Предисловие

Многоцветная фотоэлектрическая фотометрия является одним из основных методов практической астрономии, позволяющих получать информацию о характеристиках излучения астрономических объектов и, следовательно об их физической природе. Она отличается простотой реализации, высокой точностью измерений и большой проницающей способностью. Отметим, что хотя спектрофотометрия может дать больше информации об астрономических объектах и явлениях, ее реализация гораздо сложнее, источников трудноучитываемых ошибок больше (следовательно точность ниже), а проницающая способность сравнительно мала. Впрочем, появление новых типов приемников излучения значительно расширило возможности спектральных исследований.

Данные многоцветной фотометрии используются в астрономии при исследовании как отдельных объетов, так и их совокупностей. В обоих случаях фундаментом для исследований служат фотометрические каталоги. Вообще, значение каталогов в астрономии, в том числе и фотометрических, переоценить трудно. Достаточно вспомнить, что до сих пор астрономы активно используют каталоги конца прошлого века.

Многоцветные фотоэлектрические каталожные наблюдения ведутся в ГАИШ с середины 70-х годов. Работа над каталогом WBVR-величин ярких звезд северного неба была начата нами в 1984 году.

Авторы выражают свою искренюю благодарность всем сотрудникам ГАИШ, так или иначе соприкоснувшимся с нашими работами, а особенно Ю.В. Ворошилову за предоставленные данные по переменным звездам и помощь в издании, Н.А. Липаевой за многочисленные консультации по поводу кратных систем, Д.Г. Дьяченко за участие в программистских работах, Н.А. Волковой, О.М. Колыхаловой, Н.Н. Толстопятову, С.А. Ходыкину за помощь в наблюдениях.

Введение

Сорок лет назад Г.Джонсоном были начаты наблюдения звезд в широкополосной системе UBV. За короткое время эта фотометрическая система получила международное признание и широкое распространение. В этой системе измерено около 100 тыс. звезд и других астрономических объектов. Большое количество наблюдений проведено также и в других фотоэлектрических фотометрических системах.

Парадоксальность ситуации в фотоэлектрической многоцветной фотометрии состоит в том, что, несмотря на столь впечатляющий объем проведенных наблюдений, точных и надежных фотоэлектрических измерений крайне не хватает. Не все яркие звезды, входящие в каталог BS, имеют измеренные UBV√ величины, а тем более величину R. Примерно 10% звезд до 7^m не имеют даже величины V. Объясняется это следующим: 1) измерения производились разными авторами, каждый при этом решал конкретную частную задачу, в различных инструментальных системах; 2) редукция в стандартную фотометрическую систему колор√индекса U√B обладает низкой точностью из-за неопределенности полосы U; 3) измерения 20√40√летней давности для значительного количества звезд, изменяющих свой блеск, не соответствуют их нынешнему состоянию.

Развитие фотоэлектрической фотометрии выявило некоторые недостатки системы UBV, касающиеся в основном неопределенности кривых реакции полосы U и ошибок в методике учета поглощения света измеряемых звезд в земной атмосфере. Одним из первых обратил внимание на необходимость ревизии этой системы, при сохранении астрофизической содержательности полосы U и колор-индекса U-B , В.Страйжис, предложивший в 1973 г. широкополосную систему WBVR [1], где полосы B , V , R практически не отличаются от соответствующих фотометрических полос системы Джонсона, а фильтр W имеет следующие особенности:

В 1975 г. К.Зданавичюс [2] предложил методику учета атмосферного поглощения света для колор-индексов W-B , B-V и V-R в зависимости от спектрального класса и светимости звезды, а также от межзвездного поглощения.

Эти факторы позволили, по мнению В.Страйжиса [3], улучшить точность определения ультрафиолетовой величины и содержащих ее колор-индексов до 0^m01. Первые измерения в системе WBVR были выполнены в Вильнюсской обсерватории [4]. Следуя рекомендациям В.Страйжиса, начали фотометрические наблюдения в этой системе и другие исследователи [5], [6].

В 1976 г. в ГАИШ также были начаты фотоэлектрические наблюдения в фотометрической системе WBVR [7] с целью создания каталогов звезд. Для этого была создана высокоточная система фотоэлектрических стандартов [8], которая вместе с заданными стандартными кривыми реакции и методикой учета поглощения в земной атмосфере [9] определила Тянь-Шаньский вариант системы WBVR. В 1976-1984 гг. были получены WBVR-величины более 2000 звезд в диапазоне блеска 0^m— 8^m.

Дефицит надежных многоцветных фотоэлектрических данных для практических астрономических работ побудил нас поставить в 1984 г. задачу измерени блеска всех ярких звезд (северного полушария неба) в широкополосной четырехцветной фотоэлектрической системе. На основании накопленного нами опыта каталожных фотоэлектрических наблюдений для проведения этого обзора была выбрана система WBVR . Исходя из аппаратурных и наблюдательных возможностей и желания завершить наблюдения в течение 3√4 лет, общий объем программы был оценен в 15 тыс. звезд. Такой объем соответствует числу звезд ярче 7^m со склонением больше -14° c некоторым запасом.

Кроме того, эта работа рассматривается нами как начало массовых каталожных фотоэлектрических наблюдений звезд в фотометрической системе WBVR . Поэтому наряду с проведением наблюдений большое внимание уделялось методическим аспектам проблемы.

Представляемый каталог WBVR √величин ярких звезд северного неба содержит 13586 объектов (звезд и кратных систем).

Условия наблюдений

Наблюдения проводились на 48√сантиметровом телескопе√рефлекторе Тянь√Шаньской высокогорной экспедиции ГАИШ, расположенной на высоте около 3000 м над уровнем моря в горах Заилийского Алатау. Широта места наблюдений примерно 42°. При среднем качестве изображений ( 2 √ 4² ) место отличается хорошей прозрачностью атмосферы (в некоторые ночи вклад аэрозольной компоненты в поглощение 0^m01) и высокой стабильностью прозрачности для большинства ночей.

Наблюдения были начаты в январе 1985 г. после пробных измерений осенью 1984 г. и некоторой модификации аппаратуры. Завершена программа была в октябре 1988 г. Около 500 дополнительных измерений некоторых звезд 2— 4^m было выполнено в августе√сентябре 1989 г. Фотометрические измерения программных звезд выполнялись в течение 360 ночей, полное затраченное наблюдательное время составляет около 2400 ч. Шесть включенных в подсчеты ночей продолжительностью по 1√2 ч содержат данные, обработать которые удовлетворительно не удалось. В табл.1 приведено распределение наблюдательного времени по годам и сезонам.

Для измерений мы старались выбирать ночи, по своим условиям полностью пригодные для каталожных фотоэлектрических наблюдений, т.е. отличающиес полным отсутствием облачности на всем небе и высокой стабильностью прозрачности атмосферы (изменение прозрачности 0.01 за 20-30 мин). При больших изменениях прозрачности (0.02-0.03 за 20-30 мин) наблюдени прекращались. Последующая обработка полученных данных подтвердила, что для 95% затраченного наблюдательного времени изменения прозрачности малы. Пренебрежимая часть данных (меньше 0.5%) оказалась непригодной для включени в каталог из-за резких изменений прозрачности.

Анализ распределени наблюдательного времени по сезонам показал, что 65% приходится на осень-зиму и 35% ≈ на весну-лето. Распределение наблюдательного времени по температурам ночей (рис.1) свидетельствует о том, что основной объем (80%) данных измерений получен при температуре окружающего воздуха от +5 до -15 C при среднем значении температуры минус 3.8 C. Это обстоятельство повышает однородность полученных результатов.

За все время наблюдений выполнено примерно 57  000 отдельных измерений программных звезд и свыше 13  000 измерений стандартных звезд.

Организация и программа наблюдений

При выборе звезд для наблюдений мы использовали компилятивный каталог, подготовленный на основе версии каталога CSI [10] на магнитном носителе, путем вставки дополнительной астрофизической информации, в основном - данных фотоэлектрической фотометрии. В программу наблюдений были включены все звезды, имеющие величину V (или подобную ей) по входному каталогу ярче 7^m2, либо не имеющие величины и содержащиеся в каталоге HD. Вошли также отдельные, более слабые, HD-звезды, расположенные рядом с ярчайшими. Дополнительно была включена часть звезд поздних спектральных классов ярче 9^m. При формировании программы отбирались звезды, имеющие склонение от 90 до -15° , точнее, до DM-зоны -14 включительно.

Некоторые, первоначально не входившие в программу, звезды оказались измеренными из-за ошибок наведения и ошибок входного каталога; эти звезды включались в каталог, если их удалось надежно идентифицировать. Из-за грубых ошибок входного каталога некоторые звезды ярче 6^m5 оказались не измеренными. Их количество невелико и составляет, по-видимому, 10-20 звезд. При проведении наблюдений планировалось получить для каждой звезды из основной программы по четыре измерения: две оценки через 15-25 мин в одну ночь и аналогично в другую ночь в другой наблюдательный сезон. Такая тактика обусловлена желанием дополнительно к измерениям стандартов контролировать изменения прозрачности атмосферы на масштабах 10-20 мин и постоянство фотометрической системы на временных масштабах сотен и более дней. С другой стороны, таким образом распределенные по времени измерения позволили с некоторой вероятностью выявить неизвестные переменные звезды, а также обнаружить грубые ошибки измерений и наведения.

Для наблюдений подготавливались на магнитных носителях списки звезд, так называемые "площадки", объединяющие около 50 программных звезд, расположенных в зоне 3° по склонению и около 1^h по прямому восхождению. Для измерений в текущий момент наблюдатель мог выбрать из 15-40 подготовленных "площадок" оптимальную. С данной площадкой измерялись обычно 2-3 стандартные звезды через 15-25 мин каждая, причем по мере перемещения по небесной сфере одни стандарты заменялись другими. Данные о стандартных звездах выбирались из списка рабочих стандартов, содержащего 192 звезды. Стандартные звезды периодически привязывались друг к другу разновысотным методом. Два-три раза в ночь проводились измерения пары стандартов с разностью воздушных масс DM примерно 0.6 для определения прозрачности атмосферы.

Фотометрическая аппаратура

Основными новыми аппаратными средствами для реализации программы фотоэлектрических WBVR-наблюдений звезд настоящего каталога послужили:

а) переход от одноканального электрофотометра с последовательной сменой светофильтров, реализующих фотометрическую систему WBVR, к четырехканальному электрофотометру, позволяющему одновременно измерять блеск исследуемой звезды в четырех спектральных диапазонах системы WBVR;
б) автоматизация процесса фотоэлектрической многоцветной фотометрии звезд на основе применения ЭВМ дл сбора, анализа, регистрации измеряемых данных и управления ходом наблюдений.

Основной особенностью разработанного для этой задачи четырехполосного четырехканального звездного электрофотометра [11] является то, что измеряемый поток света делится между каналами с помощью светоделителей на основе полупрозрачных алюминиевых слоев. Несмотря на кажущуюся бесперспективность такого решения, эффективность этого фотометра при измерении звезд до 9-10^m на телескопе диаметром 0.5 м выше, чем у электрофотометра с последовательной сменой светофильтров. Объясняется это тем, что точность и продолжительность накопления в случае ярких звезд практически полностью определяются эффектом атмосферного мерцания и практически не зависят от блеска исследуемой звезды.

В рамках задачи фотоэлектрических измерений звезд ярче 7-8^m используемый четырехканальный фотометр почти вчетверо эффективнее одноканального. К тому же, применение квазинейтрального светоделителя, значительно ослабляющего свет, решило проблему нелинейности, обычно возникающую при измерении ярких звезд. В нашем случае оказался возможен учет нелинейности с точностью лучше 0^m005 для всех звезд.

Для автоматизации процесса фотоэлектрических наблюдений был разработан программно-аппаратурный автоматизированный фотометрический комплекс [12] на основе мини-ЭВМ "Электроника-60М", обеспечивающий:

1. анализ и регистрацию в реальном времени данных измерений;
2. программную подготовку и поддержку списка звезд для наблюдений и учет проведенных измерений;
3. подготовку наблюдателю информации для наведения на объект;
4. управление процессом наблюдений от телескопа;
5. подготовку информации о ходе измерений и условиях наблюдений и т.д.

Примененная нами фотометрическая аппаратура вместе с соответствующим программным обеспечением позволила значительно повысить эффективность фотоэлектрических наблюдений и резко уменьшить вероятность ошибочных измерений.

Фотометрическая система

Для определения фотометрической системы необходимо задать кривые реакции каждой полосы, определить систему величин звезд-стандартов, установив нуль-пункт звездных величин в каждой спектральной полосе, а также описать метод редукции измерений за атмосферу Земли.

Кривые реакции фотометрической системы WBVR были реализованы с помощью стеклянных светофильтров, изготовленных в соответствии с рекомендациями [4] и предоставленных нам В.Страйжисом. Кривые реакции фотометра определяются, наряду с пропусканием светофильтров и спектральной чувствительностью используемых ФЭУ-79, пропусканием светоделительного блока прибора. Они были определены нами как произведение пропускания светофильтров, промеренных на лабораторном спектрофотометре "Specord-40M", и спектральных кривых чувствительности фотометра (без светофильтров), измеренных с использованием прокалиброванного по радиометру PR-200 монохроматора МДР-23.

Кривые реакции четырехканального WBVR-электрофотометра приведены в табл.2.1, 2.2, 2.3, 2.4 и на рис.2. для температуры примерно -5 ╟C. Именно эти кривые реакции (измеренные в августе 1988 г.) определяют фотометрическую систему нашего каталога. На рисунке также приведены полосы U и B системы Джонсона, взятые из [3]. Кривая реакции полосы V системы Джонсона практически идентична нашей. Сравнение с кривыми реакции из работ [4] и [7] показало близость всех трех реализации системы WBVR и возможность достаточно точной (лучше 0^m01) взаимной трансформации величин и колор-индексов для большинства звезд.

Основой системы стандартов, используемой при наблюдении звезд каталога и определяющей фотометрическую систему каталога, послужил список звезд, опубликованный в работе [8]. В октябре 1985 г. система стандартных звезд была значительно расширена. Построение системы стандартов велось одновременно с наблюдениями программных звезд. Для определения величин стандартов использовались измерения, полученные при наблюдениях программных звезд, и специальные измерения, выполненные равновысотным методом, всего свыше 13 000 оценок блеска. После усреднения этих данных была составлена система из 4200 условных уравнений для 228 неизвестных для каждой фотометрической полосы. Дополнительным условием при решении этих систем уравнений служил принятый нами нуль-пункт звездных величин. Приведенная к нормальному виду система решалась методом Холецкого.

В качестве нуль-пункта величины V системы стандартов было принято следующее условие: для звезды HD 5015 V =4^m797, что совпадает с ее величиной из работы [8]. При нормировке колор-индексов мы стремились обеспечить их равенство нулю для звезд A0 главной последовательности, реально — для 14 звезд-стандартов спектрального класса A0V. Для этого звезде HD 5015 были приписаны: W≈B = ≈0^m082, B≈V = 0^m553 и V≈R = 0^m456. При этом средние колор-индексы шести звезд, взятых в свое время Г.Джонсоном для аналогичной цели, имеют W≈B = 0^m028, B≈V = 0^m000, V≈R = ≈0^m007.

Список стандартных звезд приведен в табл.3. Величины звезд-стандартов приведены в основной таблице каталога. При решении систем уравнений были получены оценки ошибок значений величин стандартов. 50% из 192 рабочих стандартов имеют ошибку величины V менее 0^m0016, 90% ≈ менее 0^m0023. 36 отмеченных" нерабочих" стандартов имеют худшую точность, поскольку мало измерялись и среди них оказались заподозренные в переменности и даже переменные звезды:HD 154417 ≈ V 2213 Oph и HD 222317 ≈ KT Peg.

Основные идеи используемого метода редукции измерений за атмосферу Земли описаны в статье Мошкалева и Халиуллина [9]. Долю поглощенного атмосферой света мы вычисляли прямым интегрированием, использу типичные распределения энергии в спектре звезд, модель поглощения в атмосфере, и кривые реакции полос, описанные выше. Отличия реальной атмосферы от модельной представлялись функцией длины волны, зависящей от двух параметров. Эти параметры мы находили минимизируя невязку наблюдений звезд-стандартов. При реализации этого метода на уровне алгоритмов и программ особое внимание было обращено на подготовку массива "стандартных" распределений энергии в спектрах звезд и выбор конкретного распределения, адекватного результатам фотометрических измерений для обрабатываемой звезды. Подробнее метод учета поглощения света в атмосфере Земли будет описан в отдельной работе.

Исследование наблюдательных данных

Полученные после обработки отдельных наблюдательных ночей индивидуальные оценки заатмосферных величин программных звезд были сведены в один массив данных, который предназначался для последующей проверки, вычисления средних величин звезд и анализа возможных систематических и случайных ошибок измерений.

В ходе предварительной обработки наблюдений было заподозрено наличие изменения фотометрической системы, особенно заметное по красным звездам, в полосах W и B. Наиболее вероятное объяснение этого изменения ≈ температурный (сезонный) эффект, связанный со смещением полосы пропускания стеклянных фильтров и кривой спектральной чувствительности ФЭУ при изменении температуры. Поскольку для подавляющей массы звезд проводились наблюдения в два наблюдательных сезона, разнесенных по времени на 1≈2 года, иногда при значительно отличающихся температурах, оказалось возможным определить величину этого эффекта из нашего массива наблюдательного материала. Однако это исследование показало наличие дополнительного эффекта изменения фотометрической системы, связанного со смещением полос пропускания со временем.

Поскольку температура воздуха ночью в среднем также зависит от времени, величины этих эффектов определялись одновременно. Полученные зависимости смещения полос W и B от времени приведены на рис. 3а и 3б. Значимых изменений для V и R не обнаружено. Смещение на 10Å приводит к изменению измеренной величины для звезд M0 III на 0^m013 в W и на 0^m017 в B. По-видимому, эти смещения обусловлены изменением спектральных свойств полупрозрачных алюминиевых слоев и оптического клея в светоделительном блоке фотометра. Скачок в сентябре 1986 г. в приведенных зависимостях объясняется проведенной тогда юстировкой и изменением склейки светоделительного блока фотометра.

Температурный эффект оказался близок к ожидаемому и составляет (в ангстремах на градус): 0.05, 0.20, 0.36 и 0.56 для W, B, V и R соответственно. При таких температурных коэффициентах изменение величины звезд M0 III составляет в B около 0^m003 на 10╟C изменения температуры.

Перед продолжением дальнейших исследований наблюдательного материала и сведением их в каталог данные были редуцированы на фиксированный момент времени ≈ сентябрь 1987 г. и на среднюю температуру наблюдательных ночей ≈ минус 4╟C. Для стандартных звезд (спектральные классы от A0 до G5) влияние этих эффектов очень мало и не учитывалось.

По измерениям стандартных звезд была исследована зависимость систематических ошибок получаемых величин от положения на небесной сфере ≈ так называемый азимутальный эффект. Этот эффект искался и как функция часового угла и как функция азимута. Величина эффекта в зависимости от азимута не превышает ошибки определения (порядка 0^m001) во всех каналах, кроме канала V, в котором она достигает 0^m002 при ошибке <0^m001. Эффект в зависимости от часового угла по величине больше при большей ошибке его определения. Он не превышает 0^m003 в пределах 4^h от меридиана. В этих условиях измерено 99% звезд стандартов и еще больша часть программных звезд. Для 98% стандартов (3^h от меридиана) эффект менее 0^m002.

Оценка реальной точности измерений (без вклада систематической погрешности, обусловленной методикой выноса за атмосферу) проводилась по всему массиву наблюдательных данных за исключением кратных и переменных звезд. Среднеквадратичные отклонения и коэффициенты корреляции по разным группам звезд приведены в таблицах 4а и 4б. Наличие значительной корреляции между каналами обусловлено одновременным измерением величин в четырех спектральных полосах. При вычислении ошибок колор-ндексов учет корреляции уменьшает величину ошибок.

Кратные и переменные звезды

Особыми случаями фотоэлектрической фотометрии являются измерения двойных (кратных) систем и переменных звезд. В фотометрических каталогах (особенно для фотоэлектрической фотометрии) именно для двойных и кратных звезд содержится основная масса ошибок. Связано это с тем, что иногда наблюдаются не те компоненты или не те сочетания компонент, которые подразумеваются, да и на этапе компиляции наблюдений в каталог может произойти путаница.

Поэтому при наблюдениях кратных систем мы стремились измерять все визуально достаточно яркие компоненты, даже если они не входили в программу наблюдений. При составлении каталога особое внимание обращалось на правильность отождествления компонент, для проверки привлекались данные из ADS [13], IDS [14], выборки кратных систем из CSI [10], BS [15] и BS Suppl. [16], данные Н.А.Липаевой [17]. В нашем каталоге компоненты кратных систем обозначены либо HD/HDE или BD номером компоненты A с добавлением соответствующей буквы, либо индивидуальным HD/HDE, если таковой у компоненты имеется. В случае имерения суммарного блеска двух или более звезд, даже если вклад слабейших компонент пренебрежим (разность блеска больше 5^m), обозначены все компоненты, попадавшие в диафрагму. В случае трех компонент ставилась буква T, четырех ≈ Q, пяти и более ≈ Q+. В любом случае в примечаниях приводится имя кратной системы по ADS или IDS каталогам и обозначения компонент или их сочетаний.

При наблюдениях чаще всего использовалась диафрагма диаметром 30". Для близких (разделение меньше 5-10" - всегда измерен суммарный блеск) или далеких (расстояние больше 30-40" ≈ измерены отдельные компоненты) компонент точность оценок такая же, как и при наблюдениях одиночных звезд. В промежуточном случае результат искажается из-за следующих факторов: 1) при измерении суммарного блеска ≈ часть света системы обрезается диафрагмой; 2) при измерении компонент ≈ возможна подсветка другой компонентой; 3) разные наблюдатели по-разному располагают компоненты в диафрагме фотометра. С используемой диафрагмой измерения суммарного блеска систем с расстояниями между компонентами меньше 15" достаточно надежны, при больших расстояниях результаты обладают вдвое-втрое худшей точностью, они могут рассматриваться лишь как оценки суммарного блеска системы.

В программу наблюдений каталога оказалось включенным большое количество переменных и заподозренных в переменности звезд. В процессе подготовки каталога тщательная проверка по ОКПЗ [18] и NSV [19] выявила 923 звезды, входящие в ОКПЗ, 967 звезд, входящих в NSV, и 113 звезд, подготовленных для включения в NSV [20]. Кроме того, в процессе сведения и усреднения нами было выявлено 510 звезд, показывающих заметные изменения блеска, объяснить которые ошибками измерений затруднительно.

Общепринятыми фотометрическими характеристиками блеска переменных звезд являются величины и колор-индексы в максимуме и минимуме блеска. При малом количестве оценок блеска и случайном их расположении во времени, как в нашем случае, измеренные величины относятся, как правило, к случайному состоянию переменной звезды. Включение индивидуальных измерений в каталог оказалось невозможным по соображениям объема, их публикация планируется в дальнейшем. Поэтому в каталоге для переменных, известных заподозренных в переменности и заподозренных нами звезд приводятся средние величины и показатели цвета, вычисленные по следующему правилу: если разность между максимальной и минимальной из наших отдельных оценок в полосе V меньше 0^m1, вычислялись средние величины по всем измерениям. В противном случае вычислялись средние по измерениям, отличающимся в V от максимального менее, чем на 0^m05.

Некоторые характеристики каталога

Как отмечалось выше, для каждой программной звезды каталога планировалось получить по четыре независимых измерения. Однако для части звезд, в основном слабых (табл.5), по ряду причин это не удалось. С другой стороны, существенная часть звезд была измерена шесть и более раз.

Для характеристики точности приведенных в каталоге усредненных величин и показателей цвета служит введенный нами класс точности. Класс точности для данной звезды ≈ это оценка среднеквадратичной ошибки среднего, вычисленная по всем усредняемым измерениям во всех спектральных полосах и выраженная в тысячных звездной величины (в 0^m001). Поскольку измерения блеска в разных фильтрах не являются строго независимыми, а количество независимых измерений для каждой звезды невелико, таким образом вычисленный класс точности является не вероятностной, а порядковой оценкой качества измерений. На рис.4 приведено распределение классов точности для разных групп звезд. Характеристики этих распределений могут уже служить количественной оценкой качества наблюдательного материала каталога. В частности, медиана распределения для всех звезд ≈ 2.6, для звезд ярче 7^m2 ≈ 2.5, и для звезд слабее 7^m2 ≈ 3.4. Учитывая, что в среднем на звезду приходится четыре измерения, эти величины находятся в согласии с оценками точности отдельного измерения (табл.4а).

Сравнение с фотоэлектрическими величинами из каталога BS

Для сравнения каталожных величин с фотоэлектрическими величинами других авторов из известного компилятивного каталога BS [15] и его дополнения [16] были выбраны общие с нашим каталогом звезды, не вляющиеся переменными или кратными. Из 3510 таких звезд 94 имели разности V-V^BS больше 0^m1 и были исключены из дальнейшего анализа. Распределения разностей d = V-V^BS для разных групп звезд приведены на рис.5. Для всех звезд среднее разностей <d> = 0^m007, ширина распределения ≈ среднеквадратичная ошибка d ≈ s = 0^m022. Для выбранных групп звезд эти параметры приведены в табл.6. Эти данные показывают, что: 1) нуль-пункты систем, устанавливаемые по белым звездам (B-V<0^m7), совпадают с большой точностью; 2) систематическая цветовая зависимость разностей величин d меньше 0^m01 для звезд всех спектральных классов; 3) случайные разности, обусловленные ошибками измерений, различием методик обработки, ошибками перевода в стандартную UBV-систему, возможной микропеременностью, в среднем одинаковы для всех звезд, кроме самых красных.

На рисунках 6 и 7 приведены результаты сравнени колор- индексов B-V и W-B с соответствующими B-V и U-V по той же выборке общих звезд. При этом звезды по классам светимости не разделялись, межзвездное покраснение не учитывалось.

Подчеркивая необходимость дальнейшего тщательного анализа точности трансформации показателей цвета из настоящего каталога в систему UBV Джонсона, тем не менее можно сделать следующие основные выводы. Среднеквадратичный разброс индивидуальных разностей (B-V)-(B-V)^BS относительно средней зависимости на рис.6 составляет 0^m015, что даже меньше чем для разностей величин. По-видимому, точность трансформации этого показателя лучше 0^m01 даже для формулы редукции только от B-V.

Зависимость (W-B)-(U-B)^BS, приведенная на рис.7, имеет гораздо более сложный вид, что и предполагалось заранее (см. работу [3], разброс разностей для отдельных звезд относительно средней зависимости составляет 0^m04≈0^m06. По-видимому, здесь не обойтись без сложной редукционной зависимости от всех трех колор-индексов.

Сравнение с фотоэлектрическими величинами из каталога BS

Основная таблица каталога состоит из 10 столбцов.

Столбец 1 (HD) ≈ идентификация: для основной массы звезд ≈ это номер по каталогам HD или HDE, для 83 звезд, не входящих в эти каталоги ≈ ее обозначение по каталогу BD. Звезды в каталоге расположены в лексикографическом порядке по этим номерам. В этом же столбце находится обозначение компоненты (или сочетания компонент), к которой относятся приведенные WBVR-величины. Обозначения соответствуют общепринятым, если существуют разночтения между каталогами ADS и IDS, предпочтение отдается IDS. В случаях одновременного измерения трех компонент поставлена буква T, четырех ≈ Q, более ≈ Q+, в этих случаях расшифровка обозначений дана в примечаниях.

Столбец 2 (R.A.) ≈ прямое восхождение объекта на эпоху 2000.0. Также как и для склонения, координаты для основного количества звезд выбраны из каталога SAO. Приведенные курсивом координаты выбирались из каталогов HD, BD, ОКПЗ и других. Поскольку координаты в каталоге приведены только для идентификации звезд, для компонент двойных систем, не имеющих своего HD/HDE номера, даны координаты компоненты A.

Столбец 3 (Dec.) ≈ склонение звезды на эпоху 2000.0.

Столбец 4 (Sp) ≈ спектральная классификация звезды по различным источникам. Спектральный класс, напечатанный курсивом, взят из каталога HD, остальные ≈ в соответствии со следующим приоритетом из каталогов: BS и BS Suppl., Jaschek [21], Kennedy [22], Buscombe [23-25] и Lee [26]. Для переменных звезд иногда приводился спектральный класс из каталога ОКПЗ, если он был информативнее других. Если классификация не умещалась в столбце, она приводилась в сокращенном виде, а полностью ≈ в примечании к данной звезде.

Столбцы 5,6,7,8 (V, W-B, B-V, V-R) ≈ усредненные величина V и показатели цвета W-B, B-V и V-R по нашим измерениям. Случай переменных звезд описан ранее.

Столбец 9 (n) ≈ количество усреднявшихся отдельных измерений. Для стандартных звезд не приводится.

Столбец 10 (c) ≈ класс точности. Для стандартных звезд заменен на символ s, для переменных или заподозренных в переменности звезд ≈ на букву v (если среднеквадратичный разброс использованных в усреднении измерений превышает 0m02). Класс точности 10 и больше обозначен символом ">".

Для строки, которая в конце помечена звездочкой (*), в примечаниях приводится дополнительная информация, в основном по следующим разделам:

V: переменность; обозначение переменной звезды по ОКПЗ или ее номер по каталогу NSV; *NSV ≈ обозначены заподозренные в переменности звезды из дополнительных списков [20]; var? помечены звезды, заподозренные в переменности в процессе подготовки каталога, иногда приводится оценка амплитуды изменений блеска.

D: двойственность; обозначение кратной системы по каталогам ADS или IDS, идентификация всех измеренных компонент; расстояния между несколькими ближайшими компонентами (r ≈ расстояние между компонентами A и B), разность блеска компонент (Dm ≈ разность блеска ранее упомянутых в тексте примечания компонент; Dm ≈ разность суммарного блеска близких компонент A и B и компонента C).

Sp: полная запись спектральной классификации.

Возможна и другая дополнительная информация: номер звезды по каталогу BS; для звезд, измеренные величины которых значительно отличаются от принятых в каталогах, приводятся величины V из BS или BS Suppl. (при расхождении более 0m06) или mv из HD (при расхождении более 0m3).

Заключение

Безусловно, исследование настоящего каталога и имеющегося наблюдательного материала будет нами продолжено. Будут опубликованы подробные результаты всех, проведенных в процессе подготовки каталога, исследований, поскольку в предисловии к каталогу мы смогли дать лишь минимум информации, необходимой для корректного использования приведенных данных.

Авторы отдают себе отчет в том, что использование данного каталога не всегда может быть удобно, поскольку подавляющее число фотометристов работает с системой UBV Джонсона и никогда не пользовалось измерениями в полосе W. Однако однородность, систематичность и достаточно большой объем представленного каталога позволяют нам надеяться на широкое применение его данных в астрономических исследованиях.

Литература