5. Візуальний астрофотометр

Подальше зростання точності астрофотометричних вимірювань досягається за допомогою спеціальних приладів – візуальних астрофотометрів, в яких використовується здатність людини порівнювати яскравості двох суміжних поверхонь. За сприятливих умов око може фіксувати дуже малу різницю потоків від двох джерел (1 % від меншого). Це дозволяє надійно вирівняти видимі блиски двох зірок шляхом послаблення у відому кількість разів світлового потоку від більш «яскравої» із них.

Для послаблення світлового потоку використовують:

1. фотометричний клин;

2. поляризаційні призми (призми Ніколя, Глана-Фуко, Тейлора).

Р озглянемо будову астрофотометра Целльнера, удосконаленого Цераським (рис. 6). На окулярному елементі телескопа закріплюється центральна частина фотометра, яка містить плоскопаралельну склеєну пластинку Р, розміщену під кутом 45^о до оптичної осі. Світло досліджуваного об'єкта, проходячи крізь пластинку, утворює дійсне зображення зорі в точці 1. Одночасно пластинка відбиває світло, що надходить із трубки від лабораторного джерела світла. Лампочка (розжарення якої контролюється міліамперметром mA ) освітлює діафрагму D. зменшене зображення якої мікроскоп М будує в точці 2. На шляху від D до М розміщено два ніколя N₁ і N₂ .

Н іколь складається з двох призм (ісландський шпат) склеєних канадським бальзамом (n = 1,55), уздовж діагональної площини (рис. 7). Оптична вісь спрямована під кутом 48^о до вхідної грані. Природній промінь S при такому куті зустрічі із гранню внаслідок подвійного променезаломлення поділяється на звичайний і незвичайний. Незвичайний промінь проходить Ніколь як плоско-паралельну пластинку. Він лінійно поляризований у площині малюнка (площі головного перерізу). Звичайний промінь зазнає повного внутрішнього відбивання та поглинається боковою гранню призми або виводиться за її межі маленькою наклеєною призмою.

Якщо за першим ніколем розмістити другий, то на виході з останнього інтенсивність променя буде змінюватися відповідно до закону Малюса, пропорційно квадрату косинуса кута між головними площинами обох ніколів.

Тобто, повертаючи другий ніколь навколо його осі (змінюючи кут від 0^o до 90^о ), можна змінити інтенсивність відповідно від I_o до I = 0. Поглинанням світла у кристалі нехтують внаслідок його постійності.

Логарифмуючи формулу Малюса, отримаємо послаблення в зоряних величинах:

Кут повороту другого ніколя фіксують за допомогою вимірювального круга К .

Таким чином, спостерігач, дивлячись в окуляр D, бачить поряд дві зірки: природну (1) та штучну (2). Обертаючи ніколь, він прирівнює їх блиск ( відлік ) Для іншої спостережуваної зірки аналогічним чином отримується відлік . Якщо розжарення лампи за час спостережень не змінювалося, то очевидно, що різниця зоряних величин спостережуваних зірок рівна:

(1.18)

У випадку, коли спостережуваний об'єкт дуже яскравий, світла лампи може бути недостатньо. Тоді окуляр розміщують у положенні О' і світло від штучної зірки буде проходити крізь пластинку майже без послаблення.

Теоретична межа фотометричної різниці, фіксованої оком, вважається рівною 1 % (від слабшого джерела), але ця величина відноситься більше до властивостей ока, ніж до фотометричних досліджень.

Реально, при фотометруванні точкових об'єктів вважається допустимою похибка в 0,^m15 — 0,^m07 зоряної величини, та 0,^m02 — 0,^m005 - при фотометруванні площин.

Невисока точність фотометрування точкових об'єктів зумовлена як об'єктивними, так і суб'єктивними факторами. До об'єктивних факторів відносять:

• залежність результатів вимірювання від фону, що оточує зірки;

• різний спектральний склад досліджуваних зірок (ефект Пуркіньє).

До суб'єктивних факторів відносять:

• помилку положення (результати залежать від розміщення спостережуваної зірки відносно штучної справа чи зліва);

• помилку, зумовлену різними відстанями до штучної та спостережуваної зірок.

Таблиця 1.2. СВІТЛОВІ ТА ЕНЕРГЕТИЧНІ ФОТОМЕТРИЧНІ ВЕЛИЧИНИ

ВЕЛИЧИНА	ПОЗНАЧЕННЯ	ЗВ’ЯЗОК	ОДИНИЦІ	ВЕЛИЧИНА	ПОЗНАЧЕННЯ	ОДИНИЦІ
Світловий потік	Ф	(для точкового джерела)	люмен (лм)	Потік випромінювання	Фе	Вт
Світлова енергія	Q		лмс	Енергія випромінювання	Qе	Дж
Сила світла	I		кандела (кд)	Енергетична сила світла (сила випромінювання)	Іе	Вт/ср
Яскравість	L		кд/м2	Енергетична яскравість	Le	Вт/(срм2)
Світність	M		лм/м2	Енергетична світимість	Me	Вт/м2
Освітленість	E		люкс (лк)	Енергетична освітленість	Ee	Вт/м2
Експозиція	H		лкс	Енергетична експозиція	He	Дж/м2

t – час, – тілесний (просторовий) кут, S – площа поверхні,  – кут між нормаллю до елементарної (одиничної) площадки і напрямом розповсюдження випромінювання.

7.2 ФОТОЕМУЛЬСІЯ ЯК ПРИЙМАЧ ВИПРОМІНЮВАННЯ. ОСНОВИ СЕНСИТОМЕТРІЇ

1. Мета роботи

Вивчити сутність фотографічного процесу. Набути навичок роботи з фотоматеріалами та визначення сенситометричних характеристик.

2. Об`єкт і засоби дослідження

У роботі досліджується фотографічна емульсія астрономічних фотопластинок. Для визначення сенситометричних характеристик використовуються: трубчастий фотометр, мікрофотометр МФ-2, фотохімічні реактиви, фотоматеріали, лабораторне джерело світла.

3. Робоче завдання

1. Одержати сенситограму.

2. Провести необхідні фотометричні вимірювання.

3. Побудувати характеристичну криву.

4. Визначити основні сенситометричні характеристики досліджуваної фотоемульсії.

4. Програма підготовки до виконання робочого завдання

1. Вивчити теоретичний матеріал та підготувати відповіді на контрольні запитання.

2. Ознайомитися з методичними вказівками щодо виконання робочого завдання.

3. Скласти план виконання робочого завдання.

4. Підготувати таблицю для запису результатів експериментів та обчислень.

5. Вивчити будову та принцип дії мікрофотометра МФ-2 (7, ст. 341-355, ст. 362-363).

6. Підготувати олівець, лінійку, лекало та міліметровий папір.