Астрофизика - начало применения фотографии в фотометрии

В визуальных фотометрах суждение о яркости звезды в конечном счете производится глазом. Но глаз — несовершенный инструмент. В самом лучшем случае он не может различить разницу в освещении, если она меньше 1%. При наблюдении же звезд, изображения которых редко бывают спокойными, ошибка сравнения может легко дойти до 10%.

Вследствие этого уже давно стремились выработать более объективные методы определения яркости, и уже Банд, получивший в 1857 году первые фотографические снимки ярких звезд, тщательно исследовал законы образования фотографических изображений, имея в виду применение их к фотометрии.

Прежде всего бросается в глаза, что звезды более яркие получаются на пластинке в виде больших кружков. Экспонируя на той же пластинке ряд звезд с уже известной яркостью для того, чтобы иметь шкалу сравнения, можно просто по размерам изображений судить о видимой яркости звезд. Более точно яркость может определяться по почернению пластинки, которое увеличивается в зависимости от силы света объекта и продолжительности экспозиции.

Задача фотографической фотометрии была бы значительно облегчена, если бы удалось найти простую зависимость между почернением пластинки и временем экспозиции, потому что тогда очень просто, при помощи последовательного экспонирования одной и той же звезды, получалась бы вполне определенная шкала сравнения.

Однако, никакой точной закономерности в этом отношении не существует. Вследствие этого в начале 20 века стремились соблюдать условие равенства экспозиций и получили шкалу сравнения, изменяя яркости самых объектов в определенное число раз.
Для этой цели применялись разные способы, здесь мы их рассматривать не будем.

Применение фотографии в фотометрии представляло несомненную выгоду, так как при этом повышалась объективность результата, был обеспечен контроль измерений, наконец делались доступными для фотометрического исследования чрезвычайно слабые объекты, недоступные глазу, даже вооруженному сильным телескопом.

Однако, точность фотографического метода очень невелика (5-10%) и даже уступает точности визуального. Это зависит от многих причин и, главным образом, от невозможности приготовлять пластинки с совершенно однородным чувствительным слоем. Поэтому дальнейшее развитие астрофотометрии пошло по пути изысканий того, каким образом свет влияет на изменение физических свойств различных тел и как, исследуя эти свойства при различных условиях освещения, можно судить о количестве лучистой энергии.

Вернуться к списку