
<< 1.2 Osnovnye formuly fotometrii | Oglavlenie | 1.4 Poryadok provedeniya izmerenii >>
1.3 Nemnogo iz istorii fotometrii i sistemy
Vpervye bol'shoi fotometricheskii obzor, t.e. opredelenie
zvezdnyh velichin dlya neskol'kih soten tysyach zvezd, byl sdelan v
1850-1860 gg. gruppoi astronomov Bonnskoi observatorii.
Rukovodil etoi rabotoi vydayushiisya issledovatel', uchenik Besselya,
Fridrih Vil'gel'm Avgust Argelander. V techenie desyati let
chetvero nablyudatelei sostavili spisok zvezd severnogo neba (ot
polyusa do skloneniya
), sostoyashii iz 324198 zvezd. Dlya
kazhdoi zvezdy bylo vvedeno oboznachenie, opredeleny priblizhennye
ekvatorial'nye koordinaty i vizual'no ocenena zvezdnaya velichina.
Eti zvezdy voshli v katalog Bonnskogo obozreniya neba, izvestnyi
teper' vo vsem mire kak ``katalog BD'' (Bonner Durchmusterung). Na
ego osnove byl izdan bol'shoi zvezdnyi atlas. V kataloge ochen'
neploho predstavleny (v smysle polnoty) zvezdy yarche vos'moi
vizual'noi velichiny. V nem est' takzhe bol'shoe kolichestvo bolee
slabyh zvezd. Avtory obozreniya schitali, chto izmeryayut zvezdy do
, odnako v dal'neishem vyyasnilos', chto znachitel'naya
chast' zvezd devyatoi velichiny uskol'znula ot sostavitelei BD. V
to zhe vremya v katalog vneseny nekotorye gorazdo bolee slabye zvezdy,
vplot' do ob'ektov odinnadcatoi i dazhe dvenadcatoi velichiny.
=1
Ocenki zvezdnyh velichin proizvodilis' glazomerno. Sravnivalis' blizkie po raspolozheniyu na nebe i po velichine zvezdy, i po psihofiziologicheskomu oshusheniyu ocenivalos', kakaya iz zvezd yarche i naskol'ko. Pri etom vozniklo ponyatie o shkale stepenei i o metode Argelandera sravneniya bleska dvuh zvezd, nahodyashihsya v odnom pole zreniya vashego okulyara. Issledovateli peremennyh zvezd horosho znayut o metode Argelandera. Dlya glazomernyh ocenok bleska peremennyh zvezd po fotoplastinkam (a inogda i neposredstvenno na nebe) etot metod do sih por eshe ne poteryal svoego znacheniya. On horosho opisan v III-m tome staroi serii knig ``Peremennye zvezdy'' (B.V.Kukarkin, P.P.Parenago, N.F.Florya, V.P.Cesevich, ``Metody issledovaniya peremennyh zvezd'' M.:, Gostehizdat, 1949).
No esli metod stepenei seichas v osnovnom svoe znachenie
utratil, to sozdannyi Argelanderom s sotrudnikami zvezdnyi
katalog igraet vazhneishuyu rol' i po sei den'. Vposledstvii
obzor byl rasprostranen na bolee yuzhnye oblasti: snachala do
skloneniya
, a zatem v Kapskoi i Kordobskoi observatoriyah
do yuzhnogo polyusa. Komplekt etih katalogov v literature obychno
imeet oboznachenie DM (Durchmusterung). Takogo ob'emnogo i
odnorodnogo issledovaniya so vremen Argelandera bol'she ne sdelal
nikto. Ochen' chasto dlya zvezd sed'moi, vos'moi i, tem bolee,
devyatoi velichiny i seichas net nikakih drugih fotometricheskih
dannyh, krome glazomernoi ocenki iz katalogov DM1.1.
Imenno dlya kataloga BD byl vpervye izmeren bol'shoi massiv zvezdnyh velichin v vizual'noi oblasti. Estestvenno, chto v dannom sluchae krivoi reakcii byla krivaya vidnosti chelovecheskogo glaza. Blizkuyu k etoi krivuyu reakcii astronomy realizovyvali vposledstvii s pomosh'yu fotograficheskih emul'sii i fotokatodov pod nazvaniem vizual'noi, ili fotovizual'noi.
Vskore posle sozdaniya kataloga BD ochen' vazhnuyu rol' v
astronomii nachala igrat' fotografiya. Ee progress opredelilo
poyavlenie suhih fotograficheskih plastinok. Estestvenno, chto
srazu byli sdelany popytki primenit' fotografiyu dlya fotometrii
zvezd. No krivaya reakcii fotograficheskoi emul'sii (rech' ved'
idet o staryh, klassicheskih, nesensibilizirovannyh emul'siyah),
byla dostatochno daleko sdvinuta v storonu korotkih dlin voln po
sravneniyu s vizual'noi oblast'yu. Maksimum krivyh reakcii takih
fotoplastinok prihodilsya ne na
, kak u krivoi vidnosti, a
na dlinu volny okolo
. I nachali poluchat'sya drugie
zvezdnye velichiny. Sravnenie zvezdnyh velichin, poluchennyh po
fotografiyam, so zvezdnymi velichinami, ocenennymi vizual'no,
vyyavili razlichiya mezhdu nimi. Eti razlichiya obuslovili poyavlenie
vazhneishego metodicheskogo i astrofizicheskogo ponyatiya ``pokazatel'
cveta''. Istoricheski ono vozniklo imenno iz sravneniya vizual'nyh
i fotograficheskih zvezdnyh velichin.
S pomosh'yu fotograficheskih plastinok byla realizovana pervaya
dvuhcvetnaya fotometricheskaya sistema, nazvannaya vposledstvii
mezhdunarodnoi sistemoi zvezdnyh velichin. Polosa mezhdunarodnoi
sistemy, chuvstvitel'naya k bolee korotkim volnam i nazyvaemaya
internacional'noi fotograficheskoi, ili , realizovyvalas' s
pomosh'yu nesensibilizirovannyh fotoplastinok. Drugaya polosa,
internacional'naya fotovizual'naya, ili
, vypolnyalas' na
ortohromaticheskih, t.e. ochuvstvlennyh k zheltym lucham, plastinkah
v sochetanii so steklyannym zheltym svetofil'trom.
Astronomy srazu ponyali pol'zu vozmozhnosti izmeryat' kolichestvo sveta, prihodyashee ot zvezdy v raznyh spektral'nyh intervalah. Konechno, luchshe bylo by srazu poluchat' raspredeleniya energii v spektre. No sdelat' eto trudno po mnogim prichinam, v chastnosti, ottogo, chto spektral'nyi pribor, rastyagivaet spektr na kakuyu-to shirinu na fotoplastinke ili drugoi svetochuvstvitel'noi poverhnosti priemnika. V rezul'tate na edinicu ploshadi poverhnosti prihoditsya gorazdo men'she svetovoi energii (padaet osveshennost'!), i rezko padaet pronicayushaya sposobnost', t.e. predel'naya zvezdnaya velichina, kotoraya dostigaetsya s dannym teleskopom, dannoi konkretnoi apparaturoi i za razumnyi interval vremeni. Uhudshaetsya i tochnost' izmerenii. Uvy! Spektrofotometricheski izmeryayutsya obychno lish' samye yarkie zvezdy.
No mozhno poluchit' gruboe predstavlenie o raspredelenii energii v spektre s pomosh'yu fotometrii. Registriruya summarnoe izluchenie zvezdy v neskol'kih otnositel'no shirokih po sravneniyu so spektrofotometriei spektral'nyh intervalah (ne sovpadayushih so vsei oblast'yu krivoi reakcii priemnika), my vyigraem v kolichestve vosprinimaemogo sveta i poluchim pri etom hot' kakoe-to predstavlenie o raspredelenii energii v spektre zvezdy.
Posle togo, kak v astronomii estestvenno poluchilas' pervaya mnogocvetnaya (dvuhcvetnaya) fotometricheskaya sistema, issledovateli stali starat'sya rasstavlyat' krivye reakcii svoih fotometricheskih polos v raznye uchastki spektra, takim obrazom (uzhe soznatel'no!) izmeryaya raznye zvezdnye velichiny i opredelyaya razlichnye pokazateli cveta.
V fotoelektricheskoi fotometrii takzhe byla sdelana popytka
vosproizvesti obe polosy mezhdunarodnoi sistemy. Bolee
korotkovolnovaya polosa byla ogranichena dopolnitel'no steklyannym
svetofil'trom, obrezayushim chuvstvitel'nost' k lucham s koroche
. V etoi sisteme, poluchivshei oboznachenie
(
- dlya
korotkovolnovoi, a
- dlya dlinnovolnovoi oblasti), tak zhe, kak
i v mezhdunarodnoi sisteme, v pervoi polovine XX veka v raznyh
observatoriyah bylo vypolneno mnozhestvo fotometricheskih
izmerenii. No vse eti tshatel'no vypolnennye izmereniya seichas
svoe znachenie poteryali i imeyut lish' istoricheskii interes. Eto
proizoshlo ottogo, chto ne bylo dostatochno yasno, kakovy zhe krivye
reakcii realizovannyh fotometricheskih polos. Na odnorodnost'
dannyh v to vremya ne obrashali dolzhnogo vnimaniya. V rezul'tate
korotkovolnovaya polosa mezhdunarodnoi sistemy vosproizvodilas' to
s refraktorami, to s reflektorami, iz-za chego byl sushestvenno
razlichen vklad ul'trafioletovogo izlucheniya. Krome togo, v
sisteme
v raznoe vremya primenyalis' raznye svetofil'try.
=1
Tol'ko pozzhe prishlo ponimanie vazhnosti horoshego znaniya togo, na kakuyu funkciyu my umnozhaem krivuyu raspredeleniya energii v spektre zvezdy, propuskaya svet cherez fotometr na svoi priemnik izlucheniya.
V konce sorokovyh godov Garol'd Dzhonson, togda molodoi sotrudnik observatorii Makdonal'd (SShA), podoshel k resheniyu problemy so svezhei ideei. On sozdal variant fotometricheskih polos, kotoryi okazalsya nastol'ko udachen, chto tol'ko seichas, po proshestvii neskol'kih desyatiletii, my poluchili vozmozhnost' s nyneshnih vysot razvitiya fotometrii razvivat' i uluchshat' sistemu UBV1.2.
Dzhonson, raspolagaya rasprostranennym togda v SShA
fotoelektronnym umnozhitelem tipa 1P21 (zametim, chto s pomosh'yu
takogo zhe FEU realizovyvalas' i sistema ), postavil tri
svetofil'tra v oblasti ego krivoi reakcii (sm. ris.1.1):
ul'trafioletovyi svetofil'tr, svetofil'tr dlya sinei oblasti i
zheltyi svetofil'tr, kotoryi obrezal vse korotkovolnovoe
izluchenie, a s dlinnovolnovoi storony krivaya reakcii
formirovalas' estestvennym spadom chuvstvitel'nosti fotokatoda.
Zasluga Dzhonsona v tom, chto on vpervye bolee-menee chetko
opredelil formu etih krivyh reakcii. Nado ved' uchityvat' ne
tol'ko svetofil'try, no i krivuyu spektral'noi chuvstvitel'nosti
fotokatoda, i krivye propuskaniya i otrazheniya razlichnyh
opticheskih elementov teleskopa i fotometra1.3. Vse eto Dzhonson
popytalsya uchest' i so svoistvennymi emu energiei, staraniem i
userdiem vypolnil v dannyh spektral'nyh polosah nablyudeniya
bol'shogo kolichestva zvezd. V pyatidesyatyh godah poyavilos' mnogo
rabot Dzhonsona s soavtorami, v rezul'tate chego ves' mir ponyal
preimushestva novoi fotometricheskoi sistemy.
<< 1.2 Osnovnye formuly fotometrii | Oglavlenie | 1.4 Poryadok provedeniya izmerenii >>
Publikacii s klyuchevymi slovami:
Fotometricheskaya sistema - zvezdnaya velichina - fotometriya - spektrofotometriya - atmosfernoe pogloshenie
Publikacii so slovami: Fotometricheskaya sistema - zvezdnaya velichina - fotometriya - spektrofotometriya - atmosfernoe pogloshenie | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |