рефераты бесплатно

МЕНЮ


Астрофизика

потери света.

Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и

смещение за ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от

нескольких десятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире

рефлектор действовал в советском Союзе. Он имел диаметр 6 м и установлен на

высоте 2070 м (гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на Северном

Кавказе). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в

США (обсерватория Маунт Паломар).

Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярные оси,

поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В

монтировке, называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в

зенит, другая лежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются

небольшие переносные телескопы. Крупные телескопы, как правило,

устанавливаются на экваториальной монтировке, одна из осей которой

направлена в полюс мира (полярная ось), а другая лежит в плоскости

небесного экватора (ось склонения). Телескоп на экваториальной монтировке

называется экваториалом.

Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно

поворачивать его только вокруг полярной оси в направлении роста часового

угла, так как склонение светила остается неизменным. Этот поворот

осуществляется автоматически часовым механизмом. Известно несколько типов

экваториальной монтировки. Телескопы умеренного диаметра (до 50-100 см)

часто устанавливаются на «немецкой» монтировке (рисунок ), в которой

полярная ось и ось склонения образуют параллактическую головку, опирающуюся

на колонну. На оси склонения, по одну сторону от колонны, располагается

труба, а по другую – уравновешивающий ее груз, противовес. «Английская»

монтировка (рисунок ) отличается от немецкой тем, что полярная ось

опирается концами на две колонны, северную и южную, что придает ей

дополнительную устойчивость. Иногда в английской монтировке полярную ось

заменяет четырехугольной рамой, так что труба оказывается внутри рамы

(рисунок ). Подобная конструкция не позволяет направить инструмент на

полярную неба. Если северный (верхний) подшипник полярной оси сделать в

форме подковы (рисунок), то такого ограничения не будет. Наконец, можно

вообще убрать северную колонну и подшипник. Тогда получиться «американская»

монтировка или «вилка» (рисунок ).

Часовой механизм не всегда действует только, и при получении

фотографий с длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов,

приходится следить за правильностью наведения телескопа и время от времени

его подправлять. Этот процесс называется гидированием. Гидирование

осуществляется с помощью гида – небольшого вспомогательного телескопа,

установленного на общей монтировке с главным телескопом.

3 Использование фотографических методов.

С середины прошлого века в астрономии стал применяться фотографический

метод регистрации излучения. В настоящее время он занимает ведущее место в

оптических методах астрономии.

Длительные экспозиции на высокочувствительных пластинках позволяют

получать фотографии очень слабых объектов, в том числе таких, которые

практически недоступны для визуального наблюдения. В отличие от глаза,

фотографическая эмульсия способна к длительному накоплению светового

эффекта. Очень важным свойством фотографии является панорамность:

одновременно регистрируется сложное изображение, которое может состоять из

очень большого числа элементов. Существенно, наконец, что информация,

которая получается фотографическим методом, не зависит от свойств глаза

наблюдателя, как это имеет место при визуальных наблюдениях.

Фотографическое изображение, полученное однажды, сохраняется как угодно

долго, и его можно изучать в лабораторных условиях.

Фотографическая эмульсия состоит из зерен галоидного серебра (AgBr,

AgCl и др.; в различных сортах эмульсии применяются разные соли),

взвешенных в желатине. Под действием света в зернах эмульсии протекают

сложные фотохимические процессы, в результате которых выделяется

металлическое серебро. Чем больше света поглотилось данным участком

эмульсии, тем больше выделяется серебра.

Галоидное серебро поглощает свет в области ( ( ((((Е. Область спектра

3000-5000Е называют иногда фотографической (аналогично визуальной, 3900-

7600Е). Чтобы сделать эмульсию чувствительной к желтым и красным лучам, в

ней вводят органические красители – сенсибилизаторы, расширяющие область

спектральной чувствительности. Панхроматические эмульсии – это

сенсибилизированные эмульсии, чувствительные до 6500-7000Е (в зависимости

от сорта). Кривые спектральной чувствительности различных эмульсий показаны

на рисунке . они широко применяются в астрономической и обычной

фотографии. Значительно реже встречаются инфрахроматические эмульсии,

чувствительные к инфракрасным лучам до 9000Е, иногда и до 13000Е.

Звезды на фотографиях выходят в виде кружков. Чем ярче звезда, тем

большего диаметра получается кружочек при данной экспозиции (рисунок ).

Различие в диаметрах фотографических изображений звезд является чисто

фотографическим эффектом и никак не связан с их истинными угловыми

диаметрами. Научной обработке подвергаются, как правило, только сами

негативы, так как при перепечатке искажается заключенная в них информация.

В астрономии используются как стеклянные пластинки, так и пленки. Пластинки

предпочтительнее в тех случаях, когда по негативам изучается относительное

положение объектов. Сравнивая между собой фотографии одной и той же части

неба, полученные в разные дни, месяцы и годы, можно судить об изменениях,

которые в этой области произошли. Так, смещение малых планет и комет (когда

они находятся далеко от Солнца и хвост еще не заметен) среди звезд легко

обнаруживается при сравнении негативов, полученных с интервалом в несколько

суток. Собственные движения звезд, а также отдельны сгустков межзвездного

вещества в газовых туманностях изучаются по фотографиям, полученным через

большие интервалы времени, иногда достигающие многие десятилетия. Изменение

блеска переменных звезд, вспышки новых или сверхновых звезд тоже легко

обнаруживается при сравнении негативов, полученных в разные моменты

времени.

Для исследования подобных изменений используются специальные приборы –

стереокомпаратор и блинк-микроскоп. Стереокомпаратор служит для обнаружения

перемещений. Он представляет собой своего рода стереоскоп. Обе пластинки,

снятые в разное время, располагаются так, что исследователь видит их

изображения совмещенными. Если какая-либо звезда заметно сместилась, она

«выскочит» из картинной плоскости. Блинк-микроскоп отличаются от

стереокомпаратора тем, что специальной заслонкой можно закрывать либо одно,

либо другое изображение. Если эту заслонку быстро колебать, то можно

сравнивать не только положения, но и величины изображений звезд на обеих

пластинках. Изменение положения или изменение звездной величины при этом

легко обнаруживаются. Точные измерения положения звезд не пластинках

производятся на координатных измерительных приборах.

Почернение негатива приблизительно определяется произведением

освещенности E на продолжительность экспозиции t. Этот закон называется

законом взаимозаместимости. Он выполняется более или менее хорошо лишь в

ограниченном интервале освещенности. Для каждого сорта эмульсии, при

которых он наиболее эффективен. В частности, очень чувствительные кино- и

фотопленки, предназначенные для коротких экспозиций, не пригодны для

длительных, применяемые в астрономии.

Фотография позволяет проводить фотометрические исследования

астрономических объектов, т.е. определять количество их яркость и звездную

величину. Для этого необходимо знать зависимость почернения негатива от

освещенности – провести калибровку негатива. Чтобы измерить степень

почернения, надо пропустить сквозь негатив световой пучок, интенсивность

которого регистрируется. Тогда почернения D можно выразить через оптическую

плотность негатива:

[pic] (10)

где J0 – интенсивность падающего пучка,

J – интенсивность пучка, прошедшего сквозь негатив.

Зависимость

[pic] (11)

Называется характеристикой кривой эмульсии (рисунок ). Можно выделить три

участка или области характеристической кривой: область недодержек, где

крутизна кривой уменьшается с уменьшением Et, область нормальной

экспозиции, где крутизна максимальная и зависимость почти линейная, и

область передержек, где крутизна уменьшается с увеличением Et. При

правильно выбранной экспозиции почернение должно соответствовать линейному

участку. Чтобы построить характеристическую кривую, на эмульсию

впечатывается изображение нескольких (обычно порядка 10) площадок,

освещенность которых находится в известном отношении. Эта операция

называется калибровкой негатива.

Зная характеристическую кривую, можно сравнивать освещенности,

соответствующие различным точкам негатива, и в случае протяженных объектов,

таких как туманности или планеты, построить их щофоты. Этого достаточно для

относительной фотометрии (т.е. измерения отношения яркости и блеска). Для

абсолютной фотометрии (т.е. измерение абсолютных значений яркости и блеска)

необходимо провести, кроме калибровки, еще и стандартизацию. Для

стандартизации надо впечатать на эмульсию изображение площадки с известной

яркостью (для протяженных источников) или иметь на негативе звезды с

известными звездными величинами. При относительной фотометрии точечных

объектов калибровка делается обычно по звездам с известным блеском.

Для измерения почернения негатива применяются фотоэлектрические

микрофотометры. В этих приборах интенсивность светового пучка, прошедшего

сквозь негатив, измеряется фотоэлементом.

Главный недостаток фотографической пластинки приемника излучения – это

нелинейная зависимость почернения от освещенности. Кроме того, почернение

зависит от условий обработки. В результате точность фотометрических

измерений, производимых фотографическим методом, обычно не превышает 5-7 %.

4 Спектральные наземные исследования.

Рассмотрим основные типы спектральных приборов, применяемых в

астрономии. Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке

итальянский астроном Секки. После его работ спектральным анализом занялись

многие астрономы. Вначале использовались визуальный спектроскоп, потом

спектры стали фотографировать, а сейчас применяются также и

фотоэлектрическая запись спектра. Спектральные приборы с фотографической

регистрацией спектра обычно называют спектрографами, а с фотоэлектрической

– спектрометрами.

На рисунке дана оптическая схема призменного спектрографа. Перед

призмой находятся щель и объектив, которые образуют коллиматор. Коллиматор

посылает на призму параллельный пучок лучей. Коэффициент преломления

материала призмы зависит от длины волны. Поэтому после призмы параллельные

пучки, соответствующие различным длинам волн, расходятся под различными

углами, и второй объектив (камера) дает в фокальной плоскости спектр,

который фотографируется. Если в фокальной плоскости камеры поставить вторую

щель, то спектрограф превратиться в монохроматор. Перемещая вторую щель по

спектру или поворачивая призму, можно выделять отдельные более или менее

узкие участки спектра. Если теперь за выходной щелью монохроматора

поместить фотоэлектрический приемник, то получится спектрометр.

В настоящее время наряду с призменными спектрографами и спектрометрами

широко применяются и дифракционные. В этих приборах вместо призмы

диспергирующим (т.е. разлагающим на спектр) элементом является

дифракционная решетка. Наиболее часто используется отражательные решетки.

Отражательная решетка представляет собой алюминированое зеркало, на

котором нанесены параллельные штрихи. Расстояние между штрихами и их

глубина сравнимы с длинной волны. Например, дифракционные решетки,

работающие в видимой области спектра, часто делаются с расстоянием между

штрихами 1,66 мк (600 штрихов на 1 мм). Штрихи должны быть прямыми и

параллельными друг другу по всей поверхности решетки, и расстояние между

ними должно сохраняться постоянным с очень высокой точностью. Изготовление

дифракционных решеток, поэтому является наиболее трудным из оптических

производств.

Получая спектр с помощью призмы, мы пользуемся явлением преломления

света на границе двух сред. Действий дифракционной решетки основано на

явлении другого типа – дифракция и интерференция света. Заметим, что она

дает, в отличии от призмы, не один, а несколько спектров. Это приводит к

определенным потерям света по сравнению с призмой. В результате применения

дифракционных решеток в астрономии долгое время ограничивалось

исследованиями Солнца. Указанный недостаток был устранен американским

оптиком Вудом. Он предложил придавать штрихам решетки определенный профиль,

такой, что большая часть энергии концентрируется в одном спектре, в то

время как остальные оказываются сильно ослабленными. Такие решетки

называются направленными или эшелеттами.

Основной характеристикой спектрального прибора является спектральная

разрешающая сила

[pic]

(12)

где (( - минимальный промежуток между двумя близкими линиями, при котором

они регистрируются как раздельные. Чем больше разрешающая сила, тем более

детально может быть исследован спектр и тем больше информации о свойствах

излучающего объекта может быть в результате получено. Спектральные аппараты

с направленными дифракционными решетками, при прочих равных условиях, могут

обеспечить более высокую разрешающую силу, чем призменные.

Другой важной характеристикой спектральных аппаратов является угловая

дисперсия

[pic] (13)

Где (( - угол между параллельными пучками, прошедшими диспергирующий

элемент и различающимися по длине волны на ((.

Величина

[pic] (14)

Где f – фокусное расстояние камеры, называется линейной дисперсией, которая

выражает масштаб спектра в фокальной плоскости камеры и обозначается либо в

миллиметрах на ангстрем, либо (для малых дисперсией) в ангстремах на

миллиметр. Так, дисперсия спектрографа 250 Е/мм, означает, что один

миллиметр на спектрограмме соответствует интервалу длин волн ((((((Е(

Особенности оптической схемы и конструкции астрономических

спектральных приборов сильно зависит от конкретного характера задач, для

которых они предназначены. Спектрографы, построенные для получения звездных

спектров (звездные спектрографы), заметно отличаются от небулярных, с

которыми исследуются спектры туманностей. Солнечные спектрографы тоже имеют

свои особенности. Реальная разрешающая сила астрономических приборов

зависит от свойств объекта. Если объект слабый, т.е. от него приходит

слишком мало света, то его спектр нельзя исследовать очень детально, так

как с увеличением разрешающей силы количество энергии, приходящей на каждый

разрешаемый элемент спектра, уменьшается. Поэтому самую высокую разрешающую

силу имеют, естественно, солнечные спектральные приборы. У больших

солнечных спектрографов она достигает 106. линейная дисперсия этих приборов

достигает 10 мм/Е (0,1 Е/мм).

При исследовании наиболее слабых объектов приходится ограничиваться

разрешающей силой порядка 100 или даже 10 и дисперсиями ~1000 Е/мм.

Например, спектры слабых звезд получаются с помощью объективной призмы,

которая является простейшим астрономическим спектральным прибором.

Объективная призма ставиться прямо перед объективом телескопа, и в

результате изображение звезд растягиваются в спектр. Камерой служит сам

телескоп, а коллиматор не нужен, поскольку свет от звезды приходит в виде

параллельного пучка. Такая конструкция делает минимальными потери света из-

за поглощения в приборе. На рисунке приведена фотография звездного поля,

полученная с объективной призмой.

Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с

помощью светофильтров. В фотографической и визуальной областях спектра

часто применяют светофильтры из окрашенного стекла. На рисунке приведены

кривые, показывающие зависимость пропускания от длины волны для некоторых

светофильтров, комбинируя которые с тем или иным приемником, можно выделить

участки не уже нескольких сотен ангстрем. В светофильтрах из окрашенного

стекла используется зависимость поглощения (абсорбции) света от длины

волны. Светофильтры этого типа называются абсорбционными. Известны

светофильтры, в которых выделение узкого участка спектра основано на

интерференции света. Они называются интерференционными и могут быть сделаны

довольно узкополосными, позволяющими выделять участки спектра шириной в

несколько десятков ангстрем. Еще более узкие участки спектра (шириной около

1 ангстрема) позволяют выделять интерференционнополяризационные

светофильтры.

С помощью узкополосных светофильтров можно получить изображение

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6


Copyright © 2012 г.
При использовании материалов - ссылка на сайт обязательна.