4.
OBSERWACJE ZAKRYĆ
Obserwacje zakryć gwiazd
przez Księżyc można
podzielić na kilka
grup w zależności od detektora, jaki zostanie
zastosowany: obserwacje wizualne, obserwacje
fotoelektryczne (dokonywane przy
pomocy fotopowielacza) i
obserwacje wykonywane
kamerą CCD lub telewizyjną. Głównym celem
takiej obserwacji jest
rejestracja momentu zajścia
zjawiska. Podstawowym problemem
jest dokładny pomiar
czasu. Oprócz dokładnej
służby czasu niezbędne
jest jeszcze ścisłe
współdziałanie detektora i
zegara. Ważną rzeczą jest
częstotliwość, z którą
stosowany do obserwacji
czujnik jest w
stanie zarejestrować jasność
gwiazdy. Im wartość
częstotliwości jest większa,
tym dokładniej można
rejestrować moment, w
którym gwiazda schowa
się za tarczą Księżyca.
Kamera telewizyjna rejestruje
obraz z częstotliwością 25 klatek na
sekundę. Oznacza to
że przy pomocy
takiej kamery pomiar
momentu zakrycia z
dokładnością większą niż
0,04 sekundy staje się
niemożliwy.
Warunki
sprzyjające wykonaniu obserwacji
zakrycia:
możliwie jasna
wybrana do obserwacji
gwiazda,
minimalna faza
Księżyca (podczas pełni
detektor może zostać
prześwietlony),
wystarczająco duża
elongacja (aby obserwacja
nie była wykonywana
podczas zmierzchu),
polepszenie warunków
atmosferycznych wraz ze
wzrostem wysokości nad
horyzontem,
obserwacja słabych
gwiazd wykonywana przy
ciemnym brzegu Księżyca.
Rys.4.1. Wykresy zmian
jasności
(Schemat -
bez uwzględnienia dyfrakcji
na brzegu tarczy
Księżyca).
Z obserwacji
zakryć oprócz informacji
o wzajemnym położeniu
Ziemi, gwiazdy i
Księżyca uzyskać można
również dane astrofizyczne (Rys. 4.1.).
Zanim wprowadzono kamery CCD stosowano fotopowielacze, których zaletą
był stosunkowo krótki
czas pomiędzy kolejnymi
rejestracjami. W fotopowielaczach wykorzystywane było zjawisko
fotoelektryczne. (Fotony
docierające od światła
gwiazdy padają na
płytkę metalową wybijając
z niej elektrony. Ponieważ prąd wywołany przez pojedyncze elektrony
jest zbyt słaby,
stosowana jest wielostopniowa emisja zderzeniowa).
Obserwacje
mogą być również
prowadzone przy użyciu
kamery TV. Ma
ona tę przewagę nad astronomicznymi kamerami CCD, że w ciągu
sekundy uzyskać można
większą ilość obrazów.
Im większa jest
ta liczba, tym
większą dokładność uzyskać
można w pomiarze
czasu. (Aby każdemu
kadrowi przyporządkować
określony czas skorzystać
należy z urządzenia
nazywanego inserterem, który
pozwala na rejestrację
czasu w narożniku
kadru. Najlepszym rozwiązaniem jest wtedy zsynchronizowanie insertera ze sterowanym
radiowo zegarem (Rys. 4.3.)).
Rys 4.3. Obserwacje
kamerą TV.
4.1.
Przeprowadzone obserwacje
Obserwacje
służące do testowania
programu efemerydalnego przygotowane zostały na podstawie efemeryd
zakryć pochodzących z
ILOC. W efemerydach
tych wyliczany czas
zjawisk jest podawany
w skali UT.
Obserwacje były prowadzone
wizualnie na 20-cm
refraktorze Zeiss'a w
Obserwatorium
Astronomicznym Uniwersytetu im.
A. Mickiewicza w
Poznaniu
(http://www.astro.amu.edu.pl/).
Współrzędne
geograficzne miejsca obserwacji:
= N 52 23' 54",
.= E 16 52' 42",
h
= 83 [m].
Czas
rejestrowany był przy
pomocy stopera, zsynchronizowanego z zegarem GPS (Global Positioning System). Czas
otrzymany z zegara
GPS podawany jest
w skali UTC.
Badanie stopera wykazało,
że jego dokładność
wynosi 0,025 sekundy na
godzinę (Tab.4.1.). Badanie
to zostało wykonane
w ciągu jednego
miesiąca a zegarem
odniesienia był zegar
GPS (Skala UTC). Dla celów
obserwacji wizualnych
dokładność ta jest wystarczająca
|
t |
t |
|
GPS |
1.IV.99 15:25:00 UTC |
1.V.99 15:25:00 UTC |
0,025 s / godzinę |
stoper |
uruchomienie |
15:24:42 UTC |
|
Tabela 4.1.
Znacznie większy jest
błąd obserwatora podczas uruchamiania stopera
i podczas rejestracji momentów
zakryć (Tab.4.2.).
t [s] |
t [s] |
1. 0,07 |
11. 0,23 |
2. 0,16 |
12. 0,12 |
3. 0,09 |
13. 0,38 |
4. 0,37 |
14. 0,09 |
5. 0,17 |
15. 0,25 |
6. 0,08 |
16. 0,08 |
7. 0,26 |
17. 0,31 |
8. 0,15 |
18. 0,16 |
9. 0,12 |
19. 0,34 |
10. 0,32 |
20. 0,26 |
średni
błąd obserwatora [s] |
0,201 |
Tab.4.2.
Do
zarejestrowanego wyniku nie
zostały wrowadzane poprawki
z tytułu niedokładności stopera, ponieważ błąd
ten jest znacznie
mniejszy niż błąd
obserwatora.