§ 38. ОБРАБОТКА ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ

Все фотометрические наблюдения планет, описанные в предыдущих параграфах, заключаются в сравнении блеска (или яркости) двух источников света одним из методов наблюдений переменных звезд.

Обработка наблюдений, произведенных методом степеней (Аргеландера или Найланда — Блажко), не отличается от обработки наблюдений переменных звезд, и мы отсылаем читателя к книгам В. П. Цесевича «Переменные авезды и способы их наблюдения», В. П. Цесевича «Что и как наблюдать на небе» и П. Г. Куликовского «Справочник любителя астрономии» (см. литературу в конце книги), где приемы обработки подобных наблюдений описаны достаточно подробно.

Если мы имеем наблюдения Урана, Нептуна или астероидов, имеющие целью изучение колебаний их блеска, то, получив значения блеска в звездных величинах, нужно прежде всего привести их к стандартным условиям. Это значит, что надо либо найти звездную величину g (для астероидов) по формуле (15) § 7, либо получить звездную величину планеты в среднюю оппозицию (т. е. при расстоянии от Солнца, равном большой полуоси ее орбиты). В последнем случае применяется формула

где — величина в среднюю оппозицию, g — абсолютная звездная величина, — видимая величина, а — большая полуось орбиты, — расстояние от Солнца, А — расстояние от Земли (в астрономических единицах).

Далее нужно учесть влияние угла фазы. Обычно зависимость звездной величины планеты от угла фазы носит почти линейный характер и выражается формулой (12) § 7. Если пренебречь в ней последним членом мы получим

где — приращение звездной величины, — угол фазы в градусах к — коэффициент фазы, равный для малых планет в среднем 0,03.

Для Урана и Нептуна эффектом фазы можно пренебречь.

Полученные значения g или нужно нанести на график в функции времени, чтобы убедиться в наличии и характере колебаний. Если намечаются периодические изменения блеска, надо постараться определить период и эпоху максимума (или минимума) блеска, как это делается при обработке наблюдений переменных звезд.