Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 56
Текст из файла (страница 56)
Стева визу и вого фотоиетра Граффа. непрозрачный экран э, в котором сделано иточечное» отверстие — искусственная звезда з. Затем следует линза Ам установленная таким образом, что точка э находится в ее главном фокусе и из Аг выходит параллельный пучок лучей. Этот пучок поступает затем в линзу Ам которая создает изображение искусственной звезды в главном фокусе телескопа после отражения в плоскопараллельной прозрачной пластинке, поставленной на пути лучей под углом 45'. При этом, 279 конечно, значительная часть света искусственной звезды теряется, но это не так важно.
Оба изображения — естественной и искусственной звезд— рассматриваются в положительный окуляр. Для изменения блеска искусственной звезды служит фото- метрический клин К. Он укрепляется внутри специальной рамки, скользящей в продольном направлении в направляющих и пе. редвигаемой кремальерой. Тут же находится разделенная шкала, которая позволяет измерять, насколько вдвинут клин, Настоящий фотометрический клин, изготовленный из ней. трального стекла, достать очень трудно. Удовлетворительный клин можно сделать из обычной фотографической пластинки путем изготовления контактного отпечатка клина, взятого из сенситометра. Он не нейтрален и поглощает лучи различных длин волн по-разному, но с этим можно мириться.
Калибровку клина можно сделать по наблюдениям звезд, у которых звездные величины уже известны. Только при этом придется учитывать поглощение света в земной атмосфере — экстинкцию (см. $5, гл. 111). Затем следует помнить, что накал лампочки надо контролировать электроизмерительным прибором. Далее, может оказаться, что звезды естественные и искусственная будут существенно отличаться по цвету. Тогда надо подобрать нужный светофильтр и ввести его в систему, создающую изображение искусственной звезды. Существуют также фотометры о естественной звездой сравнения, но оии устроены сложнее и мы описывать нх ие будем. ','~~~:Ф; б) Фотометры для из;~' 4.Ъ.
мерения яркости протя- ' ФФ. женных объектов. В этих фотометрах создается небольшая равномерно освещенная искусственным источником света площадка, которая приводится в соприкосновение с ивор, пм к„р,з„., и х .;„,... бражением протяженного небесного кубик,~ л~оммер,~ — врадхуиа в па объекта.
Обе площадки обладают некоторым контрастом. Яркость изображения искусственной площадки изменяется по желанию наблюдателя в известное число раз до тех пор, пока граница, отделяющая ее от изображения небесного тела, не исчезнет. Зто положение соответствует равенству яркостей. Самое трудное при изготовлении такого фотометра — создание искусственной светящейся площадки переменной яркости. Для этого применяют кубик Люммера — Бродхуна, состоящий из сложенных вместе призм полного внутреннего отражения.(рис. 124) из которых одна соответствующим образом сошлифована.
За 280 подробностями отсылаем к руководствам по практической астрофизике. Гораздо проще изготовить искусственную шкалу яркостей и применять ее при оценке яркости протяженных объектов. Для этого надо использовать оптическую схему фотометра Граффа, но вместо клина и дифрагмы с искусственной звездой установить матовое стекло, освещаемое напросвет лампочкой. Сразу же после матового стекла нужно установить «фотометрическую шкалу», которую можно приготовить так.
Засвечиваем равномерным светом обычную фотографическую пленку, но не очень сильно. Затем разрезаем ее на полоски и накладываем их «лесенкой», как это показано на рис. 125. Мы получим ступенчатый клин. Его можно еще раз отпечатать на пластинке, и на Рис. 125, устродстоо стуиситатого клина или ииауалаиого фотоиетра. ней получится полоска шкалы почернений, Такой ослабитель, будучи помещенным вместо звезды сравнения в фотометр Граффа, даст возможность увидеть одновременно и яркую полоску, состоящую из квадратиков, имеющих убывающие яркости, и небесное светило, в одном поле зрения. Яркость диффузного светила, кометы или метеорного следа можно оценивать в долях интервала эуой шкалы. Для обработки наблюдений надо шкалу исследовать.
Зто можно сделать, наблюдая экстрафокальное изображение какой- либо яркой звезды. Выводим изображение звезды из фокуса до тех пор, пока его падающая яркость не сравняется с яркостью самой яркой ступеньки шкалы. Затем выдвигаем окуляр еще больше, пока яркость диска не сравняется с яркостью следующей площадки н т. д. Теперь, если измерить диаметры внефокальных дисков, можно вычислить и яркости: они будут обратно пропорциональны квадратам диаметров.
Для измерения диаметров можно воспользоваться суточным движением небесной сферы. Для этого надо пронаблюдать, в течение какого времени экстрафокальный диск звезды будет заходить за край поля зрения окуляра; допустим, что это произошло за т, секунд. Тогда диаметр диска будет равен 4 = 15 "т, соз б. Если нужно абсолютизировать эти оценки, то надо пронаблюдать еще какой-либо объект с известной яркостью, например, какую- либо нз туманностей.
281 Описанный поверхностный «шкальный» фотометр может дать возможность исследовать закон падения яркости метеорных следов, которые бывают видны в телескоп еще несколько минут после полета метеора. й 17. Глазомерные оценки блеска звезд Мы уже упоминали, что в практике астронома-любителя находят широкое применение глазомерные дифференциальные оценки блеска. Они производятся как визуально, при наблюдениях неба в бинокль или телескоп, так и на фотографических снимках. а) Методы оценок. Старейший из методов, способ Аргеландера, состоит в следующем. Определяя блеск звезды, обозначаемой буквой о, подбираем подходящую звезду сравнения, скажем, а. Внимательно вглядываемся поочередно в обе звезды, сравнивая их блески. Если блеск звезды а кажется нам равным блеску звезды о, то мы пишем а = о.
Если после длительного сравнения блеск а кажется нам чуть-чуть ббльшим, чем блеск звезды о, то мы говорим, что блеск а на одну степень светлее блеска о и пишем а1о. Если блеск звезды а кажется нам уверенно большим блеска звезды о, то мы говорим, что блеск а на две степени больше блеска о и пишем а2о. Постепенно у наблюдателя вырабатывается величина степени, так что он может оценить большие разности, как аЗо, а4о. При разностях блеска, больших 4-х степеней, надо переходить к другой звезде сравнения. При оценке блеска обычно употребляется не одна звезда сравнения, а несколько, желательно близких, с возможно меньшими разностями блесков.
Другой, более уверенный способ был предложен Пикерингом. Этот способ чисто интерполяционный. Выбирают две звезды сравнения так, чтобы одна была ярче определяемой, а другая слабее. Обозначим более яркую звезду буквой а, определяемую п, и более слабую Ь. Делим интервал блесков а и Ь на 10 частей. Оцениваем разность блесков а и о в долях интервала 1а, Ь1. Так появляются оценки або5Ь, а!п9Ь, айо2Ь и т. д. Обозначение более яркой звезды всегда пишется первым. Конечно, зтот метод точнее способа Аргеландера, но, как мы увидим далее, для обработки необходимо знать звездные величины звезд сравнения, которые не всегда известны. С.
Н. Блажко и А. А. Нейланд предложили другой метод, который сочетает положительные стороны способов Аргеландера и Пикеринга. При наблюдениях используют две звезды сравнения, как в способе Пикеринга, но делят интервал блесков звезд сравнения не из 1О частей, а на такое их количество, которое равно числу степеней, которое оценивает наблюдатель — так, как это было принято в способе Аргеландера.
Точнее поступают так: сравнивают разность блесков а и п по методу Аргеландера, а затем оценивают, каков интервал между о и Ь по сравнению с интервалом 282 между а и о. Допустим, для определенности, что интервал а и о был равен трем степеням; сравнивая интервалы а„о и о, Ь, оценивают последний, скажем, в два раза ббльшим. Тогда интервал о и Ь должен быть равен шести степеням, и оценка запишется так: аЗобЬ. б) Вычисление блеска.
Сначала покам«ем, как вычислять блеск по способу Пикеринга. Пусть оценка имела вид аролЬ, и звездные величины звезд сравнения равны гп, и т». При этом р + и = 10. Тогда, выполняя простое интерполирование, найдем ть — т« «+ 1о Звездные величины надо взять из каталога или определить при помоши фотометра. Прн использовании способа Нейланда — Блажко (так же, кзк Аргеландера) знание звездных величин звезд сравнения не обязательно, так как можно и нужно построить собственную шкалу блеска. Для этого из всех оценок вычисляются разности вида Ь вЂ” а, с — Ь, д — с и т.
д. и образуется среднее значение каждой из разностей. Приняв блеск самой яркой звезды за нуль, получают общую шкалу, как показано в следующем примере. Пусть, например, при осреднении получено: Ь вЂ” а = 5,8; с — Ь = 3,4; «1 — с = 6,2. Приняв, что блеск а = 0,0, находим последовательно Ь = 5,8, а = 9,2, д = 15,4. Получив шкалу блеска звезд сравнения, вычисляют оценки, производят интерполирование. Допустим, что оценка имеет вид: арооЬ.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
