Rambler's Top100 Service
Поиск   
 
Обратите внимание!   Посетите Сервер по Физике Обратите внимание!
 
  Наука >> Физика >> Общая физика >> Оптика | Курсы лекций
 Написать комментарий  Добавить новое сообщение
<< 1.2 Основные формулы фотометрии | Оглавление | 1.4 Порядок проведения измерений >>

1.3 Немного из истории фотометрии и системы

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 $\delta=-2^\circ$), 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 $m_{vis}=9{}^m\!\!\!.\,5$, 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 $\delta=-23^\circ$, 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 $\lambda\,5550\mbox{\r{A}}$, как у кривой видности, а на длину волны около $\lambda\,4000\mbox{\r{A}}$. 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 $IPg$, реализовывалась с помощью несенсибилизированных фотопластинок. Другая полоса, интернациональная фотовизуальная, или $IPv$, 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 $\lambda$ короче $3600\mbox{\r{A}}$. В этой системе, получившей обозначение $PV$ ($P$ - для коротковолновой, а $V$ - 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 $PV$ 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 $PV$), 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
 Copyright © 2000-2015, РОО "Мир Науки и Культуры". ISSN 1684-9876 Rambler's Top100 Яндекс цитирования