Уже говорилось, что еще Гиппарх ввел звездные величины как меру потока излучения (блеска) звезд в точке наблюдения.
В 1850 г. английский астроном Н. Погсон нашел удобную формулу, связывающую освещенности, создаваемые звездами на Земле, с их звездными величинами.
Погсон предложил условиться, что
где Е1 и Е2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1 и m2 – их звездные величины.
В звездных величинах можно выражать освещенности и от других небесных светил, например планет Луны, Солнца. Так, скажем, Луна в полнолуние имеет минус 13-ю звездную величину, а Солнце минус 26-ю звездную величину.
Знание видимой звездной величины недостаточно еще для характеристики светимости объекта. Какая-нибудь гигантская и на самом деле очень яркая звезда издалека будет казаться на небе слабосветящейся. И наоборот, карликовая звезда с близкого расстояния может выглядеть яркой.
Представьте себе, что все звезды удалены от нас на одинаковое расстояние, равное 10 пк (парсек). Тогда видимую звездную величину звезды с такого расстояния называют ее абсолютной звездной величиной М.
Так как освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния, то
где Е – освещенность, создаваемая звездой, которая удалена от Земли на D парсеков; E0 – освещенность от той же звезды с расстояния 10 пк.
Используя формулу Погсона, получаем:
где m – видимая звездная величина звезды, М – ее абсолютная звездная величина.
Так как lg2,512 = 0,4, то после логарифмирования приходим к равенству
Найденная по этой формуле абсолютная звездная величина Солнца равна 4,72 звездным величинам.
Иначе говоря, с расстояния 10 парсек Солнце выглядело бы слабенькой звездочкой почти 5-й звездной величины.
Во времена Гиппарха и многие века после него освещенности от звезд оценивались визуально, "на глаз", что, конечно, давало весьма приближенные результаты.
Только в 1760 г. появился труд французского оптика П. Бугера "Оптический трактат о градации света", в котором автор разработал основы практической фотометрии и описал сконструированный им первый фотометр.
До середины XIX в. для измерения потока излучения от небесных светил использовался человеческий глаз. Иначе говоря, астрофотометрия была визуальной.
Фотометры устраивались так, что наблюдатель в поле зрения телескопа рядом со звездой, видимую яркость которой он собирался измерить, видел еще искусственную звезду, создаваемую каким-нибудь источником света.
Излучение искусственной звезды с помощью, например, дымчатого клина ослаблялось до той степени, при которой она становилась одинаковой с настоящей звездой. Величина этого ослабления вычислялась, что позволяло в конечном счете найти видимую звездную величину звезды.
В 1890 г. русский физик А. Г. Столетов открыл, что освещенная пластинка из щелочного металла (например, калия) быстро теряет свой электрический заряд. На этом принципе (фотоэффекте) были построены фотоэлектрические фотометры, быстро получившие широкое распространение.
В XX в. сконструировали селеновые фотометры, основанные на том, что металл селен при освещении уменьшает сопротивление электрическому току.
Со второй половины XIX в. к измерению излучения небесных светил привлекли фотографию. Родилась фотографическая астрофотометрия, как новое направление в астрономии.
Оказалось, что почернение изображения звезды на негативе зависит от количества упавшего света. Чем ярче звезда, тем больше диаметр ее изображения и тем оно чернее. Степень почернения пластинки измеряется специальными микрофотометрами.
В этом методе есть немало трудностей. При одном и том же количестве световой энергии красные звезды на негативе выглядят менее яркими, чем белые и голубоватые. С другой стороны, почернение пластинки не пропорционально времени экспозиции. Словом, определение звездных величин фотографическим путем – дело сложное. Тем не менее фотографическая астрофотометрия продолжает развиваться, и ошибка в измерении звездных величин фотографическим путем сегодня составляет 0,1-0,2 звездных величин.
Широко применяются ныне и фотоэлектрические измерители излучения, точность которых достигает 0,1% измеряемой величины. В таких приборах приемниками света служат фотоэлемент, основанный на фотоэффекте, или, чаще, фотоумножители (см. рисунок).
В последних используется явление вторичной электронной эмиссии – электрон с достаточной энергией, ударившись о металлическую поверхность, может выбить из нее несколько электронов. Для этой цели в фотоумножителях электроны разгоняются электрическим полем.
На рисунке видно, как лучи света, падающие на фотокатод K, выбивают из него электроны. Эти электроны, попадая на эмиттер Э1 выбивают из него новые электроны, и т. д. Постепенно возникает лавина из миллиардов электронов, которая приходит на анод А. Если звезды не очень слабые, то с помощью электрофотометра и фотоумножителя можно получить точность измерения до 0,01 звездной величины и даже выше.
Фотоумножитель (схематично)
Телевизионные системы также позволяют регистрировать весьма слабые источники света, но из-за громоздкости и дороговизны они внедряются пока медленно.
Источник
ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:
CComment