Методи реєстрації випромінювання небесних тіл

Размещено на http://www.allbest.ru/

МЕТОДИ РЕЄСТРАЦІЇ ВИПРОМІНЮВАННЯ НЕБЕСНИХ ТІЛ

Для реєстрації зображення, що будується у фокальній площині телескопа його оптичною системою, а також для всебічного вивчення потоків випромінювання від далеких світил у сучасній астрономії розроблено ряд приймачів випромінювання і допоміжних приладів.

Серед загальних характеристик приймача випромінювання виділяють такі: астрономія випромінювання фотометричний колориметрія

Чутливість -- інтенсивність реакції або відгук на світловий сигнал.

Поріг чутливості -- мінімальне значення потоку (освітленості), яке ще можна зареєструвати.

Спектральна характеристика -- залежність чутливості від довжини хвилі.

Шум -- флуктуації на виході приймача, які знижують поріг його чутливості.

Світлова характеристика -- залежність величини корисного сигналу на виході приймача від потоку (освітленості). Така залежність може бути лінійною, логарифмічною тощо.

Динамічний діапазон -- відношення максимального потоку (освітленості) до мінімального, які можуть бути виміряні приймачем.

Квантовий вихід -- величина, обернена найменшій кількості квантів світла, потрібних для реєстрації мінімального світлового сигналу.

Приймачі: Око, Фотографічна емульсія, Фотоелектронні помножувачі, Твердотільні фотоприймачі.

Допоміжні прилади

Світлофільтри. Світлофільтри, для яких , називаються широкосмуговими, при -- середньосмуговими і при -- вузько смуговими

Спектрографи. Спектральний апарат може бути призмовим, або -- дифракційним спектрографом.

Поляриметри

Фотомметр -- пристрій для вимірювання будь-яких із фотометричних величин, частіше інших -- одної або багатьох світлових величин.

При використанні фотометра здійснюють конкретне просторове обмеження потоку випромінювання і реєстрацію його приймачем випромінювання із заданою спектральною чутливістю. Освітленність вімірюють люксметрами, світловий потік і світлову енергію -- за допомогою інтегруючого фотометра. Пристрої для вимірювання кольору об'єкта називають кольорометрами.

1. Основи астрофотометрії.

Фотометрія -- розділ астрофізики, завданням якого є вимірювання кількості світлової енергії, що надходить до спостерігача від небесних світил.

Фотометрімя (дав.-гр. ц?т, родовий відмінок цщфьт -- світло і мефсЭщ -- вимірюю) -- загальна для всіх розділів прикладної оптики наукова дисципліна, на основі якої проводяться кількісні вимірювання енергетичних характеристик поля випромінювання.

Фотометрія як наука почалась в 1760-х з робіт Ламберта, який сформулював закон дифузного відбиття світла (закон Ламберта) і Бугера, який сформулював закон поглинання світла (закон Бугера - Ламберта - Бера).

Перший із законів фотометрії -- закон зворотних квадратів -- був сформульваний Йоганном Кеплером у 1604 році.

Де: E -- освітленість

--відстань від джерела до об'єкта

--сила світла точкового джерела

--кут падіння променів відносно нормалі до поверхності.

На будь яких відстанях:

Видима зоряна величина: т , де т₀ =-13,9^т - зоряна величина, що відповідає освітленості в 1 люкс. (фізіологічний закон Вебера-Фехнера).

Закон Погсона: якщо зоряні величини двох зір відрізняються точно на одиницю, то відношення їхніх блисків Е(т) і Е(т+1) є:

.

,

- ця залежність називається формулою Погсона.

Параметр був введений на початку XX століття з введенням в астрономічну практику фотографії, через те, що відносна яскравість зірок на фотопластинках відрізнялася від спостережуваної візуально, так як максимум чутливості людського ока доводиться на жовто-зелену частину спектра, а застосовувалися тоді фотоемульсій - на синю. Внаслідок цього холодні зірки пізніх спектральних класів виглядають яскравіше при візуальному спостереженні, а гарячі зірки ранніх спектральних класів - при фотографічному. Таким чином, червоні зірки з низькою температурою поверхні мають показник кольору ок. +1,0 M, а біло-блакитні, з високою температурою поверхні, - близько -0,2 m.

Показник кольору або колор-індекс -- різниця між зоряними величинами зорі у двох різних спектральних смугах, перша з яких має меншу довжину хвилі. Показник характеризує температуру зорі, тобто, її колір. Зі збільшенням показника кольору температура зменшується.

У загальному вигляді показник кольору m у двох діапазонах спектральної чутливості i та j визначається таким чином:

де - розподіл енергії в спектрі зірки;

- криві спектральної чутливості фотоприймачів.

Набір кривих спектральної чутливості задає фотометричну систему, в якій вимірюється показник кольору, при цьому враховують також пропускання

атмосфери, Константа З вибирається таким чином, щоб показник кольору дорівнював нулю для зірок еталонного спектрального класу (звичайно A0V).

В астрофотометрії використовується ряд фотометричних систем, заданих на різній кількості спектральних діапазонів. Залежно від числа діапазонів такі системи можуть бути двоколірними (історично перша візуально-фотографічна система з одним показником кольору; система BV - Blue-Visual), триколірними ( система UBV - Ultraviolet-Blue-Visual з двома показниками кольору) і т.д.

Колірною або спектрофотометричною наз. температура такого чорного тіла, випромінювання якого у певному інтервалі довжин хвиль має розподіл інтенсивності, найближчий до спостережуваного.

Яскравісною наз. температура такого чорного тіла, яке у заданій частоті (довжині хвилі) випромінює з одиниці поверхні таку ж кількість енергії, що й досліджуване тіло.

Якщо за допомогою світлофільтрів визначити видимі зоряні величини m_л1 і m_л2 у двох спектральних діапазонах з ефективними довжинами хвиль л₁ та л₁ то різниця цих зоряних величин: СІ = m_л1 - m_л1 буде цілком конкретною (числовою!) характеристикою кольору зорі. Вона називається показником кольору або колор-індексом. Метод визначення показників кольору називається колориметрією.

Стандартна відстань - 10 пк.

Абсолютна зоряна величина

З (1): і

за формулою Погсона , що й дає шуканий зв'язок величин М, m та r:

M=m+5 - 5lgr

Різниця видимої та абсолютної зоряних величин m - M = 5(lg r-1) називається модулем відстані.

Система UBV (яка також називається системою Джонсона або система Джонсона-Моргана) - фотометрична система, розроблена в 1950-х рр.. американськими астрономами Гарольдом Л. Джонсом і Вільямом У. Морганом для класифікації зірок залежно від їх кольору. Система заснована на вимірюванні зоряних величин у трьох широких смугах спектру, названих U (ultraviolet - ультрафіолетовий), B (blue - синій) і V (visual - візуальний), які зосереджені на довжинах хвиль 350, 430 і 550 нм відповідно. Вибір кольорів з блакитної частини спектра був зроблений тому, що фотоплівки того часу були найбільш чутливі в цій області спектра. Нульовою точкою BV і UB показників кольору був визначений показник кольору для зірок спектрального класу A0 V, який не залежить від ефекту міжзоряного почервоніння.

Показники кольору, тобто величини різниць (U-B) і (B-V), можна використовувати для визначення деяких фізичних властивостей окремих зірок або їх груп. Найбільш часто використовується різниця (BV), причому B і V, якщо говорити дуже спрощено, відповідають фотографічній і візуальній зоряним величинам. Показник кольору (BV) зручний тому, що для більшості зірок він відносно швидко і легко вимірюється, залишаючись хорошим індикатором спектрального класу. Це одна із змінних, що використовуються при побудові діаграми колір-зоряна величина (Діаграма Герцшпрунга - Рассела). Щоб розширити можливості методу, в 1965 р. Джонсон запропонував використовувати додатково ще кілька смуг в інфрачервоній частині спектру (від 0,7 до 10,2 мкм). Вони були названі R, I, J, H, K, L, M і N.

UBV система має ряд недоліків. Короткохвильова відсічка фільтру U визначається головним чином земною атмосферою, а не самим фільтром. Таким чином, спостережувані величини можуть змінюватися з висотою і зміною атмосферних умов. Тим не менш, велике число вимірювань були зроблені в цій системі, в тому числі і багатьох яскравих зірок.

В астрономії, під фотометричної системи розуміють набір добре вивчених спектральних смуг (фільтрів) з відомою чутливістю до падаючого випромінювання. Чутливість зазвичай залежить від використовуваних оптичних систем, детекторів і фільтрів. Для кожної фотометричної системи визначено набір первинних фотометричних стандартів - зір з «точно» відомої зоряною величиною в кожній смузі.

Зоряна фотометрія зародилася ще до народження фотографії. У каталозі Боннський огляд вперше був приведений великий масив зоряних величин, виконаний за допомогою окомірних оцінок. Пізніше зоряні величини почали визначати з появою фотографії. Виявилося, що зоряні величини одних і тих же світил виміряні оком або фотографічно можуть сильно відрізнятися. Це походить від того, що максимальна чутливість людського ока припадає на довжину хвилі близько 5500 Е, а перші фотопластинки мали максимальну чутливість в більш короткохвильовому діапазоні, приблизно на 4000 Е. З появою Ортохроматичні фотопластинок, чия чутливість приблизно відповідає чутливості людського ока, стало можливим створити двох смугову фотометричну систему, що одержала назва міжнародної системи зоряних величин.

Різницю між зоряними величинами світила у двох діапазонах стали називати показником кольору.

Перша фотометрична система, в сучасному розумінні, була побудована Гарольдом Джонсоном в кінці 40-х років XX ст. До цих пір вона залишається найбільш поширеною, незважаючи на те, що вже створено понад 200 нових, більш суворих фотометричних систем.

У застосуванні до астрономічних об'єктів перед фотометрією ставиться два основних завдання:

1. Визначення зоряних величин світил. На підставі цього проводиться пошук змінних зір, визначення їх амплітуд і періодів.

2. Відновлення початкового розподілу енергії в спектрі досліджуваного об'єкта.

У залежності від поставлених завдань застосовують фотометричну систему з потрібним набором фотометричних смуг і стандартів.

Будь-який прилад має різну чутливість у різних діапазонах спектра. Залежність чутливості приладу від довжини хвилі називають кривою реакції приладу. Якщо прилад налаштований для роботи в якійсь смузі фотометричної системи, говорять про криву реакції фотометричної смуги.

Б. Стремгрен на початку 60-х років XX ст. запропонував використовувати наступний розподіл фотометричних систем:

· широкосмугові;

· середньо смугові;

· вузько смугові.

Критерієм була обрана напівширина (ширина на рівні 50% пропускання по відношенню до максимуму). Для широкосмугових систем ця величина перевищує 300Е, для вузько смугових вона менше 100Е.

Широкосмугові системи виникли як реалізація природних фотометричних смуг, таких як крива видноти очей, крива чутливості фотопластинки і т.д. До переваг таких систем відносять високу проникну здатність, оскільки при фотографуванні вимагають менших витрат часу. Їх загальним недоліком є те, що на великому інтервалі спектра зустрічається може зустрічатися безліч різних особливостей, які усереднюються при вимірюванні. Найбільш відомою широкосмугового системою є UBV.

Границя вузько смугових систем вибрана таким чином, щоб властивості випромінювання в кожному фільтрі мало відрізнялося від монохроматичного. Такі смуги називаються квазімонохроматичними.

Середньо смугові системи користуються великою популярністю за те, що дозволяють поєднати переваги широко-і вузько смугових систем. З одного боку, їх смуги досить широкі, щоб можна було провести вимірювання досить слабких зірок за розумний час, з іншого, смуги досить вузькі, щоб можна було виміряти тільки потрібні ділянки спектру, необхідні для вирішення поставлених завдань.

Широкосмугові Фотометрична система UBV. Перша фотометрична система, створена Гарольдом Джонсоном в кінці 40-х років XX ст. Спочатку була визначена для 3-х фільтрів: U - ультрафіолетовий (англ. ultraviolt), B - блакитний (англ. blue), V - видимий (англ. visible). Згодом була додана четверта смуга R - червона (англ. red). Подальші дослідження дозволили продовжити цю систему в інфрачервоний діапазон спектру.

Аризонська фотометрична система. Створена в 60-х - 70-х рр.. XX ст. Г. Джонсоном і Р. Мітчелом в обсерваторії Місячної і планетарної лабораторії в Арізоні.

Фотометрична система Стремгрена. Одна з перших середньо смугових систем, створена Б. Стремгреном в 60-х рр.. XX ст. За популярністю поступається тільки системі UBV.

Вільнюська фотометрична система. Створена в 70-х рр.. XX ст. у Вільнюській астрономічної обсерваторії.

Одна з найбільш молодих фотометричних систем, використовувана в SDSS.

Якщо за допомогою світлофільтрів визначити видимі зоряні величини m_л1 і m_л2 у двох спектральних діапазонах з ефективними довжинами хвиль л₁ та л₁ то різниця цих зоряних величин: СІ = m_л1 - m_л1 буде цілком конкретною (числовою!) характеристикою кольору зорі. Вона називається показником кольору або колор-індексом. Метод визначення показників кольору називається колориметрією.

Колориметрія, іноді Кольорометрія (від лат. color -- колір та грец. мефсещ -- міряти) -- наука, що досліджує методи вимірювання, вираження кількості кольору і відмінностей кольорів, що виникла у минулому столітті.

Головну роль в її розвитку відіграло відкриття німецьким математиком Г. Грассманом законів, за якими яких кожен колір є сумою трьох інших кольорів, узятих у певних долях. При цьому такі кольори мають бути незалежними, тобто два з них, змішуючись, не повинні давати третій.

Визначення кольорового випромінювання пов'язано з суб'єктивним його сприйняттям, яке є різним у людей і залежить від умов спостереження. На практиці широко використовують такі суб'єктивні характеристики, як колірний тон, насиченість.

Колориметрія (колірні виміри) - методи. Вираження кольору й колірних відмінностей. Визначення кольору випромінювання пов'язане із суб'єктивним його сприйняттям, до-рої по-різному в різних людей і залежить від умов спостереження.

У колориметрії створені системи, у яких колір кількісно виміряється й виражається еталонними випромінюваннями, що змішуються в визнач. пропорціях. Таке об'єктивне вираження кольору відтвореними заходами здійснюється при строго заданих (стандартизованих) умовах спостереження. Характеристика кольору в К. тривимірна, тобто колір кількісно виражається трьома взаємозалежними параметрами. Тому колір у К. представляють трикомпонентним вектором у лінійному (неметричному) просторі. Основними можуть бути будь-які три кольори, кожний з яких не відтворюється двома іншими. Таких тріад кольорів, що утворюють колірну координатну систему, багато. Найбільш широко використовується система RGВ із червоного (red, R), зеленого (green, G) і синього (blue, В) основних кольорів, із суміші яких можуть бути отримані майже всі кольори, що реально зустрічаються. Будь-який вимірюваний колір S може бути представлений графічно в тривимірному колірному просторі координатами (так званих коефіцієнту кольору) на відповідні координатні осі з одиничними векторами R, G, B.

Якщо за допомогою світлофільтрів визначити видимі зоряні величини m_л1 і m_л2 у двох спектральних діапазонах з ефективними довжинами хвиль л₁ та л₁ то різниця цих зоряних величин: СІ = m_л1 - m_л1 буде цілком конкретною (числовою!) характеристикою кольору зорі. Вона називається показником кольору або колор-індексом. Метод визначення показників кольору називається колориметрією.

Размещено на Allbest.ru