Astronet > 1.3 Istoriya sistemy UBV

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Precizionnaya fotometriya

<< 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 $\delta=-2^\circ$ ), 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 $m_{vis}=9{}^m\!\!\!.\,5$ , 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 $\delta=-23^\circ$ , 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 DM^1.1.

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 $\lambda\,5550\mbox{\r{A}}$ , kak u krivoi vidnosti, a na dlinu volny okolo $\lambda\,4000\mbox{\r{A}}$ . 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 $\lambda$ koroche $3600\mbox{\r{A}}$ . 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 UBV^1.2.

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 fotometra^1.3. 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: Zvezdnye velichiny Zahodyashaya ten' Zemli Spektral'noe i fotometricheskoe issledovanie linzovidnoi galaktiki s obolochkami NGC 474 Laboratoriya issledovaniya zvezdnogo magnetizma SAO RAN Laboratoriya spektroskopii zvezd SAO RAN Laboratoriya spektroskopii i fotometrii vnegalakticheskih ob'ektov SAO RAN Pokazatel' cveta Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce