§ 6. Фотографирование планет

Если визуальные наблюдения страдают субъектив­ностью, то фотографический метод в астрономии имеет основное преимущество именно благодаря своей объек­тивности. Если бы фотопластинка могла запечатлеть все то, что видит глаз на поверхности планет, многие вопросы планетной астрономии были бы давно решены.

Однако небольшие размеры планетных изображений и зернистость фотографической эмульсии ставят пределы возможности изучать планеты по фотографиям. Даже в фокусе 40-дюймового рефрактора изображение Марса в момент его наибольшей близости к Земле имеет по­перечник всего 2,5 мм. Если мы применим увеличение изображения в 10 раз, то оно будет в 100 раз слабее освещено, а это потребует значительного увеличения экспозиции. Большие же экспозиции невыгодны пото­му, что за время съемки колебания воздуха будут «сма­зывать» тонкие детали. Быстрое вращение некоторых

30

планет вокруг оси (Юпитер, Сатурн) также кладет пре­дел продолжительности экспозиции (выдержки).

Таким образом, при фотографировании планеты важно добиться, чтобы ее фокальное изображение было как можно ярче. Для этого нужно, чтобы объектив (или зеркало) телескопа собирал в фокусе как можно больше света, а потому желательно иметь объектив возможно большего диаметра. Но собранное в фокусе количество света распределяется по всей площади изображения планеты, размеры которого зависят, как мы видели, от фокусного расстояния объектива (§ 4). Теория дает для освещенности Е фокального изображения в астрографе формулу

Е=kВ(D/F)² (7)

где В — яркость данного участка диска планеты, а k — коэффициент, зависящий, в частности, от потерь света в объективе. Квадрат отношения D/F диаметра объекти­ва к его фокусному расстоянию называется светосилой объектива. Следовательно, освещенность фокального изображения пропорциональна светосиле *).

На снимках планет, особенно Юпитера и Сатурна, всегда бывает заметно сильное падение яркости к краю диска (см. рис. 30). Это объясняется тем, что края диска планеты слабее освещены Солнцем, так как его лучи там падают косо, под большим углом. Явление поте­мнения к краю надо учитывать при подборе экспози­ции.

Несмотря на недостатки фотографического метода, улучшение техники фотографирования планет и, в частности, применение метода наложения нескольких снимков позволили получить хорошие результаты. Метод наложения нескольких снимков заключается в том, что с нескольких одинаковых негативов печатают один позитив, благодаря чему повышается контраст­ность деталей и выявляются более мелкие детали, в то время как случайные дефекты негативов и эффект зернистости эмульсионного слоя пропадают.

*) В фотографии светосилой обычно называют само от­ношение D1F. В астрономической оптике эта величина назы­вается относительным отверстием объектива.

37

Гораздо больше дает фотографический метод для изучения атмосфер планет. Фотографирование планет со светофильтрами, впервые примененное Г. А. Тиховым в 1909 г., может дать указание на присутствие или отсут­ствие атмосферы на планете, если только эта атмосфера достаточно прозрачна. Так как синие и фиолетовые лучи в основном рассеиваются атмосферой, а красные лучи, наоборот, хорошо пропускаются ею, то по снимкам, полученным в разных лучах, можно судить о рассеивающих свойствах атмосферы планеты.

Г. А. Тихов обнаружил, что снижение резкости деталей к краям диска наименее заметно в красных лучах и более «сего — в зеленых (снимков и фиолетовых лучах им сделано не было). Когда же американский астроном У. Райт в 1924 г. сфотографировал Марс в фиолетовых и красных лучах, обнаружилось даже, что снимки в фиолетовых лучах больше по диаметру, чем полученные в красных лучах. Сначала это объясняли разностью высот отражающих слоев и даже пытались найти отсюда высоту атмосферы Марса. Но в дальней­шем работами Н. П. Барабашова и В. В. Шаронова было установлено, что причиной «эффекта Райта» является сильное падение яркости к краям диска Марса в красных лучах и большая чувствительность пластинок к фиолетовым лучам, вследствие чего красные части диска не выходят на снимках в красных лучах и диск кажется меньше.

Начиная с 1924 г., помимо фотографирования пла­неты в видимых лучах, было получено много снимков Марса в ультрафиолетовых и инфракрасных лучах, недоступных визуальным наблюдениям. Возможность исследовать изображения планет в этих лучах представ­ляет еще одно преимущество фотографического метода.

Развитие электроники позволило применить прин­ципиально новый метод получения и фотографирования изображений планет в инфракрасных лучах на обычных пластинках. Для этого применяются специальные при­боры — электронно-оптические преобразователи, главной частью которых является электронно-лучевая труб­ка, подобная тем, которые применяются в телевизорах. Изображение планеты, созданное оптической системой телескопа, проектируется на полупрозрачный фотока­тод, из которого под действием падающих лучей выры-

38

вается поток электронов. Этот поток электронов специ­альными электромагнитными «линзами» фокусируется на прозрачный светящийся экран, подобный экрану телевизора. На этом экране образуется изображение планеты, которое можно рассматривать глазом пли фотографировать. При этом методе достигается огромный выигрыш в яркости, что позволяет значительно умень­шить экспозиции, доведя их до долей секунды. Это помо­гает улавливать моменты прояснений изображения и избавиться от замывания деталей диска планеты из-за колебаний воздуха. Повышается и разрешающая спо­собность прибора. Метод электронной фотографии имеет большое будущее. Он еще в 50-е годы с успехом был при­менен при фотографировании Марса, а также Сатурна, Юпитера и других планет.

Фотографии планет используются теперь в основном для фотометрических задач, о чем мы расскажем в сле­дующем параграфе.