В современной астрономии глаз наблюдателя используется в качестве приемника излучения не очень широко, главным образом при гидировании или в астрометрических наблюдениях. Почти все виды астрофизических исследований выполняются с помощью приемников других типов. Чувствительность глаза зависит от длины волны. В среднем глаз наблюдателя
наиболее чувствителен к излучению с длиной волны l m = 5550 Е (зеленый цвет). По мере удаления от l m в обе стороны чувствительность глаза уменьшается и падает
до нуля около 3900 и 7600 Е. Это – фиолетовая и красная границы видимой, или визуальной, области спектра. Зависимость чувствительности приемника излучения от длины волны называется спектральной характеристикой. Спектральную характеристику глаза часто называют кривой видности. У разных наблюдателей кривые видности несколько различаются. Средняя кривая видности дневного зрения, принятая международным соглашением, приведена на рис. 109, а. Максимум кривой видности ночного зрения сдвинут в сторону коротких волн примерно на 450 Е.
Минимальный поток излучения, который может быть обнаружен приемником, называется его порогом чувствительности. Порог чувствительности глаза очень мал – около
10-9 эргЧ сек –1. Это соответствует примерно 103 квант/сек. Для того чтобы глаз достиг такой чувствительности, наблюдатель должен некоторое время побыть в темноте, адаптироваться. Явление адаптации к темноте состоит в том, что увеличивается диаметр зрачка, восстанавливается чувствительность ночного зрения и на сетчатой оболочке появляется особое светочувствительное вещество (зрительный пурпур). В результате глаз становится чувствительным к слабому освещению. Способность к адаптации позволяет глазу работать в очень широком диапазоне освещенностей (от дня к ночи освещенность изменяется, например, в 108 раз).
§ 112. Астрофотография
С середины прошлого века в астрономии стал применяться фотографический метод регистрации излучения. В настоящее время он занимает ведущее место в оптических методах астрономии. Длительные экспозиции на высокочувствительных пластинках позволяют получать фотографии очень слабых объектов в том числе таких, которые практически недоступны для визуальных наблюдений. В отличие от глаза, фотографическая эмульсия способна к длительному накоплению светового эффекта. Очень важным свойством фотографии является панорамность: одновременно регистрируется сложное изображение которое может состоять из очень большого числа элементов. Существенно, наконец, что информация, которая получается фотографическим методом, не зависит от свойств глаза наблюдателя, как это имеет место при визуальных наблюдениях. Фотографическое изображение, полученное однажды, сохраняется как угодно долго, и его можно изучать в лабораторных условиях. Фотографическая эмульсия состоит из зерен галоидного серебра (AgBr, AgCl и др.; в различных сортах эмульсии применяются разные соли), взвешенных в желатине. Под действием света в зернах эмульсии протекают сложные фотохимические процессы, в результате которых выделяется металлическое серебро. Чем больше света поглотилось данным участком эмульсии, тем больше выделяется серебра. Галоидное серебро поглощает свет в области l
3000
Е, используемых в наземных астрономических наблюдениях и в технике. Поэтому разработаны специальные фотокатоды, имеющие сложную физико-химическую структуру, которая обеспечивает малую работу выхода. Наиболее распространенные типы современных фотокатодов – это сурьмяно-цезиевый, мультищелочной и кислородно-цезиевый. Их спектральные характеристики показаны на рис. 113.
Фотокатоды для длин волн, превышающих 12 500 Е, отсутствуют. Из-за малой работы выхода фотокатод эмитирует не только фотоэлектроны, но и термоэлектроны, т.е. такие, которые из-за тепловых движений приобрели энергию, превышающую работу выхода, и смогли покинуть фотокатод. Они образуют термоэлектронный темновой ток, который мешает измерению слабых фототоков. Простые фотоэлементы с внешним фотоэффектом применяются сейчас сравнительно редко. На смену им пришли более сложные фотоэлектрические приемники – фотоумножители (ФЭУ). В этих приборах используется явление вторичной электронной эмиссии: электрон, обладающий достаточной энергией и разогнанный электрическим полем, попав на поверхность с малой работой выхода, может выбить несколько электронов. Таким образом, с помощью вторичной электронной эмиссии можно получить усиление фототока. Между фотокатодом (F) и анодом (A) в ФЭУ (рис. 114) имеется некоторое количество вторичноэлектронных эмиттеров – динодов (Д1 , Д2 и т.д.). Форма и расположение всех
электронов ФЭУ, а также приложенные к ним напряжения таковы, что фотоэлектрон, вырвавшийся из фотокатода, попадает на первый динод и выбивает из него несколько электронов, которые затем попадают на второй динод и выбивают соответственно еще большее количество электронов и т.д. В результате каждый фотоэлектрон приводит к образованию лавины вторичных электронов (до 108-109) на аноде. После фотоумножителя ставится либо прибор, измеряющий средний анодный ток, либо прибор, считающий отдельные импульсы, из которых состоит анодный ток. Поскольку каждый импульс соответствует отдельному фотоэлектрону, последний способ называется методом счета электронов. Так же как и в фотоэлементах, в фотоумножителях имеется фон темнового тока, мешающий измерениям слабых световых потоков.
Фотометрические приборы, в которых в качестве приемника света используется фотоэлемент или фотоумножитель, называются электрофотометрами. На рис. 115 приведена упрощенная схема звездного электрофотометра – прибора для фотоэлектрического измерения звездных величин: а – диафрагма, которая находится в фокусе телескопа; б – выдвижной окуляр с призмой для наведения на звезду; в – радиоактивный люминофор, который служит для контроля постоянства чувствительности; с – светофильтр; л – линза поля, которая проектирует на фотокатод изображение объектива телескопа; Ф – фотоумножитель; Б1 – блок питания фотоумножителя; У – усилитель; Б2 – блок питания усилителя; Э – самопишущий электроизмерительный прибор, регистрирующий показания на движущейся бумажной ленте. Наблюдатель в процессе измерений несколько раз вводит звезду в диафрагму и выводит ее. Когда звезды нет, прибор записывает отсчет от фона неба, обусловленного свечением верхней атмосферы. Этот отсчет пропорционален площади диафрагмы, поэтому диафрагму стараются брать поменьше. Когда звезда находится в диафрагме, прибор записывает суммарный отсчет от фона и звезды и при обработке наблюдатель берет разность обоих отсчетов. Сравнивая отсчеты n1 и n2 от разных звезд, можно определить разность звездных величин, и по известной звездной величине m1 одной звезды вычислить звездную величину m2 другой звезды. Чтобы исключить влияние атмосферы, надо либо сравнивать звезды, находящиеся на одном зенитном расстоянии, либо определить из специальных наблюдений коэффициент прозрачности атмосферы. Если звезды не очень слабые, то с помощью звездного электрофотометра можно получить точность 0m,005-0m,01. Пользуясь светофильтрами, можно электрофотометром определить цветовые характеристики звезд, а если ввести в оптический путь поляризационный анализатор, то можно измерять с высокой точностью степень поляризации света звезд. В последнее время в астрономических наблюдениях все шире применяются преобразователи изображения – электоонно-оптические преобразователи (ЭОП) и телевизионные системы. Электронно-оптический преобразователь (рис. 116) состоит из фотокатода Ф, электронной линзы Л и экрана Э, люминесцирующего под действием электронов.
Электронная линза представляет собой положительно заряженный электрод, который разгоняет электроны до сравнительно большой энергии и заставляет их двигаться по строго определенным траекториям, так что фотоэлектрон, выбитый из какой-либо точки катода, попадает в только ей соответствующую точку экрана, и на экране образуется изображение такое же, как на фотокатоде, только более яркое. Благодаря большому квантовому выходу фотокатодов, ЭОП позволяет в принципе регистрировать изображения с более короткими экспозициями, чем обычная фотография. Особенно большой выигрыш в экспозиции дают ЭОП с кислородно-цезиевыми катодами (из-за низкой чувствительности эмульсий в инфракрасной области спектра). Телевизионные системы с чувствительными телевизионными трубками в принципе также позволяют регистрировать очень слабые изображения, причем может быть получено большое усиление контраста. Однако такие системы более сложны, и в астрономическую практику внедряются медленно. В инфракрасной области спектра (l> 1 мк) для регистрации излучения используются главным образом фотосопротивления – пленочные слои или кристаллы определенных полупроводниковых веществ, концентрация или подвижность носителей заряда в которых возрастает при облучении. Это явление называется фотопроводимостью и может быть использовано для регистрации излучения вплоть до миллиметрового диапазона. Красная граница спектральной характеристики фотосопротивления определяется конкретной природой материала. Фотосопротивления, чувствительные в инфракрасной области спектра, как правило, требуют охлаждения до низкой температуры. Высокая чувствительность в инфракрасной области может быть получена также с помощью некоторых типов болометров, охлаждаемых жидким гелием. Болометры принадлежат к классу тепловых приемников, действие которых основано на увеличении температуры при поглощении излучения. В болометрах используется зависимость электрического сопротивления от температуры. К классу тепловых приемников относятся также термопары, в которых используется термоэлектрический эффект, и оптико-акустические преобразователи (ОАП), в которых излучение поглощается в некотором газовом объеме, нагревает его и расширяет. Термопары и ОАП работают без охлаждения и годятся только для измерения сравнительно больших потоков излучения. Все тепловые приемники имеют перед фотоэлектрическими то преимущество, что их чувствительность в принципе не зависит от длины волны, т.е. они не селективны. В приборах, установленных на искусственных спутниках, для регистрации рентгеновского излучения используются счетчики Гейгера, сцинтилляционные счетчики и фотоумножители с особыми фотокатодами. Счетчики Гейгера представляют собой колбу с двумя электродами, наполненную некоторым газом, ионизующимся под действием рентгеновского излучения, и имеющую прозрачное для него окно. Рентгеновский квант, пройдя через газ, образует пару ион – электрон, они ускоряются в электрическом поле между электродами, сталкиваются с нейтральными молекулами, ионизуют их, и в результате образуется лавина ионов и электронов, которая регистрируется в виде импульса тока. Каждый импульс соответствует одному кванту. Сцинтилляционный счетчик состоит из сцинтиллятора – пластины вещества, которое дает световую вспышку при попадании рентгеновского кванта, – и фотоумножителя, который эту вспышку регистрирует. Разработаны фотоумножители, катоды которых непосредственно воспринимают рентгеновские кванты. В этом случае сцинтиллятор не нужен. Сцинтилляционные счетчики специальных типов используются и для обнаружения гамма-квантов при энергиях меньше 30 Мэв. При энергиях более 30 Мэв гамма-кванты образуют при взаимодействии с веществом электронно-позитронные пары, которые могут регистрироваться ионизационными камерами и ядерными эмульсиями. Если энергия кванта больше 1000 Мэв, то образованная им электронно-позитронная пара вызывает достаточно яркую вспышку при движении в атмосфере, которая может быть обнаружена специально сконструированным наземным телескопом. Эта вспышка объясняется оптическим эффектом, открытым акад. П.А. Черенковым: электрон или позитрон, имеющий скорость большую, чем скорость распространения света в некоторой среде (она всегда меньше, чем скорость света в пустоте), излучает световую энергию. Это излучение сконцентрировано в довольно узком угле, и, наблюдая его, можно определить направление прихода пары и породившего ее кванта.
§ 114. Спектральные приборы
В главе VII было показано, как, изучая спектры небесных светил, можно получить сведения об их химическом составе, температуре, давлении, вращении и т.д. Ниже мы рассмотрим основные типы спектральных приборов, применяемых в астрономии. Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке итальянский астроном Секки. После его работ спектральным анализом занялись многие другие астрономы. Вначале использовался визуальный спектроскоп, потом спектры стали фотографировать, а сейчас применяется также и фотоэлектрическая запись спектра. Спектральные приборы с фотографической регистрацией спектра обычно называют спектрографами, а с фотоэлектрической – спектрометрами.
На рисунке 117 дана оптическая схема призменного спектрографа. Перед призмой находятся щель и объектив, которые образуют коллиматор. Коллиматор посылает на призму параллельный пучок лучей. Коэффициент преломления материала призмы зависит от длины волны. Поэтому после призмы параллельные пучки, соответствующие различным длинам волн, расходятся под разными углами, и второй объектив (камера) дает в фокальной плоскости спектр, который фотографируется. Если в фокальной плоскости камеры поставить вторую щель, то спектрограф превратится в монохроматор. Перемещая вторую щель по спектру или поворачивая призму, можно выделять отдельные более или менее узкие участки спектра. Если теперь за выходной щелью монохроматора поместить фотоэлектрический приемник, то получится спектрометр. В настоящее время наряду с призменными спектрографами и спектрометрами широко применяются дифракционные. В этих приборах вместо призмы диспергирующим (т.е. разлагающим на спектр) элементом является дифракционная решетка. Наиболее часто используются отражательные дифракционные решетки. Отражательная решетка представляет собой алюминированное зеркало, на котором нанесены параллельные штрихи. Расстояние между штрихами и их глубина сравнимы с длиной волны. Например, дифракционные решетки, работающие в видимой области спектра, часто делаются с расстоянием между штрихами 1,66 мк (600 штрихов на 1 мм). Штрихи должны быть прямыми и параллельными друг другу по всей поверхности решетки, и расстояние между ними должно сохраняться постоянным с очень высокой точностью. Изготовление дифракционных решеток поэтому является наиболее трудным из оптических производств. Получая спектр с помощью призмы, мы пользуемся явлением преломления света на границе двух сред. Действие дифракционной решетки основано на явлениях другого типа – дифракции и интерференции света. Не объясняя в деталях принцип работы дифракционной решетки (он изучается в курсе физики), мы заметим лишь, что она дает, в отличие от призмы, не один, а несколько спектров. Это приводит к определенным потерям света по сравнению с призмой. В результате применение дифракционных решеток в астрономии долгое время ограничивалось исследованиями Солнца. Указанный недостаток был устранен американским оптиком Вудом. Он предложил придавать штрихам решетки определенный профиль, такой, что большая часть энергии концентрируется в одном спектре, в то время как остальные оказываются сильно ослабленными. Такие решетки называются направленными или эшелеттами. Основной характеристикой спектрального прибора является спектральная разрешающая сила где Dl – минимальный промежуток между двумя близкими линиями, при котором они регистрируются как раздельные. Чем больше разрешающая сила, тем более детально может быть исследован спектр и тем больше информации о свойствах излучающего объекта может быть в результате получено. Спектральные аппараты с направленными дифракционными решетками, при прочих равных условиях, могут обеспечить более высокую разрешающую силу, чем призменные. Другой важной характеристикой спектральных аппаратов является угловая дисперсия (8.11)
