Астрофизика. Развитие астрофотометрии в начале 20 века.


Спиральная галактика

Металл селен под влиянием освещения уменьшает свою электропроводность. Это свойство селена было положено в основу устройства селенового фотометра, давшего точность до 1%. Однако, на электропроводность селена влияют многие другие причины, главным образом, температура, учитывать которые оказалось чрезвычайно трудно. Поэтому указанный фотометр очень скоро почти вышел из употребления.

В 30-е годы 20 века чаще всего применяли фотометр, основанный на фотоэлектрическом эффекте.

Описанные выше приборы и визуальный фотометр давали результаты, в сущности говоря, несравнимые между собою. Визуальный фотометр определяет «яркость» звезды, то есть количество ее радиации, действующее на ретину наблюдателя. Обычная фотографическая пластина весьма чувствительна, как известно, к фиолетовому, синему, а также ультрафиолетовому свету, электрический же фотометр чувствителен к тем или другим лучам в зависимости от рода щелочного металла, положенного в основу его устройства.

В 30-е годы нашли себе применение термоэлементы, которые в соединении с сильным рефрактором позволяют измерять общее количество радиации, посылаемое к нам от звезд или от других небесных объектов

Устройство термоэлемента Кобленца в принципе чрезвычайно просто. Два тонких листочка, состоящих из различных металлов, например, висмута и сурьмы, спаиваются своими концами, а два их свободных конца соединяются с чувствительным гальванометром. Этот термоэлемент помещается внутри небольшого стеклянного баллона, закрытого окошечком из флюорита, вещества прозрачного для лучей даже с очень большой длиной волны.

На спай термоэлемента наводится изображение светила и, вследствие нагревания, сейчас же возбуждается ток, который констатируется гальванометром. Этот инструмент нельзя употреблять в соединении с обыкновенными рефракторами, так как стекло объектива почти непрозрачно для инфракрасных лучей. Напротив, большие рефлекторы, снабженные подобным термоэлементом, позволяют измерять теплоту, излучаемую весьма слабыми звездами.

Последний фотометрический метод примыкает уже к актинометрии, которая занимается преимущественно измерением гораздо более значительной солнечной радиации. Он требует несравненно более простой аппаратуры, чем метод, основанный на фотоэлектрическом эффекте, между тем по точности почти не уступает последнему. Ему, невидимому, принадлежит будущее.

Уже применение первых визуальных фотометров показало, что яркости звезд, отнесенных древними к шести величинам, разделенным равными интервалами, находятся в определенном отношении.

Оказалось, что отношение яркости звезд, принадлежащих к двум последовательным величинам, приблизительно постоянно и равно 2,5. То есть светило 1-й величины ярче светила 2-й величины в 2,5 раза и так далее.

Таким образом, объективные яркости звезд, находящиеся в одном и том же отношении, производят световые впечатления, отличающиеся на одну и ту же величину. Сила раздражения, вызывающая ощущение, изменяется в геометрической прогрессии, степень ощущения — в арифметической (закон Фехнера).

Указанная шкала, принятая сначала произвольно, была посредством фотометрических определений продолжена в обе стороны. Так, наиболее слабосветящиеся звезды, которые доступны лишь мощным телескопам, относятся к 20-й величине (в 100 миллионов раз слабее относительно звезд 1-й величины). Солнце же, Луна и многие яркие планеты имеют отрицательные значения (звездная величина Солнца — 26,7).

Читайте также

0 комментариев на тему "Астрофизика. Развитие астрофотометрии в начале 20 века."

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *