Астрономическая оптика - Мaксутов Д.Д.
Скачать (прямая ссылка):
В дальнейшем при изучении камеры Шмидта мы увидим, что в ней, как и в менисковой камере автора, еще более выгодно обойден закон четвертой степени косинуса w. В камере Шмидта падение освещенности пропорционально первой степени косинуса w. Правда, в камере Шмидта широкие поля трудно осуществимы и редко превышают 2w^20°. При таком поле cos410°=0.941, а a cos 10°=0.993; иными словами, в обычном объективе освещенность поля для w = 10° на 5.9% меньше центральной освещенности, в камере же Шмидта она снижена всего лишь на 0.7%, т. е. на величину, в 8 раз меньшую.
6'
83
Фотографирование ярких протяженных объектов, таких, как Луна и, планеты, не представляет специфических затруднений, так как требует сравнительно коротких экспозиций. При фотографировании Солнца приходится применять специальные затворы быстрого действия, но и тут, если не вычислением, то опытом, всегда можно установить надлежащее время экспозиции в зависимости от свойств фотоматериала и освещенности пластинки, которую мы уже умеем вычислять (41).
Значительно сложнее обстоит дело с фотографированием слабосветящихся протяженных объектов вроде туманностей или комет. Их яркость, как мы видели, настолько мала, что с нею уже начинает конкурировать яркость фона ночного неба. Малая яркость таких объектов не только требует чрезвычайно длительных экспозиций, исчисляемых часто многими часами, но и заставляет опасаться, что за такое время экспозиции фон неба заметным образом завуалирует пластинку: почернение от фона неба идет по характеристической кривой вдогонку за почернением от бледных мест туманности, и если почернение от фона неба вступило на прямолинейный участок характеристической кривой, то имеются все основания ожидать, что более яркие места изображения туманности давно уже прошли свой прямолинейный участок и перешли в область передержек и даже соляризации.
Поэтому для каждой светосилы инструмента и для каждого сорта пластинок должно существовать такое предельное время экспозиции Тт&х, при котором почернение от фона неба вступает в точку 2 кривой рис. 27 (для случая Е=соъъ1). Продолжать экспозицию дальше бесцельно, так как никаких новых контрастов в бледных частях туманности мы уже не зарегистрируем и в то же время рискуем потерять контрасты для более ярких частей туманности.
Зная порядок яркости фона ночного неба (величину в значительной степени непостоянную) и зная характеристики фотоматериала, можно вычислить предельное время экспозиции Гтах, пользуясь формулой (41).
Данжон и Кудер дают следующую эмпирическую формулу для ^шах» предполагая, что съемка производится на пластинках «экстра-рапид»:
1В Тшах = (0.6 - 2.325 ^ А) мин. (46)
В табл. 19 дано Ггаах в зависимости от относительного отверстия астрографа.
Таблица 19
А 1:1 1:2 1 :3.5 1:5 1:7 1:10 1 :14 1:20 1 :100
Т 1 шах . 4 мин 20 мин 1.2 ч 2.8 ч 6.2 ч 14 ч 31 ч 70 ч 2970 ч
84
Ґ
Так, при относительном отверстии 1 : 1 вредная вуаль от фона неба получается за 4 мин экспозиции, и экспозиции более длительные при такой светосиле лишены смысла; при относительном же отверстии 1 : 100 можно в ночные темные часы безнаказанно экспонировать пластинку в течение 2970 ч или более 100 сут в общей сложности.
С переходом на пластинки другой чувствительности изменяется, конечно, и время Гтах.*
В обсерваториях вблизи крупных населенных пунктов, где фон неба светлый из-за электрического освещения городов, особенно если воздух содержит много копоти и пыли, свечение фона неба не только конкурирует со светом слабых туманностей, но и перекрывает их. В таком случае числа табл. 19 катастрофически падают, а на снимках исчезают многие детали у бледных туманностей.
Современная астрофизическая обсерватория и крупный населенный центр, да еще промышленный, территориально несовместимы.
Фотографирование звезд существенно отличается от фотографирования протяженных объектов. Рассмотрим его более подробно. В проявленной и закрепленной пластинке восстановленные зерна металлического серебра заключены в тонком слое прозрачной желатины. Размеры этих зерен, вообще говоря, различны — от долей микрона до нескольких микронов. Но во всяком случае они значительно меньше тех темных пятнышек, которые являются изображениями предельных звезд на пластинке.
Если свет подействует только на одно зерно эмульсии, то восстановится не только это зерно, но целая группа прилегающих к нему зерен. Не касаясь сущности механизма этого явления, назовем его фотографической диффузией или фотографическим рассеянием.
Доказать реальность фотографического рассеяния можно было бы следующим образом. Возьмем светосильный зеркальный объектив, например, с относительным отверстием А = 1 : 5. Диаметр дифракционного кружка, как это следует из табл. 2, будет около 6 мкм. Если даже предположить чрезмерно большой поперечник для серебряного зерна в 5 мкм и допустить, что изображение звезды упало на промежуток между двумя зернами, едва коснувшись их, то и в этом случае поперечник почерневшего участка не должен бы превысить 16 мкм, между тем оно оказывается порядка 30 мкм. Объяснить восстановление не только этих двух зерен, но и группы соседних зерен тем, что на них упали кольца дифракционного изображения, никак нельзя: мы знаем, что наибольшая освещенность в первом дифракционном кольце состав-
