Реклама на сайте (разместить):



Реклама и пожертвования позволяют нам быть независимыми!

Астрофотография

Материал из Викизнание
Перейти к: навигация, поиск

Астрофотография

- искусство фотографировать небесные светила, область астрофизики, идущая в настоящее время гигантскими шагами вперед. Первые попытки фотографирования неба были сделаны Дрепером в Нью-Йорке в 1840. Ему удалось получить несколько дагерротипов Луны, диаметром в один дюйм, но результаты эти не внушали особых надежд на успешное применение фотографии к астрономии. Дагерротип Солнца был впервые получен Фуко и Физо в Париже в 1845 г., но опыт этот не был, по-видимому, повторен ими. Бонд в Кембридже (в Соед. Шт.) получил в 1850 г. дагерротип Луны при помощи 16-дюймового гарвардского рефрактора, и снимок его, бывший на Лондонской всемирной выставке 1851 г., побудил Варрена-де-да-Рю заняться фотографированием Луны, и в руках названного исследователя вскоре искусство это достигло высокой степени совершенства. В 1853 г. он получил уже несколько удачных снимков Луны новым коллодионным процессом. Но недостаток механической конструкции его аппарата препятствовал дальнейшим опытам, пока наконец Варрен-де-ла-Рю не построил себе собственную новую обсерваторию специально с целью фотографирования неба в Кванфорде, недалеко от Лондона. В том же году он построил по поручению Королевского общества в Лондоне специальный фотогелиограф для фотографирования Солнца в обсерватории в Кью. С 1858 г. в течение 14 лет производились ежедневные снимки Солнца (в ясные дни), и с тех пор постепенно многие другие обсерватории предприняли постоянное фотографическое регистрирование состояния Солнца. Так, в 1883 г. соединение гринвичских и индийских фотографий составило 340 дней, в течение которых Солнце было фотографировано, в 1885 г. 360 дней.


Первая фотография солнечного затмения была сделана в 1851 г. Бушем в Кенигсберге, но до 1860 г., кроме одного снимка Буша, не было ничего сделано в этой области. В 1860 г. во время затмения, полоса которого проходила через Испанию, Варрен-де-ла-Рю привез на полосу свой фотогелиограф, и с сходным прибором приехал и О. Секки. Сравнение снимков, полученных де-ла-Рю и Секки, впервые доказало тогда, что солнечные выступы, протуберанцы, действительно принадлежат Солнцу. После этого, в особенности во время затмений 1868 г., 1878, 1887 и 1889 г., были получены прекрасные снимки солнечных затмений, которые, однако, еще не вполне уяснили природу так называемой солнечной короны, окружающей Солнце во время затмений. Попытка Геггинса фотографировать корону без затмения, давшая сперва, по-видимому, хорошие результаты, оказалась после тщательного исследования вполне неудачною. Полученная на снимке около Солнца светлая полоса происходила от земной атмосферы, а не от солнечной короны.


Фотографировать комету впервые удалось Жансену в Медоне и почти одновременно с ним Дреперу в Нью-Йорке. С тех пор многие астрономы, а в особенности братья Анри в Париже, о деятельности которых более будет сказано ниже, получали прекрасные снимки комет. Столь же трудно было сначала фотографирование туманностей вследствие слабости их света. Сперва Дрепер в 1880 г., потом Жансен получили первые удачные снимки туманности Ориона. Коммон в 1883 г. получил прекрасный снимок этой туманности. В то же время братья Анри начинали свои замечательные работы в этой области, а в 1888 г. И. Робертс в Англии получил несколько поразительных по своим качествам снимков туманностей; в 1890 г. он продолжает разрабатывать приемы фотографирования небесных объектов и получает прекрасные результаты.


Спектр Солнца было сравнительно легко фотографировать вследствие большой яркости его. Труднее было сначала справиться со спектром неподвижных звезд. Однако уже в 1863 г. Геггинсу удалось получить первые снимки спектров Сириуса и Капеллы. Но эти первые снимки были только едва заметными полосками, которые еще ничего не давали исследователю. Только в 1876 г. ему удалось получить снимок звездного спектра, на котором уже можно было различить отдельные спектральные линии, а затем быстрое совершенствование фотографической техники дало возможность снимать не только видимую, или ультрафиолетовую, часть спектра звезд, но даже спектры комет и туманностей. В настоящее время в Гарвардской обсерватории в Америке изготовляется полное спектрофотографическое обозрение неба. Нет надобности фотографировать спектр каждой звезды отдельно. Призма, поставленная перед объективом зрительной трубы, по указанию Секки, дает сразу спектры всех звезд, видимых в поле зрения инструмента. Таким образом, напр., в 1886 г. был сразу получен снимок, содержавший спектры 40 звезд в Плеядах. Замечательное сходство этих спектров доставляет новое подтверждение предположения об общности происхождения звезд этой группы. Наконец, мы должны упомянуть еще о фотографических снимках планет, полученных различными астрономами.


Переходя к приложениям А. к чистой астрономии, помимо приложений ее к астрофизике, мы должны остановиться, главным образом, на замечательных работах братьев Анри, давших толчок этому новому методу астрономических наблюдений. Первые снимки звезд были получены в самом начале применений фотографии к небесным объектам, начиная с 1850 г. Уже в 1866 г. из снимка Плеяд, полученного Рутерфордом, Гульд мог заключить, что со времени Бесселя в этой системе звезд не произошло заметных перемещений. Но первые снимки, полученные братьями Анри в Париже в 1884 г., превзошли сразу все ожидания, которые возлагались астрономами на небесную фотографию. Звезды до 16-й величины получались отчетливым образом на пластинке, и, как показали измерения, фотографический снимок способен дать не менее точные сведения об относительном положении звезд, чем прямое наблюдение их посредством телескопа. Столь же искусные в шлифовании стекол для астрономических инструментов, сколько в технике фотографирования и в астрономических наблюдениях, братья Анри сами изготовили по поручению Парижской обсерватории астрофотографический телескоп, который вскоре дал в их руках блестящие результаты. Фотографический снимок Плеяд, полученный после трехчасовой экспозиции, заключал 1421 звезду, положение которых было таким образом сразу безошибочно фиксировано навеки, для чего потребовалось бы несколько лет усидчивого труда для обыкновенного наблюдателя-астронома. На этом же снимке оказалась новая туманность, открытая фотографией около звезды Майа. Блестящие снимки братьев Анри возбудили всеобщее восхищение, и в 1887 г. в Париже собрался первый международный конгресс делегатов большинства государств для обсуждения проекта построения полного фотографического атласа неба. На конгрессе этом работа фотографирования была распределена между различными обсерваториями северного и южного полушарий Земли, и к исполнению ее уже приступлено. На предпринятом атласе неба будут фотографированы звезды до 14-й величины включительно, из которых звезды до 11-й величины будут занесены в каталог. Если принять во внимание, что таких звезд будет более полутора миллионов, то легко понять, что составление этого громадного каталога займет немало времени. Фотографический атлас неба, вероятно, будет готов через 10 лет. Не вдаваясь в подробное перечисление отдельных пунктов постановления конгресса по поводу этого атласа, упомянем о следующих наиболее важных из них. Поле зрения фотографической трубы будет квадрат, стороны которого равны 2. Отдельные пластинки будут иметь 160 миллиметров в диаметре. Общее число всех пластинок, совокупность которых составит обозрение всего неба, будет около 120 0 0. Специальные постоянные комиссии изучают измерительные приборы для составления каталога по фотографическим снимкам и способов воспроизведения их и др. вопросов, связанных с изданием результатов трудов по составлению нового обозрения звездного неба.Астрофотография - метод наблюдения, применяющий фотографию при решении вопросов, изучаемых в астрономии. С середины 19 века этот метод стал широко входить в практику астрономических наблюдений, вытесняя прежние визуальные (с помощью глаза) способы и открывая новые пути изучения Вселенной. Эти успехи объясняются преимуществом фотографического метода. Фотографическая пластинка обладает способностью нако| лять световое воздействие с увеличением экспозиции и таким образом обнаруживать слабые небесные светила, которые нельзя увидеть даже в самые мощные телескопы. Эта сно 43 Б. с. э. т. з.

собность фотопластинки имеет, однако, предел, обусловленный свечением ночного неба (см.), вуалирующим пластинку при длинных экспозициях так, что изображения слабых звёзд теряются в этой вуали. Фотографирование в участках спектра, свободных от линий излучения ночного неба, даёт возможность отодвигать этот предел. Фотографич. метод наблюдений обладает ещё следующими преимуществами перед визуальными наблюдениями: он относительно объективен и документален; пластинка обладает способностью накапливать световое воздействие с течением времени; фотоснимок, представляет собой документ, к-рый можно хранить и к исследованию которого можно возвращаться по море надобности.

Обычная фотографич. эмульсия чувствительна к лучам фиолетового конца спектра я под воздействием невидимых ультрафиолетовых лучей запечатлевает детали, недоступные непосредственно человеческому глазу. За последнее время созданы пластинки с сильно повышенной чувствительностью к жёлтым, красным и даже инфракрасным лучам. Всё это позволяет проникать в глубины пространства и изучать объекты весьма малой светимости. Достаточно сказать, что с помощью больших рефлекторов можно сфотографировать звёзды, в миллионы раз более слабые, чем те, к-рые видны невооружённым глазом, а отдалённые звёздные системы, находящиеся за пределами нашей Галактики, обнаруживаются ф>тографич. методом на расстояниях до 1022 км, которые свет проходит в течение тысячи миллионов лет.

Преимущество фотографии заключается также в возможности одновременно нолучать на снимке изображения многих объектов на небе или одного объекта во всех его деталях, напр, области в Млечном Пути или корону Солнца во время солнечных затмений. Снимок можно затем исследовать в спокойной лабораторной обстановке с разных точек зрения. С помощью фотографии были составлены подробные звёздные атласы и. карты (см.), получены снимки Луны, Солнца, плапет, комет и туманностей.

При фотографировании деталей поверхности небесных тел большое значение имеет спокойствие воздушных слиёв, сквозь к-рые идёт к нам луч света. Чем слабее поверхностная яркость объекта, тем продолжительнее должна быть экспозиция, а за это время неспокойствие воздуха может ослабить резкость изображений на пластинке. Другой причиной размытости фотографич. изображений является зернистое строение светочувствительного слоя. Размеры кристаллов бромистого серебра фотографич. эмульсии обычно не превосходят 1 ц. При проявлении снятой пластинки восстанавливается серебро целой группы зёрен, окружающих ту точку пластинки, на к-рую подействовал свет, вследствие этого, как бы ни был мал по своим видимым размерам источник света, его изображение получается всегда значительно больше поперечника зерна эмульсии. Для обычных сортов пластинок минимальный диаметр изображения светящейся точки составляет в среднем около 25 ц. Таково предельное изображение самой слабой звезды на пластинке, хотя на самом деле нельзя увидеть реальных дисков у звёзд вследствие их огромных расстояний от нас.

Чем ярче звёзды, тем больше диаметры фотографич. изображений звёзд и тем больше плотность их почернения. Вследствие этого оказалось возможным применить фотографич. метод для пзуче пия блеска и поверхностной яркости небесных объектов. Эта область астрофизики получила название фотографической астрофотометр и и (ст. Астрофизика). Точно так же исследование с помощью фотографии спектров небесных тел, будь то определение степени почернения спектральных линий или их относительного положения, обособилось в специальный отдел астрофизики, получивший название фотографической астр о-спектроскопии. В настоящее время часто под А. понимают более узкую область астрономии - фотографическую ас т р о м е т-рию (см. Астрометрия). Основные задачи фотографической астрометрии заключаются в определении небесных координат светил, собственных движений звёзд и пх тригономстрич. параллаксов, а также в определении движений компонентов в двойных и кратных звёздных системах и спутников планет. Открытия новых малых планет (см.) и слабых комет (см.) совершаются в настоящее время исключительно фотографическим путём. Весьма плодотворным оказалось применение фотографии к изучению метеоров (определение их высот, скоростей и орбит).

Первые попытки применения фотографии в астрономии практически совпадают с открытием п 1839 нескольких способом проявлять и закреплять «скрытое изображение», вызываемое светом на галоидных соединениях серебра (см. Фотография). Однако эти попытки не могли стать широко применяемым новым методом исследования небесных объектов, т. к. сложность работы и малая светочувствительность пластинок позволяли применять фотографию лишь для съёмки наиболее ярких небесных светил. В 50-х гг. 19 в. был изобретён мокрый коллодионный процесс изготовления светочувствительных слоев, вскоре использованный в астрономии. К копну 50-х - началу 60-х гг. относится всё более и более частое применение фотографии в астрономии, особенно при наблюдениях Солнца, Луны и наиболее ярких звёзд. Первый инструмент, построенный специально дли фотографирования Солнца, был установлен в Англии в 1858, а второй - в России на обсерватории в Вильно в 1861. В начале 70-х гг. приборы для фотографирования Солнца были установлены на обсерваториях в Пулкове и в Москве, причём с помощью последнего были проведены многочисленные наблюдения для изучения сложного закона вращения Солнца. В конце 70-х- начале 80-х гг. были сделаны попытки фотографирования больших участков звёздного неба. В России первые такие фотографии были получены А. А. Лелочолькким (см.) п Москве в 1883. В 80-х гг. были изобретены сухиебро.ножелатппиые фотопластинки высокой чувствительности, и фотографирование небесных светил получило широкое распространение.

Высокая точность измерений фотографий основывается на свойстве слоя броможелатнповой эмульсии сохранять при высыхании, после проявления п промывки в воде, своё прежнее положение на стеклянной поверхности пластинки. Многочисленные исследования показали, что смещение слоя при этом но превышает нескольких десятых долей микрона и только у краёв пластинки могут достигать нескольких микронов.

Инструмент, служащий для фотографирования небесных объектом, обычно представляет собой рефрактор (см.) или зеркальный телескоп - ре/>лккигор (см.) на параллактической установке, к к-рому вместо окуляра прикрепляется кассета. Часовой механизм, вращающий инструмент вслед за суточным движе нием небесной сферы должен обладать высокой точностью, чтобы изображения звезд в течение съёмки не смещались на пластинке. Для контроля правильности хода часового механизма необходимо иметь возможность следить за звездой во время съёмки, что обычно осуществляется при помощи второй трубы, смонтированной параллельно первой на той же установке. Такая труба носит название ведущей. В поле зрения ведущей трубы натянут крест паутинных нитей, к-рыи наводится на фотографируемое или близкое к нему светило. Наблюдатель следит, чтобы звезда не сходила с креста нитей в течение съёмки, а в случае незначительного смещения с помощью микрометренпых винтов либо ускорения, пли замедления хода часового механизма, движущего трубу, пповь наводит па звезду пересеченно нитей. Для целей фотографической астрометрии обычно используют рефракторы, так как они по сравнению с рефлекторами обладают значительно большей устойчивостью к температурным и механич. влияниям и сохраняют это свойство на протяжении десятков лет, что важно, напр., при определении собственных движений зпёзд. Рефл >к-торы употребляют для фотографирования слаСых объектов, когда необходима большая светосила инструмента. Они часто применяются при фотографировании спектров и при фотометрических работах.

Фотографический рефрактор носит название астрографа (см ). Он характеризуется в основном фокусным расстоянием и диаметром своего объектива. Короткофокусные астрографы обычно имеют фокус менее I. м (изредка 2-2'/2 м) и относительное отверстие or 1 : 1,5 до 1 : 8. Поле, охватываемое на небе таким астрографом, составляет несколько сот квадратных градусов, причём масштаб на пластинке зависит от фокусного расстояния. При фокусном расстоянии в tiO см масштаб равен примерно \° на 1 см. Такие астрографы используются для фотографирования больших областей звёздного неба для открытия и наблюдении малых планет и комет, для открытия и исследования переменных и новых звёзд п для приближённого определения их небесных координат. Ещё более короткофокусные астрографы употребляются для фотографирования метеоров и определения высоты их полета в земной атмосфере. Астрографы с фокусным расстоянием порядка 2- 3 м и относительным отверстием около 1 : 10 служат гл. обр. для определения точных положений светил и собственных движений звёзд. Поле таких астрографов не превышает нескольких десятков квадратных градусов, и изображения звёзд, даваемые четы-рёхлинзовыми объективами, резки и круглы почти до самых краёв пластинки. Длиннофокусные астрографы имеют фокусное расстояние около 10 м и относительное отверстие примерно 1 : 15. Их двух-лнизовые объективы охватывают поле не более двух квадратных градусов и служат для определения звёздных параллаксом п измерения двойных звёзд. Для выполнения этих задач необходимы снимки высокой точности.

Пластинки, полученные с помощью астрографа для определения положений звёзд и других объектов, после проявления и сушки могут быть измерены в лаборатории на измерительные астрономических приборах (см.). Положения звёзд на пластинке определяются в линейной прямоугольной системе координат, после чего по формулам можно получить обычные угловые экваториальные координаты светил, так' пак фотографич. снимок является центральной проекцией небесной сферы на плоско сти. Расчёты усложняются вследствие необходимости учитывать влияния различных погрешностей инструментального характера и основываться па намерении нек-рого числа зиёзд с уже известными координатами. Измерительные приборы снабжены точно разделёнными миллиметровыми шкалами, или мпкрометрнч. пинтами, позволяющими нропз-подить отсчёты с точностью до 0,5ц. Точность намерения положения звезды на п.час/iлике составляет 1,5-2 ц. В угловой мере это соответствует 0,1" для астрографов с фокусом около ','> м.

В А. имеет большое распространение блчкк-микро-скоп (см.). Этот н[)нбо|) позволяет сравнивать между собой две пластинки (фотографии) одной и тон же области неба. Пластишш вставляются и прибор таким образом, что можно быстро, открывая и за-крывая заслонку на пути лучей, видеть в окуляр то одну, то другую пластинку. Когда изображения одних и тех же звёзд на обеих пластинках оптически совмещены, то легко заметить различия на снимках, снятых в разнос время. Таким образом могут быть обнаружены смещения звёзд, т. е. их собственные движения, если промежуток времени между снимками достаточно лелнк. Можно найти переменные звёздм, новые планеты или кометы. Именно таким путём была найдена в 1930 самая далёкая из известных до снх пор планет солнечной системы Плутон (см.). Такой прибор с успехом используется для нахождения малых планет. В Симеизской обсерватории в Крыму с помощью двойного астрографа получают одновременно два снимка одной и той же области неба. Малые планеты выходят на снимках точками или чёрточками, причём для уверенного отождествления необходимо сравнить обе пластинки между собой. В Симеизе, сравнивая парные снимки, Г. П. Пеуймпн и С,. И. Белявский открыли свыше сотни новых малых планет. В СССР, гл. обр. в Москве п Симеизе, различными исследователями с помощью блнпк-мнкроскоиа открыто около тысячи переменных звёзд.

Фотографический метод по позволяет непосредственно определить положение светил на небесной сфере относительно принятой в астрономии системы координат. Положение объекта на фотографии, пластинке получается относительно звёзд, небесные координаты к-рых известны из заёздпш.г. каталогов (см.). Имея на пластинке несколько таких опорных звёзд, можно найти координаты всех других. Выгода фотографии, метода заключается в экономии времени и труда, а точность результатов оказывается даже выше, чем при наблюдениях визуальными способами. В настоящее время при составлении звёздных каталогов меридианными кругами определяют положения только опорных звёзд, а астрографами - всех звёзд каталога. Работы такого рода, охватывающие всю небесную сферу, требуют огромного труда и производятся силами многих обсерваторий.

Собственные движения звёзд, выражаемые в угловой мере, определяются на фотографии, пластинке также только относительным путём. Но в качество опорных объектов можно выбрать отдалённые внегалактические туманности (см.) и направления на них считать практически неизменными. Таким образом можно получить собственные движения звёзд пашен Галактики относительно неподвижной системы сферич. координат. За последние годы советскими астрономами б|>ш предложен грандиозный план определения положений п собственных движений 16 000 звёзд 7-9 величины относительно внегалактических туманностей. Работа уже начата на обсер 43*

ваторнях СССР. С помощью астрографов п Пулкове, Москве н Ташкенте получены фотографии избранных площадок на небе со звёздами и внегалактическими туманностями. Точность определений собственных движений звёзд фотографии, путём весьма высока. Она зависит от промежутка времени ме/кду экспозициями сравниваемых фотопластинок, от фокусного расстояния астрографа, от точности измерений и от методики их обработки. Для выяснения многих вопросов звёздной динамики необходимо знать годичные собственные движения звёзд с ошибкой до двух-трёх тысячных долей секунды дуги. Многие современные определения уже достигли такой точности.

Одной нз наиболее трудных задач фотографич. астрометрии являются измерения тригонометрии, параллаксов, лежащих п основе определения всех расстояний во Вселенной. Современные наблюдения параллаксов звёзд длиннофокусными астрографами требуют большого искусства и тохшгч. совершенства, так как измеряемые параллактич. смещения звёзд крайне малы. Несмотря па высокую степень точности фотографии, метода, тригонометрии, параллаксы могут быть определены для звёзд, находящихся от нас не далее чем на 400-500 световых лет. Также трудна задача измерения двойных звёзд. Если компоненты двойной звезды не слишком близки друг к другу, то фотографич. метод даёт точность, превосходящую точность визуальных наблюдений. В случае тесных двойных звёзд измерения могут быть ошибочными из-за фотографии, эффекта взап-модойствия двух соседних изображений на пластинке. Этот аффект был открыт в 190(5 С. К. Костшшким при измерении снутника Нептуна в Пулкове и назван его именем. Произведённые С. К. Костннским фотографии, наблюдения спутников планет, а также определения параллаксов звёзд н их собственных движений были одними из первых работ такого рода. Произведённые 11. К. Штернбергом в Москве с 1902 фотографические наблюдения двойных звёзд были также первыми работами в этой области.

Весьма важны фотографич. наблюдения поверхностей планет, Солнца, Лупы и изучение строения туманностей, пометных хвостов и солнечной короны. Непревзойдённые по качеству изображений фотографии солнечных пятен и грануляции произвёл А. П. Ганский в Пулкове в начале 20 в. А. подтвердила существование главнейших «каналов» на Марсе, причём первые такие снимки произвёл Г. А. Тихон в Пулкове в 1909 (см. Марс). Прекрасные фотографии солнечной короны были получены С. К'. Коетпнеким, А. А. Михайловым и Г. А. Тиховым. В 1904 и 1907 С. Н. Влажно получил отличные фотографии спектров метеоров и дал правильное их толкование.

Фотографический метод позволяет проверить предсказанный Эйнштейном эффект отклонения лучей света в поле тяготении большой массы. Для этого во время полных солнечных затмений производят фотографирование звёзд вокруг Солнца и сравнивают полученный снимок со снимком той же области неба, произведённым через полгода ночью. Измеренные смещения звёзд в общем подтвердили предсказанный теорией эффект, хотя и дали величину несколько больше теоретической. Такая работа была выполнена А. А. Михайловым при фотографических наблюдениях полного солнечного затмения 19 июня 193G.

В последнее время всё большее и большее применение в изучении Солнца приобретает киносъёмка,

позволяющая подмечать и изучать быстро протекающие процессы на солнечной поверхности и в солнечной атмосфере.

Лит.: Костянский С. К., Основы фотографической астрометрии, в кн.: А м б а р ц у м и а и В. А. (и др.], Курс астрофизики и звёздной астрономии, ч. 1, Л. -М.. 1934; Бугославскан Е. Я.. Фотографическая астрометрия. Моек ва - Ленинград. 1947; Ворон-цов-ВельяминовБ. А., Курс практической астрофизики, М.-Л., 1940.


Требуется проверка викификации!
Шаблон:Проверить источники


Статья из Большой советской энциклопедии

Эта статья подлежит модернизации и корректировке!

Если Вы заметили неточность — Вы можете исправить её с помощью ссылки редактировать (или править) на этой странице.


Требуется сведение текстов!

Эта статья фактически состоит из нескольких не связанных между собой фрагментов. Требуется исправить ее так, чтобы она была однородной! Вы можете сделать это с помощью ссылки редактировать или править.

Статью можно улучшить?
✍ Редактировать 💸 Спонсировать 🔔 Подписаться 📩 Переслать 💬 Обсудить
Позвать друзей
Вам также может быть интересно: