раздел 2.1.2). Обработка наблюдений астероидов выполнялась с помощью компьютерной программы ASTPHOT, разработанной С. Моттола [261] и подробно описанной в [25,218]. Для обработки наблюдений тел Койперовского пояса и кентавров использовался пакет программ IRAF (Image Reduction and Analysis Facility), разработанных Национальной оптической обсерваторией США специально для обработки астрономических изображений [343]. Пакет состоит из ряда подпрограмм, позволяющих обрабатывать измерения в различных режимах с учетом качества полученного наблюдательного материала и поставленных задач. Для апертурной фотометрии использовалась программа DAOPHOT, которая позволяет задавать несколько синтезируемых диафрагм и получать измерения для каждой из выбранных диафрагм. Для центрирования изображения использовалась квадратная синтезируемая диафрагма, с помощью которой вычислялся центр тяжести объекта. Сравнивая дисперсии измерений звезд сравнения, близких по блеску к объекту, выбиралась оптимальная диафрагма, дающая минимальную дисперсию измерений блеска.
2.1.2. Особенности измерений блеска транснептуновых тел
Наблюдения тел пояса Койпера, видимые звездные величины которых обычно составляют 21?23.5m, требуют большого времени экспозиции даже при использовании крупнейших телескопов. Типичная скорость движения объекта на расстоянии 40 а.е. составляет около 3"/час. При использовании ПЗС камеры с размерами пикселя 0.2"/пиксель объект "размажется" за время экспозиции 1 час на 15 пикселей. Поэтому время экспозиции должно выбираться с учетом движения объекта. Более того, при измерениях показателей цвета, желательно чтобы наблюдения выполнялись квазиодновременно во всех фильтрах, то есть применение длительных экспозиций нежелательно. Чтобы избежать систематических ошибок в измерениях показателей цвета, вызванных неучетом вращения объекта при неодновременных измерениях в разных фильтрах, применялась следующая последовательность наблюдений: RVBIVR. При такой последовательности измерения показателей цвета V?R, B?V и V?I были практически одновременными. Кроме того, наблюдения по приведенной схеме проводились дважды для одного и того же объекта, чтобы удостовериться в отсутствии вариаций показателей цвета, связанных с неучетом осевого вращения объекта.
С учетом отмеченного выше, типичное время экспозиции для наблюдений на 8.2-м телескопе объектов с mv?21m составляло 600 с для фильтра B, 300 с для фильтров V и R и 500 с для фильтра I. Чтобы достичь максимально возможной точности, не увеличивая время экспозиции, во многих случаях, особенно в фильтрах B и I, использовался метод сложения изображений с равными экспозициями.
Особенно сложный вопрос при измерениях слабых объектов - это выбор оптимальной диафрагмы. Зная так называемую "функцию рассеяния точки" ФРТ (английский эквивалент "point spread function" PSF), которая извлекается из распределения интенсивности в изображении изолированной звезды, можно сделать количественные оценки измеренного и потерянного сигнала для данной диафрагмы. Для подгонки ФРТ (процедура "PSF fitting") обычно используются сочетания простых функций, а сама ФРТ записывается как зависимость от радиуса изображения точечного источника. Например, используется распределение Гаусса в виде
или степенная функция Моффата следующего вида:
где r - расстояние от центра точечного источника, а a и b - параметры аппроксимации. Распространенной характеристикой качества зарегистрированного изображения является диаметр (ширина) ФРТ на уровне половинной интенсивности (FWHM, от Full Width at Half Maximum) Для случая гауссового распределения интенсивности в ФРТ FWHM?1.67?.
Рис. 2.2. Пример подгонки ФРТ функцией Моффата (а) и зависимость радиуса диафрагмы, содержащей 99% сигнала от объекта, от FWHM по данным [248].
Подробное исследование оптимальных размеров диафрагмы в приложении к транснептунным телам было проведено в [248]. Они показали, что ФРТ хорошо описывается функцией Моффата, если использовать логарифмическую шкалу для отсчета сигнала (рис. 2.2). Из приведенных результатов следует, что при FWHM?1" оптимальный размер диафрагмы должен составлять 3.5?FWHM.
Фон неба измерялся на расстоянии примерно 5?FWHM от центра объекта в кольце шириной около 2?FWHM. Чтобы частично компенсировать вклад от слабых источников, галактик и др., который вносит асимметрию в распределение фона, использовалось медианное значение фона.
Для улучшения отношения сигнал/шум при наблюдениях слабых объектов используется метод апертурной коррекции [188,327]. Метод основан на тождественности ФРТ для всех точечных объектов рассматриваемого снимка. ФРТ профиль получают для ярких звезд из анализа вариации потока с увеличением диафрагмы, то есть по так называемой кривой роста блеска.
Рис. 2.3. Кривые роста блеска звезд 20.2m и 23.2m, характеризующие нестабильность потока от слабой звезды при больших диафрагмах.
Кривая роста блеска ярких звезд имеет насыщение при достижении определенной диафрагмы, когда дальнейшее увеличение диафрагмы не приводит к росту блеска. Для слабых звезд характерны нестабильные кривые роста блеска для больших диафрагм (рис. 2.3).
Метод апертурной коррекции состоит в измерении блеска слабых объектов небольшой диафрагмой, а недостающий поток оценивается по кривым роста блеска для ярких звезд. В звездных величинах такая коррекция выражается как m = m? + ?m, где m? - звездная величина объекта, измеренная маленькой диафрагмой, ?m - апертурная коррекция, измеренная по кривым роста ярких звезд на том же снимке. При применении этого метода для движущихся объектов нужно учитывать скорость движения объекта. Зависимость критического размера диафрагмы от скорости движения объекта и качества изображения, определяемого FWHM, приведена на рис. 2.4, по расчетам сделанным Мак Брайдом и др. [248]. Использование диафрагм меньших размеров приводит к погрешностям более чем 0.01m. Из рис. 2.4 можно видеть, что при смещении объекта на 0.5" и FWHM=1.0" минимально возможная диафрагма для измерений сост
- Київ+380960830922