<< 1.2 Основные формулы фотометрии
| Оглавление |
1.4 Порядок проведения измерений >>
Впервые большой фотометрический обзор, т.е. определение
звездных величин для нескольких сотен тысяч звезд, был сделан в
1850-1860 гг. группой астрономов Боннской обсерватории.
Руководил этой работой выдающийся исследователь, ученик Бесселя,
Фридрих Вильгельм Август Аргеландер. В течение десяти лет
четверо наблюдателей составили список звезд северного неба (от
полюса до склонения
), состоящий из 324198 звезд. Для
каждой звезды было введено обозначение, определены приближенные
экваториальные координаты и визуально оценена звездная величина.
Эти звезды вошли в каталог Боннского обозрения неба, известный
теперь во всем мире как ``каталог BD'' (Bonner Durchmusterung). На
его основе был издан большой звездный атлас. В каталоге очень
неплохо представлены (в смысле полноты) звезды ярче восьмой
визуальной величины. В нем есть также большое количество более
слабых звезд. Авторы обозрения считали, что измеряют звезды до
, однако в дальнейшем выяснилось, что значительная
часть звезд девятой величины ускользнула от составителей BD. В
то же время в каталог внесены некоторые гораздо более слабые звезды,
вплоть до объектов одиннадцатой и даже двенадцатой величины.
=1
Оценки звездных величин производились глазомерно.
Сравнивались близкие по расположению на небе и по величине
звезды, и по психофизиологическому ощущению оценивалось, какая
из звезд ярче и насколько. При этом возникло понятие о шкале
степеней и о методе Аргеландера сравнения блеска двух звезд,
находящихся в одном поле зрения вашего окуляра. Исследователи
переменных звезд хорошо знают о методе Аргеландера. Для
глазомерных оценок блеска переменных звезд по фотопластинкам (а
иногда и непосредственно на небе) этот метод до сих пор еще не
потерял своего значения. Он хорошо описан в III-м томе старой
серии книг ``Переменные звезды'' (Б.В.Кукаркин, П.П.Паренаго,
Н.Ф.Флоря, В.П.Цесевич, ``Методы исследования переменных звезд''
М.:, Гостехиздат, 1949).
Но если метод степеней сейчас в основном свое значение
утратил, то созданный Аргеландером с сотрудниками звездный
каталог играет важнейшую роль и по сей день. Впоследствии
обзор был распространен на более южные области: сначала до
склонения
, а затем в Капской и Кордобской обсерваториях
до южного полюса. Комплект этих каталогов в литературе обычно
имеет обозначение DM (Durchmusterung). Такого объемного и
однородного исследования со времен Аргеландера больше не сделал
никто. Очень часто для звезд седьмой, восьмой и, тем более,
девятой величины и сейчас нет никаких других фотометрических
данных, кроме глазомерной оценки из каталогов DM1.1.
Именно для каталога BD был впервые измерен большой массив
звездных величин в визуальной области. Естественно, что в данном
случае кривой реакции была кривая видности человеческого глаза.
Близкую к этой кривую реакции астрономы реализовывали
впоследствии с помощью фотографических эмульсий и фотокатодов
под названием визуальной, или фотовизуальной.
Вскоре после создания каталога BD очень важную роль в
астрономии начала играть фотография. Ее прогресс определило
появление сухих фотографических пластинок. Естественно, что
сразу были сделаны попытки применить фотографию для фотометрии
звезд. Но кривая реакции фотографической эмульсии (речь ведь
идет о старых, классических, несенсибилизированных эмульсиях),
была достаточно далеко сдвинута в сторону коротких длин волн по
сравнению с визуальной областью. Максимум кривых реакции таких
фотопластинок приходился не на
, как у кривой видности, а
на длину волны около
. И начали получаться другие
звездные величины. Сравнение звездных величин, полученных по
фотографиям, со звездными величинами, оцененными визуально,
выявили различия между ними. Эти различия обусловили появление
важнейшего методического и астрофизического понятия ``показатель
цвета''. Исторически оно возникло именно из сравнения визуальных
и фотографических звездных величин.
С помощью фотографических пластинок была реализована первая
двухцветная фотометрическая система, названная впоследствии
международной системой звездных величин. Полоса международной
системы, чувствительная к более коротким волнам и называемая
интернациональной фотографической, или , реализовывалась с
помощью несенсибилизированных фотопластинок. Другая полоса,
интернациональная фотовизуальная, или , выполнялась на
ортохроматических, т.е. очувствленных к желтым лучам, пластинках
в сочетании со стеклянным желтым светофильтром.
Астрономы сразу поняли пользу возможности измерять
количество света, приходящее от звезды в разных спектральных
интервалах. Конечно, лучше было бы сразу получать распределения
энергии в спектре. Но сделать это трудно по многим причинам, в
частности, оттого, что спектральный прибор, растягивает спектр
на какую-то ширину на фотопластинке или другой
светочувствительной поверхности приемника. В результате на
единицу площади поверхности приходится гораздо меньше световой
энергии (падает освещенность!), и резко падает проницающая
способность, т.е. предельная звездная величина, которая
достигается с данным телескопом, данной конкретной аппаратурой и
за разумный интервал времени. Ухудшается и точность измерений.
Увы! Спектрофотометрически измеряются обычно лишь самые яркие
звезды.
Но можно получить грубое представление о распределении
энергии в спектре с помощью фотометрии. Регистрируя суммарное
излучение звезды в нескольких относительно широких по сравнению
со спектрофотометрией спектральных интервалах (не совпадающих со
всей областью кривой реакции приемника), мы выиграем в
количестве воспринимаемого света и получим при этом хоть
какое-то представление о распределении энергии в спектре звезды.
После того, как в астрономии естественно получилась первая
многоцветная (двухцветная) фотометрическая система,
исследователи стали стараться расставлять кривые реакции своих
фотометрических полос в разные участки спектра, таким образом
(уже сознательно!) измеряя разные звездные величины и определяя
различные показатели цвета.
В фотоэлектрической фотометрии также была сделана попытка
воспроизвести обе полосы международной системы. Более
коротковолновая полоса была ограничена дополнительно стеклянным
светофильтром, обрезающим чувствительность к лучам с короче
. В этой системе, получившей обозначение ( - для
коротковолновой, а - для длинноволновой области), так же, как
и в международной системе, в первой половине XX века в разных
обсерваториях было выполнено множество фотометрических
измерений. Но все эти тщательно выполненные измерения сейчас
свое значение потеряли и имеют лишь исторический интерес. Это
произошло оттого, что не было достаточно ясно, каковы же кривые
реакции реализованных фотометрических полос. На однородность
данных в то время не обращали должного внимания. В результате
коротковолновая полоса международной системы воспроизводилась то
с рефракторами, то с рефлекторами, из-за чего был существенно
различен вклад ультрафиолетового излучения. Кроме того, в
системе в разное время применялись разные светофильтры.
=1
Только позже пришло понимание важности хорошего знания
того, на какую функцию мы умножаем кривую распределения энергии
в спектре звезды, пропуская свет через фотометр на свой приемник
излучения.
В конце сороковых годов Гарольд Джонсон, тогда молодой
сотрудник обсерватории Макдональд (США), подошел к решению
проблемы со свежей идеей. Он создал вариант фотометрических
полос, который оказался настолько удачен, что только сейчас, по
прошествии нескольких десятилетий, мы получили возможность с
нынешних высот развития фотометрии развивать и улучшать систему
UBV1.2.
Джонсон, располагая распространенным тогда в США
фотоэлектронным умножителем типа 1P21 (заметим, что с помощью
такого же ФЭУ реализовывалась и система ), поставил три
светофильтра в области его кривой реакции (см. рис.1.1):
ультрафиолетовый светофильтр, светофильтр для синей области и
желтый светофильтр, который обрезал все коротковолновое
излучение, а с длинноволновой стороны кривая реакции
формировалась естественным спадом чувствительности фотокатода.
Заслуга Джонсона в том, что он впервые более-менее четко
определил форму этих кривых реакции. Надо ведь учитывать не
только светофильтры, но и кривую спектральной чувствительности
фотокатода, и кривые пропускания и отражения различных
оптических элементов телескопа и фотометра1.3. Все это Джонсон
попытался учесть и со свойственными ему энергией, старанием и
усердием выполнил в данных спектральных полосах наблюдения
большого количества звезд. В пятидесятых годах появилось много
работ Джонсона с соавторами, в результате чего весь мир понял
преимущества новой фотометрической системы.
<< 1.2 Основные формулы фотометрии
| Оглавление |
1.4 Порядок проведения измерений >>
Написать комментарий
|