Астрономическая оптика - Мaксутов Д.Д.
Скачать (прямая ссылка):
* Фотопластинки «экстра-рапид» вышли из употребления. Сейчас, например, чаще других используются пластинки фирмы «Кодак» типа 103а-О, для которых \% ТтйХ=0Л—2.0 \§ А (Гшах выражено в минутах). — Прим. ред.
85
ляет всего лишь 1/57 часть освещенности центрального максимума и что во всем первом светлом кольце энергии в 12 раз меньше, чем в центральном кружке. Но так как экспозиция подобрана для получения лишь первого следа на пластинке от центрального максимума, то освещенность от первого кольца, очевидно, лежит значительно ниже пороговой освещенности и пластинка на нее никак не реагирует.
Зеркальный объектив рекомендуется с той целью, чтобы исключить возможность трудно учитываемого почернения из-за ореола остаточного хроматизма обычных линзовых объективов.
Таким образом, в случае безаберрационного объектива сколь угодно большого относительного отверстия, т. е. дающего исключительно мелкое дифракционное изображение, предельное изображение звезды на пластинке представляет собою группу из значительного числа восстановленных зерен серебра. Поперечник этого пятна для тех сортов пластинок, которыми обычно пользуются астрономы, близок к 30 мкм.
Увеличение времени экспозиции вызывает дальнейшее восстановление прилегающих к изображению зерен: темное пятнышко на пластинке чернеет и растет в поперечнике; для ярких звезд в крупных инструментах и при продолжительных экспозициях изображения звезд могут представляться в виде черных дисков с деградированными краями и с поперечниками, значительно превосходящими 1 мм.
Но звездного изображения с поперечником, значительно меньшим 30 мкм, на обычных пластинках получить не удается, и виновато в этом фотографическое рассеяние.*
На всяком звездном снимке одновременно фигурируют изображения звезд различной звездной величины. В зависимости от размеров инструмента, времени экспозиции и сорта пластинки какая-то звездная величина оказывается предельной. Изображения звезд этой предельной величины и являются серенькими дисками с деградированными (размытыми) краями и с поперечником около 30 мкм; все же остальные более яркие звезды представляются дисками и более черными, и более крупными. Чем ближе звезды к предельной величине, тем теснее могут быть сближены их изображения, не сливаясь в одно общее пятно, т. е. тем выше окажется разрешающая сила.
Оказывается, что предельные и близкие к ним звезды удается разрешить, когда расстояние между центрами их изображений близко к половине диаметра пятна, т. е. близко к 15 мкм. Здесь на помощь нам приходит то обстоятельство, что у изображения звезды всегда имеется несколько большая плотность в центре и деградированные края. Не будь этого, мы бы считали данную
* В настоящее время достигнутый минимальный размер изображений звезд на фотографиях в хороших телескопах и при отличных атмосферных условиях составляет 18 мкм. — Прим. ред.
86
звезду двойной — только потому, ч/го ее изображение не круглое, а несколько вытянутое или овальное; но такие аберрации, как астигматизм и кома, могут создавать овальные, вытянутые и вообще некруглые изображения, а потому на одной только некруглоте формы опасно было бы базироваться, не чувствуя хотя бы слабого намека на два центральных ядрышка в изображении двойной звезды.
Итак, для обычных фотослоев примем, что предельное разрешаемое расстояние близко к 15 мкм. Разрешающую силу фотослоя следует измерять обратной величиной; обычно принято выражать ее числом разрешаемых линий на 1 мм. Нетрудно видеть, что обычный фотослой разрешает около 67 линий на миллиметр.
Читатель не мог не заметить крайней примитивности и упрощенности наших выводов; так, изображение линии мы отождествили с изображением точки. Но нет смысла более строго решать задачу для такого непостоянного и неоднозначного процесса, как процесс фотографический. Важно представлять себе порядок величин.
Предельному расстоянию 15 мкм между изображениями звезд на пластинке соответствует некоторый предельный разрешаемый угол рф для самих звезд на небе. Если / есть фокусное расстояние фотообъектива, выраженное в миллиметрах, то, очевидно
0.015 3100 ....
рф = —^— = —— сек. дуги. (4/)
1 Так, фотообъектив с фокусом 3100 мм мог бы разрешить на снимке двойную звезду с взаимным расстоянием 1", конечно, если обе составляющие приблизительно одинаковой яркости и если эта яркость близка к предельной для данных условий съемки.* Но не во всех случаях, даже при идеально спокойной атмосфере и идеальном гидировании инструмента, формула (47) оказывается справедливой. Чтобы получить предельное пятно почернения с поперечником —30 мкм, необходимо иметь достаточно мелкое дифракционное изображение звезды, т. е., согласно формуле (9), достаточно светосильный инструмент.
Дифракционные изображения можно уподобить точке лишь в том случае, если радиус г дифракционного кружка составляет какую-то малую часть от 15 мкм.|
Если вспомнить (рис. 7), что распределение освещения в дифракционном кружке не равномерное, но с явно выраженным благоприятным максимумом и если допустить, что в образовании первых следов изображения предельной звезды участвует только самая центральная часть дифракционного кружка вблизи максимума то можно достаточно правдоподобно для наших целей
