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.