, они различны по координатам / и 2 • Это различие может быть объяснено тем, что оптимальная редукционная модель конкретна для данной- пластинки, для выбранных опорных звезд, для данных условий получения пластинки, для данного телескопа.

Таблица 1. Оптимальные редукционные модели.

Номер пластинки ! Координата

I-------------------------------------

! X ! У

1-Голосеево г з г " х, ху,х ,ху , (Б-Б )х /,xy,уj,w , (0-0")у

2-Зеленчукская у 1у3л*у лв-д°)у

3-Звенигород XV у *ху

4-Дуканбе х?ху,(0-О°)х х^.ху'.со-о")® ,(1Ы)')х У?ХУ, у3

5-Звенигород у1, ху, у'.СО-Пу

б-Зеленчукская х,ху у?ху,хгу,(В-Ог')у

7-Звенигород х*ху У: у3

8-Душанбе х?хуг,(0~0о)х

9-Звенигород х^ху, (0-0°"/ , (0-0°) х у^уДВ-О')*

Примечание. Бее модели .содержат также линейные члены.

Представление о точности редукций с помощью оптимальных* * моделей дает табл. 2, в которой приведены средние квадратичные ошибки редукций для классических и оптимальных моделей, найденные по формулам

= ёс -2 Д/

где о, - средняя квадратичная ошибка единицы веса, которая вычисляется обычным способом по невязкам условных уравнений, решаемых отдельно по и 1 : N - число опорных звезд: А • -нормированные весовые коэффициенты ( обобщенные депенденсы Шлезингера), выражающие влияние конфигурации опорных звезд

на точность редукции, которые определяются из выражений

л* - * с; /г

где X -одностолбцовая матрица коэффициентов условных уравнений в соответствии с применяемой моделью редукции, X -транспонированная матрица: См - обратная матрица системы условных уравнений.

Таблица 2. Ошибки редукции по классическим и оптимальным редукционным моделям.

Номер пластинки ! Классическая модель ! Оптимальная модель г-------------------------------------------

! ! ! С !

1-Голосеево "0.45 0.48 0.20 0.18

2-Зеленчукская 0.31 ' 0.34 0.26 0.29

3-Звенигород 0.27 0.40 0.22 0.28

4-Душанбе 0.27 0.28 0.25 0.23

5-Звенигород 0.37 0.36 0.26 0.26

6-Зеленчукская 0.25 0.23 0.24 0.22

7-Звенигород 0.41 0.38 0.26 0.16

8-Душанбе 0.37 0.31 0.26 0.20

9-Звенигород 0.24 0.31 0.25 0.28

Видно , что использование оптимальных редукционных моделей приводит к существенному увеличению точности редукций. Ш результатам проведенной редукции можно сделать вывод, что оптимальная модель может не совпадать с обычно применяемой полной моделью по точности и по размерности. По статистическим критериям качество ее либо выше, либо сохраняется при меньшем количестве членов.

При определено точных положений звезд стандарта был применен упрощенный метод перекрывающихся пластинок, который был реализован следующим образом:

Используя постоянные пластинок, соответствующие оптимальным редукционным моделям для всех 25 пластинок, вычислялись идеальные координаты (]", 2) определяемых звезд, а затем их экваториальные координаты (о/, 5). .

В качестве первого приближения для положений звезд стандарта принимались усредненные по всем пластинкам значения — , Я V — , . п

У/5 с1л)/п • ^ 7/5 ^у /п

где п изменяется от 4 до 9. Так как реальные оптические центры пластинок несколько смещены относительно рассчитанных для программы ФОН центров, а их рабочие поля, как правило, немного больше чем 4°х 4°, некоторые звезды в центральной области стандарта имеют даже девятикратное перекрытие.

При выполнении второго приближения в качестве опорных звезд брались усредненные координаты звезд первого приближения . Второй этап редукции включает ту же процедуру определения редукционных постоянных с выбором значащих членов по критерию Эйхгорна-Вильяме, но только для девяти центральных пластинок . С новыми значениями постоянных вычислены экваториальные координаты определяемых звезд второго приближения по каждому снимку, которые затем усреднялись с использованием весов, учитывающих конфигурацию расположения опорных и определяемых звезд, по всем пластинкам.

Средние взвешенные значения координат каждой звезды определялись из выражений

где <¿¿^¿¿1 -значения экваториальных координат 1-ой звезды, найденные по к-сй пластинке; Р££- веса этих значений, 3*, -ошибка измерений, ¿г - ошибка редукции (табл.2). Полученные таким образом экваториальные координаты 1498 звезд были взяты в качестве окончательных положений звезд стандарта.

Точность положений отдельных звезд стандарта во втором приближении можно оценить согласно выражению Принимая 0.1" для , а для и значения таблицы.2, находим, что в среднем ошибки положений звезд стандарта до 16 звездной величины характеризуются величинами 0.23" по и 0.1?" по £ для второго приближения. Аналогичные оценки для координат звезд в первом приближении составили 0.30" по <1 и 0.27" по Видно, что точность выводимых коор-

дикат звезд возросла примерно на 20% , что является прямым следствием применения упрощенного метода ' перекрывающихся пластинок.

То обстоятельство , что в исследуемой области неба не сказалось каких-либо точных фотометрических стандартов, и в качестве опорных звездных величин выбраны их значения из каталога РРМ , естественно не позволило получить звездные величины с высокой точностью. Поэтому для данного стандарта можно говорить только об оценке- звездных величин, которая составила 0. 2т.

Глава 3. Определение собственных движений звезд стандарта

При определении собственных движений звезд астрометри-ческого стандарта использованы наблюдения, выполненные по проекту "Carte du Ciel" (CdC) .Со времени начала этого проекта прошло 100 лет и естественно было использовать пластинки CdC в качестве первой эпохи для определения собственных движений звезд стандарта до 12-13 звездной величины. Редукция пластинок CdC была проведена аналогично редукции пластинок стандарта

В результате обработки пластинок CdC на площадку стандарта 4° х 4° были получены экваториальные координаты 1009 звезд первой эпохи до 11-13 звездной величины, во втором приближении, которые использованы для определения собственных движений звезд стандарта После отождествления координат звезд первой и второй эпох было найдено 119 общих звезд, 40 из них являются звездами опорного каталога РРМ и остальные звезды .от 11 до 13 звездной величины принадлежат только списку звезд стандарта. Ш формулам

га - иsr '¿с* л' о у г -

yv,,- :: ~ - V V - ¡г

где Jsr-Jc/c , Sü/c разность в координатах звезд первой и второй эпох, Г- разность эпох, вычислены собственные движения для 119 обиих звезд . Средние ошибки определений собственных движений,вычисленные по формулам ^

ч-v =

islsr - у*je^i

^J/^V^vJ ¿Ai ^

оставили 0.00038 по j\ и О. 0031 по yv^. Наиболее сущест-

венной ошибкой определения собственных движений является уравнение блеска (УВ) т. е. фиктивная зависимость собственных движений от звездной величины. Исследование этой ошибки проводилось по методике, предложенной Н. б. Харченко .

Глава 4. Практическое использование астрометрического стандарта.

По завершении фотографирования северного неба по программе ФОН будет получен огромный фотографический материал по четырехкратному перекрытию северного неба. В этой глаЕе рассмотрена возмэкность использования этого материал* (представляемый стандарт ) в качестве промежуточной системы опорных звезд для определения координат еще более слабых звезд до 20-21- звездной величины.

С этой целью обработаны две пластинки, полученные 24/25 июля 1985 года на 2-м телескопе Шмидта Таутенбургсксй обсерватории. Двухметровый Таутенбургский телескоп дает возможность получать изображения звезд до 20-22 звездной величины. Однако большая разница в звездных величинах.для опорных звезд (7-11 ) и определяемых до (20-22"1) значительно усложняет определение точных положений слабых объектов из-за большой разницы в яркостях определяемых объектов и опорных звезд, составляющей б-ю'величин.Эта трудность преодолевается путем создания двух или трехступенчатой системы опорных звезд на одной и той же пластинке, которая с этой целью экспонируется последовательно с разными экспозициями и небольшим поворотом трубы телескопа между ними.

На пластинках с Таутенб'ургского телескопа изображения звезд до 20-22 зЕездной величины получаются за 20 минут, одновременно получаются и четкие изображения опорных звезд первой ступени, которые выбираются из числа звезд фона 15-16 звездной величины. Изображения опорных звезд второй ступени (звезды из каталога РРМ обычно 9-и"величины ) получены на той же пластинке путем дополнительной экспозиции в 20 секунд, (со смещением поля телескопа на 5 шш по дельта,относительно основной экспозиции).

Так как пластинки, получаемые по программе ФОН , имеют по две экспозиции (длинную и короткую ) ,что дает возможность учесть уравнение блеска, то использование слабых звезд (15-1 б"1) на пластинках ША в качестве промежуточной системы

т

для определения положений очень слабых объектов (до 20 -22 ) на пластинках Таутенбургского телескола представляется достаточно интересным. Кроме того, можно сделать некоторые оценки точности для координат звезд (15 -161, определенных по пластинкам программы ФОН

С этой целью реализовано два подхода, а именно: с применением метода двухступенчатой редукции и с использованием проме;куточной системы опорных звезд. В первом случае из каталога РРМ выбирались опорные звезды (первая ступень), с помощью которых проводилась редукция Таутенбургских пластинок. По результатам редукции определялись координаты звезд 14-16 звездной величины (вторая ступень ). После этого выполнялась повторная редукция Таутенбургских пластинок, но в качестве опорных брались звезды 14-16 (второй ступени). По результатам редукции определялись координаты звезд 15-22 звездной величины, которые затем усреднялись по двум пластинкам.

Во втором подходе в качестве промежуточной системы использовались координаты звезд стандарта в интервале 14^ Зб"! Используя их в качестве опорных звезд проводилась редукция Таутенбургских пластинок, по результатам редукции определялись координаты звезд 15-22 звездной величины , которые затем также были усреднены по двум пластинкам.

В обоих случаях выбор оптимальных редукционных моделей таутенбургских пластинок производился так же , как и при редукции снимков, полученных на широкоугольных астрографах с применением критерия Эйхгорна-Вкльямс. Разница в координатах звезд двух усредненных списков составила 0.05 по <1 и 0Г02 по 2", которая показывает, что несмотря на существенно разные алгоритмы, оба метода эквивалентны по точности. Хорошее сховдение двух списков может свидетельствовать о сравнимой точности выбранных опорных систем. .Точность вычисленных координат составила 0.14" по и 5 . Она несколько меньше, чем для звезд стандарта, пололсения которых определены по пластинкам программы ФОН. Это не удивительно ,так как положения слабых звезд определены по пластинкам , полученным на одном телескопе и имеющим практически совпадающие центры, а редукция пластинок выполнялась с использованием одних и тех же опорных звезд.

т

Координаты 699 звезд от 15 до 20-22 звездной величины,

вычисленные с использованием промежуточной системы и усредненные по двум пластинкам взяты в качестве окончательного результата и включены в стандарт.

Высокоточные астрометрические стандарты требуются всегда при исследовании и калибровки телескопов, поскольку от точности координат использованных звезд зависит точность определения параметров телескопа (дисторсии, фокусного расстояния (Р), положение оптического центра (х,у) ). Для оценки качеств созданного астрометрического стандарта была проведена калибровки ША ГисАО, с использованием моделей радиальной (Гауссовой ) дисторсии (К) и дисторсии децентрации О*, ,1г). Результаты калибровки по трем негативам представлены в табл. 3.

Таблица 3. Результаты калибровки .

о -е. -г , -1,р -■!■

NN ! Р гал ! 1ш1 ! ,К*10 шп ! <5**10 тт !^*10 тт !%*10 ш

1 2009.0752 0.014 -4.34 0.47 1..36 0,12

2 2009.0674 0.018 -А. 49 0.45 1.18 0.15

3 2009.0697 0.015 -4.36 0.51 1.34 0.12

4 2009.06 0.03 -5.4

NN 1^*10 шт^! X шп !£>* тт! У тт ¡¿у шт!1?*!© тгп

1 -8.78 1. 7 -1. 234' 0. 001 4. 897 0. 001 4. 2

2 -8.76 1. 6 -1. 403' 0. 001 4.874 0.001 4. 1

3 -8.84 1. 7 -1. 346 0. 001 4. 829 0.001 3. о

4 4.4 0. 04 2.4 0. 02

Примечание. Под номером 4 приведены значения .полученные Киселевым А. А.

По результатам табл. 3 можно оценить точность координат звезд, используемых в качестве спорных. Главным фактором ошибки определения масштаба служит величина <? ", которая зависит в основном от точности спорных звезд на эпоху наблюдения. Эта величина связана с масштабом следующим образом

где SM- оценка точности в определении масштаба,^- масштаб снимка,радиус исследуемого поля, п - число опорных звезд,6 - ошибка в определении координат опорных звезд.

Используя данные табл.3 для фокусного расстояния, можно определить масштаб JI и оценить точность в определении масштаба . Подставляя эти значения в формулу можно определить <3. Определенная таким образом точность положений звезд стандарта характеризуется ошибкой для первого и второго приближений 0.3" и 0.24" на эпоху 1985 г.

Для сравнения калибровка астрографа была проведена по тем же пластинкам для случая когда в качестве опорных звезд брались координаты звезд из каталогов AGK-3 и РРМ . Оценка точности координат звезд при этом дает ошибки 1.01" и 0.62" соответственно..

Возможно, что полученные таким образом оценки точности координат звезд , используемых как опорные несколько занижены, однако они наглядно показывают, что методика примененная при создании стандарта позволила повысить точность определяемых координат уже в первом приближении.

Основные результаты диссертации заключаются в следующем:

,1) На основании реального фотографического материала, полученного по программе 20Н на четырех ША , а также по программе Лормана на Таутенбургском телескопе, применяя современные методики обработки, создан каталог положений. 2197 звезд с точностью 0". 23 по, U и 0". 17 по S в широком диапазоне звездных величин от 7"до 22 т.

2) Используя в качестве первой эпохи результаты обработки наблюдений по программе CdC определены собственные движения 119 звезд стандарта до 13".

3) фи исследовании оптимальных редукционных моделей . установлено, а) что оптимальная модель конкретна для данной пластинки и выбор ее зависит от точности координат выбранных опорных звезд, от особенностей телескопов, от условий получения пластинок, от выбранного расстояния от центра пластинки; б) предварительный учет таких постоянных телескопа, как дисторсия, кома и положение оптического центра оправдан в случае хорошо исследованных телескопов, с хорошей оптикой.

Во всех остальных случаях, даже после учета этих постоянных, остаются значимы коэффициенты при квадратичных и 'кубических членах, что может быть объяснено либо нестаточнс "хорошим" исследованием телескопа, либо "плохой" оптикой, приводящей к несимметричности распределения с. к. ошибок, г) При подборе оптимальных моделей редукции пластинок CdC и Таутен-бургских показано, что эти модели модели также различны к конкретны для каждой пластинки.

4) Найдено, что применение упрощенного метода перекрытий (двухкратного для CdC, четырехкратного для ФОН) пс~зол: т l значительной мере исключить и снизить опибки е пслслг-:;:лх звезд примерно ка 20 %.

5) Исследгзано УБ Таутенбургского телескопа системы Шмидта. На примере обработки Таутенбургских пластинок показана целесообразность и эффективность использования стандарта в качестве промежуточной системы.

6) Выполнена калибровка ША с использованием моделей радиальной дисторсии и дисторсии децентрации, привлекая в качестве опорных - звезды АСКЗ, РРМ , а также созданного стандарта

7) В результате обработки 17 пластинок CdC получен каталог первой эпохи для площадки 4x4 1009 звезд до 13 , представлявший самостоятельный научный интерес.

8) Разработанные в процессе работы программы могут быть использованы для создания стандартов в любых областях неба, а также для калибровки любых инструментов.

По теме диссертации опубликованы следующие работы:

1. Кис люк В. С. ,Рельке Е. В. ' Создание астрометрического стандарта в области созвездия Лебедя. // Кинематика и физика небесных тел. 1992, т. 8, N 2, с. 55-64.

2. Рельке Е. В. Астрометрический стандарт в созвездии Лебедя: каталог 2197 звезд. // Астрон. циркуляр, N 1551 (ноябрь-декабрь 1991 ), с. 36-37.

3. Рельке Е. В. Гамбург O.E. Исследование 40-см астрографа ГисАО. // Бюллетень Института астрофизики АН Таджикистана, 1992 г.

4. Рельке Е. В. Создание списка опорных и определяемых звезд по пластинкам программы ФОЕ // Бюллетень йн-та астрофизики АН Таджикистана, 1992 г.

5. Редьке Е. а , Гамбург О. Е. Выбор редукционных моделей для астроыетрическогэ стандарта в созвездии Лебедя. // Бюллетень Ян-та астрофизики АН Тадликистана, 1992 г.

6. Рельке Е. В. Астрометрическая редукция с двумя системами оперных зЕезд на снимках широкоугольных и длиннофокусных астрографах. // Бюллетень Ин-та астрофизики АН Таджикистана, 1992 г.