Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 64
Текст из файла (страница 64)
Находя разности средних значений, мы получаем постоянные величины, которые должны быть вычтены из координат всего столбца, для того чтобы получить приведенные величины. Эти значения таковы: 0,0000; 0,0383; 0,0663; 0,1013; О,!617. Из приведенных в предыдущей таблице значений были вычтены эти поправки и образована таблица, содержащая «приведенныеь координаты спектральных линий для пяти мест метеорного спектра. Из них были получены по строчкам средние значения координаты В. Но подставлять их в дисперсионную формулу нельзя. Дело в том, что на1Ю еще найти акуль-пункта координатной системы В. Мы видим, что линии 8 и 9, имеющие максимальную интенсивность, в спектре образуют как бы саублетэ.
Отождествим их с линнямн нонизованного кальция Н и К. Примем, что линия 9 — это линия К. Известно, что линия К имеет длину волны л= 3934 А. Теперь, использовав дисперсионную формулу, мы можем сказать, какую координату должна иметь зта линия. Подставляя а, находим, что 3934 — 1680 = = 3002,4: (1,1968 — хП. Отсюда 2 = 0,1351. Вместе с тем в новой, редуцированной таблице она имеет координату В = 1,9678.
Чтобы сделать приведение, надо из всех чисел таблицы вычесть величину 1,9678+ 0,1351 = 2,1029. Таким об. разом, х =  — 2,102н9. Результаты приведены в табл. ХХЧ. После их подстановки в дисперсионную формулу получены длины волн наблюденных линий. Конечно, описанная Таблица ХХ17 № ле- нив 1,8475 1,9113 2,0342 2,!173 2,1853 1 2 3 4 5 6 7 8 9 1О 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 1,8285 1,8444 1,8585 1,8935 1,9136 1,9280 1,9665 1,9854 2,0332 2,0725 2,1167 2,1364 2,16ЭВ 2,1875 2,2010 2,2283 2,2575 2,2900 1,6917 1,8425 1,9113 1,9271 1,9687 1,9875 2,0359 2,0744 2,! 187 2,1277 2,1599 2,1869 2,2042 2,2242 2,2539 2,2795 2,3614 2,3707 1,6784 1,8249 1,8445 1,8620 1,9119 1,9287 1,969! 1,9877 2,0352 2,0752 2,116! 2,1877 2,2020 2,2253 2,2849 2,3483 1,8289 1,8470 1,8629 1,91!7 1,9292 1,9667 1,9892 2,0353 2,0743 2,!! 44 2,1869 2,2031 2,2253 1,6850 1,8274 1,8452 1,8611 1,8935 1,9120 1,9282 1,9678 1,9874 2,0348 2,0741 2,1166 ' 2,1320 2,1618 2,1869 2,2026 2,2245 2,2557 2,2848 2,3548 2,3707 — 0,4179 — 0,2755 — 0,2577 — 0,2418 — О,З194 — О,!909 — 0,1747 — 0,1351 — 0.1155 — 0,0681 — 0,0288 +0,0137 +0,0291 +0,0589 +0,0840 +0,0997 +0,12!6 +0,1528 +0,1819 +0,2519 +0,2678 3540 гь 3720 3744 3767 3815 3844 3869 39Э4 3968 4054 4!30 4218 4251 4319 4378 44!7 4473 4556 4638 4858 4912 процедура имеет приближенный характер, однако для спектров, полученных с малыми объективамн, она вполне достаточна.
После получения длин волн надо приступить к их отождествлению с линиями, известными из исследовании лабораторных спектров. Сложность состоит в том, что некоторые химические элементы, особенно железо, имеют очень богатый линиями спектр. В табл. ХХЧ! выписаны длины вочн и интенсивности ли- Таблица ХХ т'! 3720 А 4319 3744 4378 4417 3767 38!5 3844 4473 3869 3934 3968 4556 4130 4218 4251 4638 4858 ний некотормх встречающихся в метеорах элементов и одновременно указаны полученные нами длины волн.
Из сопоставления можно заметить, что совершенно несомненно присутствие железа, кальция и, может быть, кобальта. Совпадения не полные, что делает анализ не совсем уверенным. 3719,9 А 3734,9 3737,1 3749,5 3758,2 3815,8 . 3841,0 3859,9 3865,5 3933,7 3968,5 4118,8 4121,3 4216,7 4254,4 Железо а а Кальций+ Э Кобальт Кальций Хром 1000 1000 1000 1000 700 700 500 1000 600 600 500 1000 1000 500 5000 4307,9 А 4325,8 4375,9 4383,5 4415,! 4427,3 4466,6 4476,0 4549,7 4554,0 4555,4 4629,4 4663,4 4840,3 4867,9 Железо а а Э Кобальт Барий+ Цезий Кобальт 1000 1000 500 1000 600 500 500 500 600 1000 2000 600 700 700 800 Глава ИНСТРУКЦИИ ДЛЯ ИАВЛЮДВний й 1.
Инструкция для фотографическнк наблюдений Солнца Визуальные наблюдения Солнца в телескоп (обязательно через светофильтр!) полезны для приобретения опыта наблюдателя, но не позволяют зафиксировать увиденную картину. Зарисовки пятен и факелов при проектировании Солнца на экран, передающие взаимное расположение и конфигурацию деталей солнечной поверхности, уже имеют документальную ценность и нередко используются в работе астрономов-специалистов. Фотографии Солнца являются прекрасными документами вечно меняющегося лика светила и представляют ценный фактический материал для выполнения исследовательских работ.
Хорошо организованные фотографические наблюдения Солнца потребуют от любителя-одиночки больших затрат снл, времени, средств и оставляют мало времени для исследований. Гораздо легче подобная задача может быть выполнена коллективами народных, школьных и вузовских астрономических обсерваторий.
Фотогелнограф и работа с ним. Для наблюдений Солнца пригодны телескопы любого размера, зеркальные и линзовые. Получение хороших фотографий в большой степени зависит от мастерства наблюдателя и его знания возможностей инструмента. В принципе хорошие фотографии можно получить с любым телескопом. В практике работ советской Службы Солнца хорошо зарекомендовали себя фотогелиографы АФР-З, входящие в комплект хромосферно-фотосферного телескопа АФР-2. Партия таких телескопов была выпущена в 1957 г. Ленинградским оптико-механическим объединением (ЛОМО).
Фотогелиограф смонтирован иа параллактическом штативе АПШ-5, снабженном часовым механизмом, На рис. 135 приводится оптическая схема телескопа. Главное преимущество этого телескопа — небольшая длина трубы, равная 2,5 м, при эквивалентном фокусном расстоянии 9,08 м, что достигается применением телеобъектива. Он состоит из положительных линз 01 диаметром 130 мм, и отрицательных линз О, диаметром Зб мм.
В фокальной плоскости г строится изображение Солнца поперечником 75 мм. Фокусировка телескопа 314 достигается перемещением вдоль оптической оси линзы О,. Установка фокусировки нечувствительна к изменениям температуры в пределах от — 35' до +35'. Конечно, в распоряжении любителя астрономии может оказаться телескоп другой системы, рефрактор или рефлектор. Для получения увеличенного изображения (по сравнению с фокальным) в рефракторе следует применить увеличительную систему, а в рефлекторе использовать фокус Кассегрена или Нэсмита. Разрешающую силу телескопа найдем по формуле х а" = —— 40 са' где Х вЂ” длина волны света в нм (1 им = 10 ' м), Π— диаметр объектива в см.
Полагая а, = 400 нм, О = 1О см, находим аз = = 1",О, На снимках отчетливо прорабатывается грануляция с поперечником гранул 1' — 1"-,5 и тонкая структура хромосферы. Рес. 1ЭЬ Окемеескак схема ееаескаса АФРОЪ Некоторым недостатком объектива является хроматическая аберрация, вследствие которой необходимо применять светофильтры, расположенные перед кассетой.
Если использовать несеисибилизированные пластинки, чувствительные к сине-фиолетовым лучам, то применение светофильтров необязательно. В этом случае в результате пересечения кривой спектральной чувствительности и планковской кривой создается достаточно узная полоса пропускания шириной 30 нм. В случае применения рефлектора хроматическая аберрация не возникает. Качество снимка существенно зависит от времени экспозиции (выдержки).
При хорошей прозрачности воздуха наиболее выгодные выдержки составляют 0,008 — 0,010 с. Фокусировка телескопа для данного сорта фотопластинок и светофильтра выполняется фотографическим путем. В телескопе используется секторный затвор с пружинным заводом. Установку выдержки по сравнению с нормальной можно увеличить в 10 раз. Затвор располагается за линзой О„где световой пучок имеет минимальную ширину. Недостатком вращающихся затворов являются завихрения воздуха в трубе.
Поэтому, если делать серию снимков подряд, то первые снимки имеют более высокое качество, чем последующие. В кассетной части телескопа, в 2 — 3 см перед фокальной плоскостью, располагается прямолинейная суточная нить, изготовленная из тонкой проволоки или капрона. Суточная нить 31$ ориентирована параллельно небесному экватору и служит для измерения координат пятен и факелов. Для проведения наблюдений необходимо иметь хронометр или хорошо выверенные часы.
Моменты времени снимков записываются с точностью до 1 минуты. Фотографическая обработка снимков. Качество снимков существенно зависит от выбора фотографических материалов и лабораторной обработки снимков. В настоящее время в системе Службы Солнца используются несенсибилизированные пластинки типа Рп-5 фирмы Ой%0 (ГДР) размером 9х12 см. Максимум кривой спектральной чувствительности располагается вблизи Х = 410 нм. Эмульсионный слой имеет мелкое зерно, низкую чувствительность (0,5 — 5,0 ед.
ГОСТ) и высокий коэффициент контраста. Тыльная сторона пластинок покрыта противоореольным слоем зеленого или оранжевого цвеза, практически полностью устраняющего рассеяние света внутри пластинки. При отсутатвии противоореольного слоя величина рассеянного света внутри пластинки может достигать 544 от падающего потока, что приводит к понижению контраста снимка. Поэтому рекомендуется не пожалеть времени и сил на изготовление такого слоя. Наградой за труды будет более высокое качество фотографий. Для проявления пластинок рекомендуется высококонтрастный гидрохиноновый проявитель по Фрерку, который является смесью изготовляемых заблаговременно растворов № 1, № 2 н воды; состав раствора № 1: вода — 1000 см', сульфит натрия кристаллический — 100 г, гидрохинон — 18 г; состав раствора № 2: вода — 1000 см", углекислый калий (поташ) — 150 г. Проявитель смешивается из двух частей раствора № 1, одной части раствора № 2 и трех частей воды.
Кроме того, добавляется небольшое количество 10-процентного раствора бромистого калия. Проявитель работает при температуре +18 — 20'С, время проявления 4 — 5 минут. В объеме 0,3 литра проявителя можно проявить 10 пластинок размером 9х 12. Наиболее хорошие фотографии получаются после того как в проявителе обработано 4 — 5 пластинок, Хорошо работающий проявитель имеет слегка желтоватый цвет. После закрепления пластинка в течение 2 — 3 часов промывается для полного вывода из эмульсионного слоя остатков закрепителя. В противном случае пластинка непригодна для длительного хранения.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
