Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Мaксутов Д.Д. -> "Астрономическая оптика" -> 40

Астрономическая оптика - Мaксутов Д.Д.

Maксутов Д.Д. Астрономическая оптика — М.: Наука, 1979. — 395 c.
Скачать (прямая ссылка): astronomicheskayaoptika1979.djv
Предыдущая << 1 .. 34 35 36 37 38 39 < 40 > 41 42 43 44 45 46 .. 145 >> Следующая

Таким образом, картина звездного изображения на пластинке представляется в следующем виде: предельная звезда оставляет свой первый след за-счет максимума кривой рис 31; поперечник этого следа, как мы условились, около 30 мкм. По мере роста времени экспозиции (или с увеличением яркости звезды) к первоначальному почернению присоединяется почернение от лучей все более и более широкого спектрального интервала, пока весь интервал — от Х=0.35 мкм до Х=0.54 мкм — не начнет действовать и вызывать соответствующее почернение.
Но первое время расширению спектрального интервала соответствуют очень малые приращения диаметров кружков рассеяния, что связано с квазипараболической формой хроматической
7*
99
#=100 мм
кривой рис. 30, тогда как в дальнейшем имеет место быстрый рост кружков рассеяния с ростом спектрального интервала.
В объективе с неустраненным хроматизмом изображение звезды представляется в виде ядрышка с деградированными краями и с диаметром, зависящим от яркости звезды и времени экспозиции.
В данном случае не следует смешивать последствий вторичного спектра с фотографическим рассеянием; конечно, второе всегда остается в силе, прибавляется к первому и усугубляет размытость изображения звезд.
ЗОмкм
Рис. 32.
Так как из табл. 24 нам известен не только относительный фотографический эффект в хроматических кружках, но и их радиусы рх+15 мкм, то можно вычислить суммарный фотографический эффект на различных расстояниях х от центра изображения звезды.
Приближенное интегрирование позволяет построить кривую рис. 32, в котором за начало координат принят центр звездного изображения, по оси абсцисс отложены расстояния х, а по оси ординат — относительные значения фотографического эффекта как суммы эффектов лучей всех длин волн. Из рассмотрения кривой рис. 32 делаем следующие интересные выводы. 4
Предельная звезда оставляет след на пластинке, диаметр которого, как мы предположили, равен 30 мкм. Звезда, вдвое более яркая или, выражаясь астрономически, отличающаяся на ДМ=0.75 звездной величины от предельной звезды, оставляет след диаметром около 40 мкм. При ДМ=1 звездной величине диаметр следа увеличивается до 43 мкм. При отношении яркостей 10 : 1, т. е. при ДМ=2.5 звездной величины, диаметр следа до-
100
стигает 68 мкм. Наконец, при весьма большом ДМ диаметр следа стремится к некоторому пределу, не превышающему, по-видимому, 200 мкм. Существование предела обусловлено, как это ясно, двумя причинами: во-первых, пределом спектральной чувствительности пластинки и, во-вторых, пределом пропускания ультрафиолетовой радиации атмосферой и линзами объектива. Не будь этих сдерживающих пределов, следы ярких звезд при объективе с неустраненным хроматизмом увеличивались бы беспредельно при беспредельном увеличении экспозиции.
Так как кривая рис. 32 не учитывает роли фотографического рассеяния, прогрессивно растущего с ростом времени экспозиции или яркости звезд, то в действительности пятна звездных изображений имеют еще большие диаметры.
Так влияет вторичный спектр на размеры фотографического изображения звезд различной яркости в том случае, когда диаметр объектива астрографа равен 100 мм. Нетрудно показать, что с ростом диаметра объектива диаметры хроматических кружков для различных длин волн соответственно возрастают, что следует из формулы (56), в которой Дзх// есть величина достаточно постоянная для ахроматов с фотографической коррекцией, изготовленных из любой пары нормальных сортов оптического стекла. Поэтому с ростом диаметра объектива кривая рис. 31 приобретает более резко выраженный максимум.
Казалось бы, что последнее обстоятельство благоприятно для крупных астрографов в смысле возможности получения более четких изображений звезд, отличных от предельных? Между тем это не так, а соответственное интегрирование приводит к кривым типа кривой рис. 32, даже несколько менее благоприятным в случае крупных объективов; впрочем, эта разница не настолько велика, чтобы кривая рис. 32 и сопровождающие ее пояснения потеряли свой смысл при определении порядка величины дисков звездных изображений, обусловленных вторичным спектром объективов.
Совершенно в таком же духе, как это было сделано для хроматической аберрации, можно вывести влияние любой аберрации на характер и размеры фотографического изображения звезды; для этого только нужно знать величину и ход кривой аберрации. Но так как остаточные аберрации, например сферическая, различны в различных объективах и часто зависят не только от вычислителя, рассчитывавшего объектив, но и от оптика, его изготовлявшего, то трудно и непродуктивно разбирать этот вопрос в общем виде.
В заключение рассмотрим влияние неудовлетворительной фокусировки пластинки на качество фотографического изображения. Этот вопрос мы рассматриваем здесь как родственный вопросу об аберрациях, хотя формально ничего общего с ним не имеющий.
101
Возьмем идеальный безаберрационный объектив и сместим пластинку с фокуса на величину Л. Очевидно, что вместо точечного* изображения на пластинке получится кружок радиуса рд, величина которого равна
Предыдущая << 1 .. 34 35 36 37 38 39 < 40 > 41 42 43 44 45 46 .. 145 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed