Студопедия — Б) Метод призмового супутника
Студопедия Главная Случайная страница Обратная связь

Разделы: Автомобили Астрономия Биология География Дом и сад Другие языки Другое Информатика История Культура Литература Логика Математика Медицина Металлургия Механика Образование Охрана труда Педагогика Политика Право Психология Религия Риторика Социология Спорт Строительство Технология Туризм Физика Философия Финансы Химия Черчение Экология Экономика Электроника

Б) Метод призмового супутника






Попереду об'єктива астрографа розміщують невелику за розміром призму з малим заломлюючим кутом. Спектр, утворюваний такою призмою, настільки короткий, що майже не відрізняється від зображення зорі. Обертаючи призму навколо заломлюючого ребра, можна отримати зображення спектра поряд із зображенням зорі, що будується частиною об'єктива, не прикритого призмою.

 

Якщо призма округлої форми, діаметром b, із діаметром оправи c, а діаметр об'єктива астрографа D, то “супутник” слабший за зображення зорі на:

m = 2, 5 Lg (D 2 - c 2 ) - Lg b 2 (3.7)

в) Метод сітки

Сітка з дроту, розміщена попереду об'єктива астрографа, утворює послаблене зображення зорі, оточене дифракційними спектрами. Відношення інтенсивностей центрального зображення і зображення, отримуваного без сітки, можна розрахувати, якщо відома товщина дроту d та ширина вільного проміжку x, за формулою:

=

Відповідно, в зоряних величинах:

m = 10 Lg (3.8)

Наявність у виразі постійної показує, що вимірювання x та d слід проводити з максимально можливою точністю.

Метод сітки може з успіхом застосовуватися як для фокальних знімків, так і для позафокальних.

4. Абсолютна фотометрія протяжних об'єктів

Викладена вище методика абсолютної фотометрії застосовується для фотометрування однотипних за зображенням об'єктів. При визначенні інтегрального блиску протяжних об'єктів або розподілу поверхневої яскравості вздовж об'єкта (вимірюваної у зоряних величинах на квадратний градус), намагаються отримати зображення об'єкта (туманності, комети, зоряного скупчення і т. д.) та опорної зірки за можливістю подібними. Найкраще побудувати протяжне зображення опорної зірки методом позафокального фотографування. В цьому випадку використовують «двоповерхову касету», в якій досліджуваний об'єкт фотографується у фокусі об'єктива, а опорна зірка (блиск якої відомий) на частині пластинки, розміщеній попереду основної (позафокально). Наступне калібрування за допомогою трубчастого фотометра завершує фотометрування.

Нехай діаметр позафокального зображення зорі рівний d, а фокусна відстань об'єктива астрографа – F [мм]. Тоді кутовий діаметр зображення (у кутових мінутах) дорівнює 3438 d / F, відповідно площа:

S = (3438) 2 [квадратних мінут] (3.9)

Якщо інтегральна зоряна величина зорі m, то поверхнева яскравість її позафокального зображення (у зоряних величинах на квадратну мінуту) дорівнює:

B = m + 2, 5 Lg (3438)2 + 5 Lg + 2, 5 Lg =

= m + 5 Lg d - 5 Lg F + 17, 42 (3.10)

При використанні телескопа-рефлектора або телескопа типу Шмідта, Максутова чи Кассегрена позафокальне зображення зірки має вигляд кільця (бо середня частина дзеркала екранується допоміжним дзеркалом або підвішеним у середині труби касетним пристроєм). Кільцеподібне зображення незручне для фотометрування і тому застосовують метод штрихуючої касети («Schraffier-Kassette»), розроблений Шварцшильдом. Сутність методу в тому, що внаслідок автоматичного стрибкоподібного переміщення касети, із короткочасними зупинками, фокальне зображення кожної зірки має вигляд рівномірно темного квадрату. Apriori метод штрихуючої касети не є бездоганним при фотометруванні різнотипних об'єктів.

Значно кращі результати можна отримати методом фотографування вихідної зіниці телескопа. Як зазначалось в додатках до лабораторної роботи 7.4, після окуляра телескопічна система будує зображення кружечка, освітленого випромінюванням усіх об'єктів, що потрапили в поле зору окуляра. Розмістивши у фокальній площині об'єктива діафрагму, яка виділяє лише випромінювання об'єкта, що нас цікавить, отримаємо зображення вихідної зіниці, освітленої виключно його випромінюванням (діаметр кружечка визначається відношенням фокусної відстані об'єктива й окуляра).Таким чином, інтегральний блиск протяжного об'єкта можна пов'язати з блиском зорі.

5. Відносні фотометричні вимірювання

У наш час абсолютним методом астрофотометричних досліджень визначені фотометричні характеристики багатьох зірок. На небі є ділянки (Північна полярна область, площадки Каптейна тощо), де зоряні величини визначенні особливо старанно (фотометричні стандарти). Це дає змогу проводити калібрування фотометричних знімків (для визначення зоряних величин спостережуваних зірок) шляхом порівняння отриманих на одному астрографі за однакових умов знімків досліджуваної та стандартної ділянки неба. Зауважимо, що знімки слід виконувати на однаковій зенітній відстані для усунення впливу зміни атмосферного поглинання, а хімічну обробку фотопластинок проводити одночасно.

Вимірявши одним способом результуючі фотографічні ефекти, утворювані зірками, блиск яких визначається, та опорними зірками (блиск яких відомий), будують графічну залежність (рис. 2) – калібрувальну криву – між відомими величинами m та отриманими показання мікрофотометра . Тоді, спираючись на побудовану калібрувальну криву, легко визначити зоряну величину спостережуваної зірки.

Єдиним ефективним способом збільшення точності фотометричних «прив'язок» однієї ділянки зоряного неба до іншої є збільшення їх кількості.

6. Позафокальна фотометрія

У 1881 році французький астроном П. Жансен запропонував метод позафокальної фотометрії зірок. Сутність методу в тому, що розмістивши фотопластинку поза фокусом об'єктива астрографа, отримують зображення зорі, діаметр якої визначається лише відстанню від пластинки до фокуса об'єктива. Тобто, для всіх зірок поля він є практично однаковим. При застосуванні об'єктива астрографа, вільного від хроматизму, густина почорніння зображення буде майже рівномірною і пропорційною блиску спостережуваної зірки. Таким чином, можна встановити з високою точністю залежність між зоряною величиною і густиною почорніння (що визначається мікрофотометром).

Якщо ж для даної фотоемульсії абсолютним або відносним методами побудована характеристична або градуювальна криві, то за густиною почорніння позафокального зображення зорі можна досить просто розрахувати її зоряну величину.

7. Інтернаціональні фотометричні стандарти

Для реалізації відносної фотографічної фотометрії необхідно мати стандарти фотографічних зоряних величин зірок. Особливо зручними для реалізації таких стандартів є зоряні скупчення, які містять зірки різного блиску. Багато фотометричних вимірювань було проведено в Плеядах і Яслях, а також у Гіадах, Волоссі Вероніки, h і c Персея. Але не завжди ці ділянки неба вище горизонту. Більш придатною для фотометричних стандартів є полярна область світу, тому в 1906 році виникла ідея побудувати першокласний фотометричний стандарт із зірок, розміщених поблизу полюсів світу. У двадцяті роки ХХ ст. ця робота була завершена побудовою North Polar Seguence (NPS) - Північного Полярного Ряду. В результаті об'єднання всіх фотометричних вимірювань, виконаних на різних обсерваторіях, було отримано сукупність фотографічних зоряних величин 96 зірок, розміщених поблизу Північного полюса світу. До них входять білі, жовті та червоні зірки, що мають фотографічну зоряну величину в межах від 2 m, 55 до 20m, 10. Паралельно для 79 із них визначена фотовізуальна зоряна величина (від 2 m, 08 до 17m, 43) і відповідно — показник кольору.

Усі зоряні величини і показники кольору, що входять до NPS, утворюють міжнародну систему фотометричних стандартів; позначають їх так: IPg IРv і С. Точність величини IРg оцінюється в ± 0m, 02, точність IРv дещо нижча (для яскравих зірок).

Окрім 96 зірок – стандартів блиску поблизу полюсу світу – визначені зоряні величини слабких зірок у значно більшій області неба. Загальна їх кількість сягає 617, де точність визначення їх зоряних величин суттєво нижча.

Вимірювання блиску зірок NPS фотоелектричним методом виявило значні похибки у визначенні IPg, особливо для яскравих зірок (m < 6 m), які визначають нуль-пункт системи. Дещо краща ситуація з величинами IРv. Зрозуміло, що це викликало неточність у розрахунках показників кольору. Але, незважаючи на виявлені похибки результатів вимірювання, питання заміни яскравої частини NPS поки що не ставиться, бо це потребує проведення ревізії багатьох фотометричних робіт, які спирались на NPS.

Набули широкого застосування в практиці відносних фотометричних досліджень так звані каптейновські площадки (кількісно 206), рівномірно розподілені по небу від Північного полюса (N1) до Південного (N206). Кожна площина являє собою кружечок діаметром 15' (фактично трохи більший) у якому з високою точністю визначено фотографічні зоряні величини.

Прекрасними за точністю є також фотометричні стандарти в Плеядах (m pg до 16m, m pv до 12m) і Яслях (відповідно до 16m і 14m ).

8. Похибки у фотографічній фотометрії

Першим і найважливішим, за ступенем впливу на зображення, джерелом похибок є непостійність чутливості фотоемульсії вздовж поверхні пластинки або плівки. Цей недолік принципово усунути неможливо.

Другим, за важливістю, джерелом похибок є фотометрична похибка поля. Вона полягає в тому, що дві зорі, рівні за блиском, спричиняють різний фотографічний ефект тільки тому, що їх зображення утворені в різних місцях поля камери астрографа. Викликано це явищами аберації, поглинання світла та віньєтування пучків світла в складних багатолінзових оптичних системах сучасних астрографічних об'єктивів.

Як правило фотометрична похибка поля залежить від:

а) типу астрографа;

б) кутової відстані від зображення до центру поля;

в) спектрального класу, блиску зірок та сорту використовуваної фотоемульсії;

г) якості фокусування;

д) «спокою» зображення.

Перші три фактори, під час спостережень, можна зробити постійними і визначивши одного разу залежність m = f(r) (де r – кутова відстань об’єкта від центру поля камери, m – фотометрична похибка), вносити поправку до результатів вимірювань. Вплив останнього чинника має випадковий характер.

Густина почорніння зображення зірки є різницею двох вимірювань за допомогою мікрофотометра: першого – при фокусуванні приладу на фон негатива (де завжди наявна як хімічна вуаль проявлення, так і вуаль підсвітки неба), другого – безпосередньо густини почорніння зображення об'єкта. Для високоточних фотометричних досліджень спеціальними методами проявлення хімічну вуаль зводять нанівець. Щодо вуалі, яка виникла внаслідок розсіяння світла в атмосфері, ситуація значно складніша. Із зростанням світлосили астрографа та часу експозиції зростає й вуаль, викликана розсіяним світлом. Тому при фотографуванні фокальних зображень зірок для розв'язання фотометричних задач використовують астрографи з малою світлосилою. Фотографічний ефект, викликаний випромінюванням зорі (за умови фокального зображення), зростає пропорційно квадрату діаметра об'єктива D2, а зростання густини вуалі, спричинене розсіянням світла в атмосфері, – квадрату світлосили (D/F)2. Калібрувальну шкалу при цьому слід вдруковувати на неекспонованій ділянці негатива.

Більш суттєві складності виникають при послідовних експозиціях на одну фотопластинку, оскільки попередня та наступна підсвітки неба по-різному впливають на характеристичну криву негатива. Для врахування цього впливу виконують послідовно знімки об'єктів на негативах по два рази в оберненій послідовності.

Наступні, за важливістю, похибки викликаються так званими ефектами сусідства (ефекти Еберхарда й Костинського). Ефект Еберхарда полягає в тому, що при фотографуванні рівномірно яскравого поля на фоні темного, густина чорного негативного зображення не буде рівномірною, а зростатиме до певної межі. Якщо фотографують послідовність полів однакової яскравості, але різних розмірів, то середина кожного із зображень буде тим густішою чим менше поле. Описане явище, найбільш впливове при фотометруванні протяжних об'єктів, виникає внаслідок виснаження проявника в центрі великих темних площин. Найкращим засобом усунення впливу ефекту Еберхарда на утворюване зображення є старанне перемішування проявника в процесі проявлення.

Ефект Костинського полягає у «відштовхуванні» двох досить близько розміщених малих зображень, наприклад, компонентів подвійних зірок. Причиною ефекту є також виснаження проявника і, відповідно, недопроявлення зображення між тісними парами.

 


7.4 ТЕЛЕСКОП І ЙОГО ХАРАКТЕРИСТИКИ







Дата добавления: 2014-11-10; просмотров: 682. Нарушение авторских прав; Мы поможем в написании вашей работы!



Кардиналистский и ординалистский подходы Кардиналистский (количественный подход) к анализу полезности основан на представлении о возможности измерения различных благ в условных единицах полезности...

Обзор компонентов Multisim Компоненты – это основа любой схемы, это все элементы, из которых она состоит. Multisim оперирует с двумя категориями...

Композиция из абстрактных геометрических фигур Данная композиция состоит из линий, штриховки, абстрактных геометрических форм...

Важнейшие способы обработки и анализа рядов динамики Не во всех случаях эмпирические данные рядов динамики позволяют определить тенденцию изменения явления во времени...

Шрифт зодчего Шрифт зодчего состоит из прописных (заглавных), строчных букв и цифр...

Краткая психологическая характеристика возрастных периодов.Первый критический период развития ребенка — период новорожденности Психоаналитики говорят, что это первая травма, которую переживает ребенок, и она настолько сильна, что вся последую­щая жизнь проходит под знаком этой травмы...

РЕВМАТИЧЕСКИЕ БОЛЕЗНИ Ревматические болезни(или диффузные болезни соединительно ткани(ДБСТ))— это группа заболеваний, характеризующихся первичным системным поражением соединительной ткани в связи с нарушением иммунного гомеостаза...

Лечебно-охранительный режим, его элементы и значение.   Терапевтическое воздействие на пациента подразумевает не только использование всех видов лечения, но и применение лечебно-охранительного режима – соблюдение условий поведения, способствующих выздоровлению...

Тема: Кинематика поступательного и вращательного движения. 1. Твердое тело начинает вращаться вокруг оси Z с угловой скоростью, проекция которой изменяется со временем 1. Твердое тело начинает вращаться вокруг оси Z с угловой скоростью...

Условия приобретения статуса индивидуального предпринимателя. В соответствии с п. 1 ст. 23 ГК РФ гражданин вправе заниматься предпринимательской деятельностью без образования юридического лица с момента государственной регистрации в качестве индивидуального предпринимателя. Каковы же условия такой регистрации и...

Studopedia.info - Студопедия - 2014-2024 год . (0.013 сек.) русская версия | украинская версия