Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 62

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 62)

Таким образом, методика наблюдения состоит в том, что наряду со сканированием спектров исследуемых звезд необходимо несколько раз в течение ночи регистрировать спектр стандартной звезды на различных зенитных расстояниях. Это позволит затем вычислить монохроматические коэффициенты экстинкции и построить кривую спектральной прозрачности за данную ночь. Обработка электроспектрофотометрических наблюдений сходна с описанной выше обработкой электрофотометрических наблюдений.

Для контроля постоянства чувствительности аппаратуры и определения коэффициентов перехода между различными режимами работы при наблюдении различных по яркости звезд желательно перед каждой записью спектра и после нее записывать отсчет эталона на тех же режимах, что и запись спектрв. При наблюдениях в качестве стандартных звезд используются звезды с известным распределением энергии в спектре в абсолютных энергетических единицах, такие как а Лиры, р Овна, 304 В большой Медведицы. В настоящее время имеется уже большое число звезд с известным распределением энергии, которые могут служить стандартами для любой исследуемой звезды.

й 20. О некоторых спектральных наблюдениях Любитель астрономии может с успехом выполнять только некоторые спектральные наблюдения„так как спектральные приборы очень сложны и дороги и их, как правило, у любителя нет. Примитивный спектроскоп позволит ему только ознакомиться с видом спектра, что не только желательно, но и необходимо. Спектроскоп состоит из трех основных частей — коллиматора, призмы (или дифракционной решетки) и зрительной трубы. В передней части коллиматора расположена щель; она находится в переднем главном фокусе объектива коллиматора.

Поэтому излучение небесного светила, направленное телескопом в щель спектроскопа, выходит из щели расходящимся пучком и объектив коллиматора превращает его в пучок параллельных лучей, Затем этот пучок попадает на призму (или решетку), которая разлагает его на совокупность параллельных монохроматических пучков, по-разиому отклоненных от первоначального направления в зависимости от длины волны. Объектив зрительной трубы образует в своем главном фокусе изображение спектра — упорядоченной совокупности монохроматических иэображений щели.

В окуляр мы рассматриваем спектр, но можем его и сфотографировать, если в фокусе зрительной трубы установить пластинку. Чистота спектра зависит от ширины щели. Если сделать щель очень широкой, то ее изображения будут накладываться и спектр будет «размываться». Качество спектроскопа характеризуется разрешающей силой, под которой понимают минимальную разность длин волн двух раздельно различимых спектральных линий. Кроме того, важна еще линейная дисперсия, характеризующая масштаб спектрограммы; она равна разности длин волн двух спектральных линий, расстояние между которыми на спектрограмме равно 1 мм. Линейная дисперсия зависит от длины волны. Так, например, для призмы с преломляющим углом 60'„изготовленной из флинтгласа, при фокусном расстоянии зрительной трубы, равном 600 мм, линейная дисперсия в синей части спектра равна 60 А на миллиметр (А/мм), а в фиолетовой— 26 Аlмм.

Линейная дисперсия тем больше, чем больше преломляющий угол призмы и чем больше фокусное расстояние зрительной трубы или заменяющей ее фотографической камеры. Итак, обычный спектроскоп дает возможность любителю только познакомиться с видом спектра. При этом, приспособив его к телескопу так, чтобы щель находилась в )лавкам фокусе объектива, наблюдатель не сможет увидеть хорошо различимый спектр звезды. Дело в том, что точечное фокальное изображение звезды освещает только небольшой участок щели и в окуляр мы увидим «ниточный» 305 спектр звезды. В нем мы не увидим никаких линий. Спектр надо «растянуть» в перпендикулярном направлении.

Без растяжения хорошо будут видны только спектры протяженных объектов— Луны и Солнца. Для любителя астрономии гораздо доступнее другой спектральный прибор — объективная призма. Так как звезды могут рассматриваться как светящиеся бесконечно удаленные точки, то можно считать, что они посылают параллельные пучки лучей. Следовательно, для получения их спектров совершенно не нужен коллиматор. Установив перед объективом телескопа призму, мы будем видеть при помощи окуляра «ниточный» спектр звезды. В этом спектре по указанной выше причине мы не увидим спектральных линий.

Чтобы увидеть линии, ниточные изображения звездных спектров расширяют, смещая при фотографировании весь инструмент перпендикулярно к направлению дисперсии призмы. Фотографическая камера, имеющая обьективную призму, может оказаться очень полезной для наблюдения мегеориых спектров. Метеор, нак известно, испускает спектр, состоящий из совокупности ярких эмиссионных линий. Наблюдая спектр метеора с объективной призмой, мы увидим в поле зрения не один метеор, а несколько, т.

е. совокупность его монохроматических изображений. Хотя это явление крайне быстротечно, опытный наблюдатель, хорошо знакомый с видом спектра, может отождествить спектральные линии и оценить их интенсивности. Исследование фотографии спектра мет е о р а. Получение фотографического снимка спектра метеора— весьма сложная задача Для получения такого снимка перед объективом фотографической камеры устанавливается объективная призма с преломляющим углом 30 — 45', установка призмы производится таким образом, чтобы для оптической оси камеры соблюдалось условие угла наименьшего отклонения.

Преломляющее ребро призмы ориентируется параллельно суточному движению небесной сферы, т. е. вдоль суточной параллели. Камера во время получения снимка остается неподвижной. Экспозиция длится час и даже более. Что получится на таком снимке? Если обычно изображение звезды прочерчивает на снимке дугу суточной параллели, то ввиду того, что полоска спектра направлена перпендикулярно к суточной параллели, мы получим на снимке изображения ярких звезд в виде более или менее широкой полосы (ширина зависит от фокусного расстояния объектива и угла преломления призмы).

Если объектив не имеет большой остаточной хроматической аберрации, то все изображение будет в фокусе и на фоне темной полосы спектра мы увидим совокупность светлых параллельных дуг. Это изображения темных спектральных линий поглощения. Они тянутся вдоль всего изображения спектра, параллельно его 306 кромке. У звезд спектрального класса А мы легко отождествим серию водородных спектральных линий Бальмера.

Это важно сделать, так как в этом случае мы сможем надлежащим образом обработать снимок. Допустим, что нам посчастливилось и на снимке вышел спектр метеора. В результате нагрева метеорного тела входящие в его состав вещества испаряются и освободившиеся атомы испускают излучение определенных длин волн, так что в спектре метеора возникают яркие эмиссионные линии.

Призма разлагает общий свет метеора в спектр, и на спектральном снимке мы видим совокупность параллельных монохроматнческнх изображений метеора. Таким образом, на снимке метеорного спектра мы видим ряд параллельных черных линий. Непрерывный спектр, если он и существует, сильно ослаблен, на метеорных снимках его обычно обнаружить не удается.

Получив снимок метеорного спектра, надо определить длины волн обнаруженных линий, а это позволит произвести химический анализ метеорного вещества спектральным путем. Полная обработка метеорного спектра производится очень сложно по следующим причинам. Во-первых, траектория метеора обычно составляет некоторый угол с плоскостью главного сечения призмы. В таком случае для излучения метеора призма не находится в положении угла наименьшего отклонения. Теория осложняется. Во-вторых, фотокамеры обладают дисторсиями, которые при точной обработке надо учитывать.

Это также не просто. В-третьих, для полной обработки спектрального снимка надо иметь снимок того же самого метеора, полученный без призмы. Сравнивая два снимка, можно решить задачу определения длин волн полностью. Не входя в детали, опишем простейшую задачу, которая состоит в определении длин волн обнаруженных спектральных линий по одному снимку без учета «тонких» эффектов. Часто можно этим ограничиться, так как редко спектр метеора получается столь удачно сфотографированным, чтобы измерения можно было произвести с большой точностью.

Спектры должны быть измерены. Лучше всего, если такие измерения будут произведены на измерительном приборе, позволяющем определять две прямоугольные координаты с большой точностью. В настоящее время во многих местах, в частности, в заводских лабораториях, распространены измерительные микроскопы. Пластинка (или пленка, зажатая между двумя стеклами) кладется на столик микроскопа. Производится наведение нити микроскопа на нужное изображение и отсчитываются показания микрометренных винтов, перемещающих столик в двух взаимно перпендикулярных направлениях.

Характеристики

Список файлов книги