Поглощение можно определить и по планетам. Просто необходимо сделать серию из кадров планеты на разных высотах, однако для этого нужно чёткое соблюдения параметров съемки — на протяжении серии они должны быть одинаковыми…
Отмечу, что я всего любитель астрономии и эту оценку сделал у себя в городе — Тольятти.
Не скажу что я сталкивался с подобными табличками, однако я встречался с очень интересными работами касаемо атмосферы над некоторыми крупными городами (Пример). Отмечу, что такая работа по фотометрии одного кадра занимает достаточно много времени, в то время как меня интересуют также и другие области исследований. В статье я постарался более менее понятно описать алгоритм проведения подобного исследовния, надесь что некоторые пользователи Хабра тоже смогут попытаться провести нечто подобное…
Я Вас тоже огорчу — большинство данных в астрономических наблюдениях такие вот плохие ( можете сами провести наблюдения и в этом огорчится). Этот вопрос решается количеством и если таких наблюдений порядка десятков и в нужных диапазонах, то можно получить приемлимые данные. Можете тоже в этом ведь убедится. Ведь лучше один экперимент чем тысячи часов интернет баттлов…
Зачем мне выбрасывать наблюдения, если этот выброс в лучшем случае никак не повлияет на результат? Поймите что показатель цвета не так сильно влияет на результат, чтобы его учитывать. Его влияние на уровне ошибки в данном случае…
Результат вполне корректен и я представил в статье сравнение с общепринятыми значениями. Я конечно не совсем понимаю про то как наблюдения по стеллариуму стали равны реальным наблюдениям и фотосьёмкам. Но не это самое главное. Важно то, что я уже отмечал несколько раз, что количество данных вполне достаточно для оценки, а так же то что влияние показателя цвета намного мало чтобы его учитывать. Строго говоря если показатель цвета меняется в пределах еденицы, то точность фотометрии должна быть на полпорядка больше — макс погрешность 0,3m в то время как макс погрешность измерения на фотографии более 1m и в той области, где вклад наиболее велик. Я не вижу смысла вообще учитывать эффект, так как если он и изменит результат, то в сторону меньшей точности ( и я уже писал почему). Вы можете сами проделать подобный экперимент, думаю что это в некоторой степени будет довольно интересным опытом…
Вы фотометрировали видимую 6.7 величину, значит это аналогично фотометрии 5.7 величины на 10 градусов.
А проблема в том, что неточности определения и недостаток данных настолько велики что не позволяют нам делать вывод о различии поглощения на различных частотах — для этого нужна очень большая серия кадров, причем откалиброванных и с почти чистым горизонтом…
Допустим, даже если это так ( хотя по графику приходится говорить об обратном), то звезда на 10 градусах влияет на конечный результат вычисления больше, чем звезда на 30 градусах…
На такой высоте мало объектов, т.к. поле зрения не позволяет и рельеф, тем более что 24 град — не так уж и низко, тут желательно менее 20 град. Вы поймите, что если мы и найдем звезду то неточность определения блеска будет выше, чем неточность из-за цвета, поэтому это бессмыслено в данной задаче.
Поймите, что распределение звёзд по воздушным массам неравномерное: чем больше возд. масса, тем меньше звёзд, причём почти гиперболически. Поэтому основная задача не замерить как больше звёзд а замерить звёзды на как можно широком диапазоне. Поэтому важнее всего звёзды на небольших высотах, а их там мало. Поэтому может вы и наберете звезд с B-V в 0,2 но они будут на небольшом диапазоне высот и поэтому нормально аппроксимировать поглощение линейной функцией не получится…
Тысячи звезд на кадре попросту нету. Ну максимум сотня, не более…
А представте, если бы мы еще бы делали отбор по показателям цвета… Таким образом погрешность измерений много больше изменения поглощения в зависимости от длины волны и поэтому этим можно пренебречь…
Я написал про показатель цвета. Тут проблема решается большим количеством данных и в конечном счёте мы получаем данные для видимого диапазона, всё это оговорено в статье…
Ведь если бы мы выбирали по показателям цвета, то у нас было бы и там мало данных, по которым внятную аналитику просто не в состоянии провести…
При фотографировании с точным фокусом, звёзды никогда не выбиваются в один пиксель, во-впервых колеблется атмосфера, а во-вторых у объектива есть абберации, так же имеются прочие ошибки. Поэтому никогда изображение звезды не будет размером в один пиксель и выбитым. Модель профиля звезды — нормальное распределение и если центральные пиксели и выбиты, то картину профиля можно восстановить по крайним пикселям и из этого узнать интенсивность излучения (картинка чисто условная):
Я ISO увеличил чтобы больше звёзд проявилось на снимке и было больше данных для обработки, иначе придётся увеличить выдержку — а это смаз изображения звезды и некорректная фотометрия.
Всмысле учесть засветку? Здесь она на результат почти никак не влияет… Фоновое излучение учитывается при самой фотометрии при помощи этих самых трёх фотометрических кружков в IRIS.
Расчёт диаметра выходного зрачка очень важен, ведь по его значению можно узнать светопотери окуляра. Расчёт поля не бесполезен, это одно из самых важных параметров окуляра (особено при наблюдении Deep-Sky), да и помнить характерные угловые размеры элементарных объектов на небе ( таких как Солнце/Луна, планеты) должен все же каждый уважающий себя астроном. Хорошо бы указать понятия равнозрачкового увеличения, как оно зависит от апертуры, а также понятия максимального увеличения и как оно зависит от апертуры. Также хотелось бы видеть понятия максимальной проницающей и разрешающей способности и как они могут зависеть от параметров телескопа.
Представить себе скорость в ~10^3 км/ч как то уже сложновато, да и вообще когда большое число получается (более второго порядка), это означает, что нужно менять кратность…
Здесь наверное имелось ввиду относительная скорость. Ведь скорость аппарата может быть задана относительно Солнца ( к примеру) или относительно других тех Солнечной системы.
Не скажу что я сталкивался с подобными табличками, однако я встречался с очень интересными работами касаемо атмосферы над некоторыми крупными городами (Пример). Отмечу, что такая работа по фотометрии одного кадра занимает достаточно много времени, в то время как меня интересуют также и другие области исследований. В статье я постарался более менее понятно описать алгоритм проведения подобного исследовния, надесь что некоторые пользователи Хабра тоже смогут попытаться провести нечто подобное…
А проблема в том, что неточности определения и недостаток данных настолько велики что не позволяют нам делать вывод о различии поглощения на различных частотах — для этого нужна очень большая серия кадров, причем откалиброванных и с почти чистым горизонтом…
А представте, если бы мы еще бы делали отбор по показателям цвета… Таким образом погрешность измерений много больше изменения поглощения в зависимости от длины волны и поэтому этим можно пренебречь…
Ведь если бы мы выбирали по показателям цвета, то у нас было бы и там мало данных, по которым внятную аналитику просто не в состоянии провести…
Я ISO увеличил чтобы больше звёзд проявилось на снимке и было больше данных для обработки, иначе придётся увеличить выдержку — а это смаз изображения звезды и некорректная фотометрия.