Zasady fotometrii fotograficznej
5 Maj 2005r. w Fotometria Gwiazd napisał/a Marcin SzulcŚwiatło padające na emulsję płyty fotograficznej sprawia, że po wywołaniu jej w miejscach silniej naświetlonych występuje na negatywach silniejsze zaczernienie. Stopień zaczernienia, który zależy od natężeni padającego światła i czasu naświetlenia kliszy, może być przyjęty za miarę blasku gwiazdy, czyli może służyć do wyznaczania wielkości gwiazdowych. Podstawowym przeto zadaniem fotometrii fotograficznej jest przeliczanie stosunków zaczernień otrzymanych w naświetlonych miejscach klisz na stosunki oświetleń.
Światło padające na emulsję płyty fotograficznej sprawia, że po wywołaniu jej w miejscach silniej naświetlonych występuje na negatywach silniejsze zaczernienie. Stopień zaczernienia, który zależy od natężeni padającego światła i czasu naświetlenia kliszy, może być przyjęty za miarę blasku gwiazdy, czyli może służyć do wyznaczania wielkości gwiazdowych. Podstawowym przeto zadaniem fotometrii fotograficznej jest przeliczanie stosunków zaczernień otrzymanych w naświetlonych miejscach klisz na stosunki oświetleń.
Pierwszą fotografię gwiazdy otrzymali w roku 1850 astronomowie amerykańscy G. P. Bond i J. A. Whipple. Bond zauważył przy tym, że obraz gwiazdy na zdjęciu fotograficznym jest tym większy, im gwiazda jest jaśniejsza i im czas naświetlania jest dłuższy. Dzieje się to na skutek rozpraszania światła w emulsji fotograficznej. Za miarę przeto wielkości gwiazdowej służyć mogą zarówno średnice obrazów gwiazdowych, jak i ich zaczernienie. Obie te właściwości znalazły zastosowanie przy fotograficznym wyznaczaniu wielkości gwiazdowych.
Stopień zaczernienia obrazów gwiazdowych na negatywach zdjęć astronomicznych mierzymy za pomocą instrumentów zwanych mikrofotometrami. Za ten stopień zaczernienia umówiono się przyjmować logarytm stosunku natężenia światła padającego na dane miejsce negatywu do natężenia światła przepuszczonego przez to miejsce. Im ten stosunek jest większy, tym zaczernienie jest silniejsze.
W pierwotnych mikrofotometrach stopień zaczernienia w pozaogniskowych obrazach gwiazd oceniano przez porównywanie wizualne zaczernień na negatywach z zaczernieniami otrzymywanymi laboratoryjnie. Po roku 1920 znalazły zastosowanie mikrofotometry, w których mierzono łączny efekt zaczernienia i rozmiarów obrazów gwiazdy za pomocą termoelementów lub komórek fotoelektrycznych. W najnowszych mikrofotometrach stosowane są irysowe przesłony, które dają możność zmiany średnic regulujących dopływ światła do kliszy, natężenie zaś tego światła mierzone jest za pomocą komórki fotoelektrycznej. Powiększając lub zmniejszając średnice przesłon zwiększamy lub zmniejszamy natężenie prądu dawanego przez komórkę fotoelektryczną mikrofotometru i z tego powodu, przy zachowaniu zasady stałego natężenia prądu, średnica przesłony irysowej może być miarą efektywnej średnicy obrazu gwiazdy na kliszy. Mówimy tu o efektywnej średnicy obrazu gwiazdy, gdyż rzeczywisty jej obraz na kliszy nie ma wyraźnych granic.
W fotometrii fotograficznej należy znać metody, które pozwalałyby przeliczać bądź natężenia prądu fotoelektrycznego przy stałych średnicach przesłon, bądź też średnice irysowych przesłon przy stałym natężeniu prądu na wielkości gwiazdowe. W tym celu na kliszy powinniśmy mieć skalę fotometryczną. Skalę taką uzyskać możemy bądź laboratoryjnie, bądź ze zdjęć gwiazd.
W pierwszym przypadku wytwarzamy w laboratorium fotograficznym na kliszy ciąg zaczernień odpowiadających znanym stosunkom natężeń oświetlenia. Przyrównując zaczernienia obrazów gwiazd do odpowiednich zaczernień skali laboratoryjnej, możemy obliczyć na ich podstawie wielkości fotometryczne gwiazd.
Do wprowadzenia skali fotometrycznej bezpośrednio ze zdjęć gwiazd bywają stosowane często grube siatki dyfrakcyjne złożone z równoległych drutów i umieszczane przed obiektywem lunety fotografującej gwiazdy. Przy odpowiedniej grubości drutów widma pierwszego rzędu będą tak krótkie, że będą miały - praktycznie biorąc - kształt krążków, szczególnie, gdy zdjęcia są wykonywane poza ogniskiem. Z teorii siatki dyfrakcyjnej wynika, że stosując siatki mające grubość drutów dokładnie równą odstępom między nimi obraz centralny gwiazdy jest o 0m,981 jaśniejszy od obrazu widma pierwszego rzędu. Jeżeli zaś wykonamy na kliszy dwa zdjęcia, o tym samym czasie ekspozycji, jedno z siatką przed obiektywem, drugie zaś bez siatki, po niewielkim przesunięciu kliszy, aby fotografowane obrazy gwiazdy na obu zdjęciach nie nakładały się, to różnica między obrazem gwiazdy otrzymywanym bez siatki i obrazem widma pierwszego rzędu wyniesie 2m,486. Obie te zależności znalazły zastosowanie przy wprowadzaniu wielkości gwiazdowych metodą fotograficzną. W ostatnich latach wskutek szybkiego rozwoju fotometrii fotoelektrycznej, skalę fotometryczną otrzymać możemy ze znanych wielkości gwiazdowych, wyznaczonych metodą fotoelektryczną.
Na przełomie XIX i XX wieku, gdy powstawała fotometria fotograficzna, stosowano jedynie emulsje bromosrebrne, uczulone tylko na promieniowanie krótkofalowe, niebieskie i nadfioletowe, o długości fali krótszej od 4800 Å. Wielkości gwiazdowe, wyznaczane ze zdjęć na takich zwykłych kliszach fotograficznych, nie uczulonych na promieniowanie o większej długości fali, otrzymały nazwę wielkości fotograficznych (symbol pg). Tak określane wielkości fotograficzne gwiazd odnoszą się przeto do dziedziny niebiesko-fioletowej widma, przy czym maksimum czułości tego rodzaju układu fotometrycznego przypada na długość fali około 4300 Å.
Fotometria wizualna dotyczy żółto-zielonej dziedziny widma z maksimum czułości dla światła o długości fali około 5500 Å. Z tego powodu gwiazdy późniejszych klas widmowych, jak G, K, M, których promieniowanie w dziedzinie niebiesko-fioletowej widma ma mniejsze natężenie niż w dziedzinie żółto-zielonej, będą się wydawać słabsze w fotograficznym układzie fotometrycznym niż w wizualnym. Natomiast gwiazdy wczesnych klas widmowych (np. O i B) o dużym natężeniu promieniowania w krótkofalowej dziedzinie widma będą jaśniejsze w układzie fotograficznym niż w wizualnym. Aby powiązać punkt zerowy fotometrii gwiazdowej umówiono się, że dla gwiazd klasy A0 o blasku między 5m,5 i 6m,5 w układzie fotometrycznym fotometrii harvardzkiej wielkości fotograficzne mają być równe wielkościom wizualnym.
Gdy nauczono się wyrabiać emulsje czułe na barwę, stało się możliwe rozciągnięcie metod fotometrii fotograficznej na dziedziny spektralne o większej długości fali. Jeżeli zastosujemy klisze czułe na żółtą dziedzinę światła i za pomocą odpowiedniego filtru żółtego odetniemy niebiesko-fioletową część promieniowania gwiazdy, to otrzymamy układ fotometryczny, którego czułość spektralna jest zbliżona do czułości oka ludzkiego. Otrzymane w tym układzie wielkości gwiazdowe nazywamy wielkościami foto-wizualnymi. Zastąpiły one w badaniach fotometrycznych wielkości wizualne i znalazły bardzo rozległe zastosowane po roku 1910. Ponieważ potrafimy obecnie uczulać emulsje fotograficzne w dużym zakresie długości fal, od nadfioletu aż do podczerwieni, to stosując różne filtry świetlne możemy wyznaczać wielkości gwiazdowe metodą fotograficzną w różnych dziedzinach widma. Szersze zastosowanie jednak uzyskały w zasadzie tylko trzy rodzaje fotometrii fotograficznej: zwykła fotometria fotograficzna (pg) z maksimum czułości spektralnej około λ 4300 Å, fotometria fotowizualna (pv) z maksimum czułości około λ 5500 Å i fotometria czerwona (pr) z maksimum czułości około λ 6300 Å.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Pierwszą fotografię gwiazdy otrzymali w roku 1850 astronomowie amerykańscy G. P. Bond i J. A. Whipple. Bond zauważył przy tym, że obraz gwiazdy na zdjęciu fotograficznym jest tym większy, im gwiazda jest jaśniejsza i im czas naświetlania jest dłuższy. Dzieje się to na skutek rozpraszania światła w emulsji fotograficznej. Za miarę przeto wielkości gwiazdowej służyć mogą zarówno średnice obrazów gwiazdowych, jak i ich zaczernienie. Obie te właściwości znalazły zastosowanie przy fotograficznym wyznaczaniu wielkości gwiazdowych.
Stopień zaczernienia obrazów gwiazdowych na negatywach zdjęć astronomicznych mierzymy za pomocą instrumentów zwanych mikrofotometrami. Za ten stopień zaczernienia umówiono się przyjmować logarytm stosunku natężenia światła padającego na dane miejsce negatywu do natężenia światła przepuszczonego przez to miejsce. Im ten stosunek jest większy, tym zaczernienie jest silniejsze.
W pierwotnych mikrofotometrach stopień zaczernienia w pozaogniskowych obrazach gwiazd oceniano przez porównywanie wizualne zaczernień na negatywach z zaczernieniami otrzymywanymi laboratoryjnie. Po roku 1920 znalazły zastosowanie mikrofotometry, w których mierzono łączny efekt zaczernienia i rozmiarów obrazów gwiazdy za pomocą termoelementów lub komórek fotoelektrycznych. W najnowszych mikrofotometrach stosowane są irysowe przesłony, które dają możność zmiany średnic regulujących dopływ światła do kliszy, natężenie zaś tego światła mierzone jest za pomocą komórki fotoelektrycznej. Powiększając lub zmniejszając średnice przesłon zwiększamy lub zmniejszamy natężenie prądu dawanego przez komórkę fotoelektryczną mikrofotometru i z tego powodu, przy zachowaniu zasady stałego natężenia prądu, średnica przesłony irysowej może być miarą efektywnej średnicy obrazu gwiazdy na kliszy. Mówimy tu o efektywnej średnicy obrazu gwiazdy, gdyż rzeczywisty jej obraz na kliszy nie ma wyraźnych granic.
W fotometrii fotograficznej należy znać metody, które pozwalałyby przeliczać bądź natężenia prądu fotoelektrycznego przy stałych średnicach przesłon, bądź też średnice irysowych przesłon przy stałym natężeniu prądu na wielkości gwiazdowe. W tym celu na kliszy powinniśmy mieć skalę fotometryczną. Skalę taką uzyskać możemy bądź laboratoryjnie, bądź ze zdjęć gwiazd.
W pierwszym przypadku wytwarzamy w laboratorium fotograficznym na kliszy ciąg zaczernień odpowiadających znanym stosunkom natężeń oświetlenia. Przyrównując zaczernienia obrazów gwiazd do odpowiednich zaczernień skali laboratoryjnej, możemy obliczyć na ich podstawie wielkości fotometryczne gwiazd.
Do wprowadzenia skali fotometrycznej bezpośrednio ze zdjęć gwiazd bywają stosowane często grube siatki dyfrakcyjne złożone z równoległych drutów i umieszczane przed obiektywem lunety fotografującej gwiazdy. Przy odpowiedniej grubości drutów widma pierwszego rzędu będą tak krótkie, że będą miały - praktycznie biorąc - kształt krążków, szczególnie, gdy zdjęcia są wykonywane poza ogniskiem. Z teorii siatki dyfrakcyjnej wynika, że stosując siatki mające grubość drutów dokładnie równą odstępom między nimi obraz centralny gwiazdy jest o 0m,981 jaśniejszy od obrazu widma pierwszego rzędu. Jeżeli zaś wykonamy na kliszy dwa zdjęcia, o tym samym czasie ekspozycji, jedno z siatką przed obiektywem, drugie zaś bez siatki, po niewielkim przesunięciu kliszy, aby fotografowane obrazy gwiazdy na obu zdjęciach nie nakładały się, to różnica między obrazem gwiazdy otrzymywanym bez siatki i obrazem widma pierwszego rzędu wyniesie 2m,486. Obie te zależności znalazły zastosowanie przy wprowadzaniu wielkości gwiazdowych metodą fotograficzną. W ostatnich latach wskutek szybkiego rozwoju fotometrii fotoelektrycznej, skalę fotometryczną otrzymać możemy ze znanych wielkości gwiazdowych, wyznaczonych metodą fotoelektryczną.
Na przełomie XIX i XX wieku, gdy powstawała fotometria fotograficzna, stosowano jedynie emulsje bromosrebrne, uczulone tylko na promieniowanie krótkofalowe, niebieskie i nadfioletowe, o długości fali krótszej od 4800 Å. Wielkości gwiazdowe, wyznaczane ze zdjęć na takich zwykłych kliszach fotograficznych, nie uczulonych na promieniowanie o większej długości fali, otrzymały nazwę wielkości fotograficznych (symbol pg). Tak określane wielkości fotograficzne gwiazd odnoszą się przeto do dziedziny niebiesko-fioletowej widma, przy czym maksimum czułości tego rodzaju układu fotometrycznego przypada na długość fali około 4300 Å.
Fotometria wizualna dotyczy żółto-zielonej dziedziny widma z maksimum czułości dla światła o długości fali około 5500 Å. Z tego powodu gwiazdy późniejszych klas widmowych, jak G, K, M, których promieniowanie w dziedzinie niebiesko-fioletowej widma ma mniejsze natężenie niż w dziedzinie żółto-zielonej, będą się wydawać słabsze w fotograficznym układzie fotometrycznym niż w wizualnym. Natomiast gwiazdy wczesnych klas widmowych (np. O i B) o dużym natężeniu promieniowania w krótkofalowej dziedzinie widma będą jaśniejsze w układzie fotograficznym niż w wizualnym. Aby powiązać punkt zerowy fotometrii gwiazdowej umówiono się, że dla gwiazd klasy A0 o blasku między 5m,5 i 6m,5 w układzie fotometrycznym fotometrii harvardzkiej wielkości fotograficzne mają być równe wielkościom wizualnym.
Gdy nauczono się wyrabiać emulsje czułe na barwę, stało się możliwe rozciągnięcie metod fotometrii fotograficznej na dziedziny spektralne o większej długości fali. Jeżeli zastosujemy klisze czułe na żółtą dziedzinę światła i za pomocą odpowiedniego filtru żółtego odetniemy niebiesko-fioletową część promieniowania gwiazdy, to otrzymamy układ fotometryczny, którego czułość spektralna jest zbliżona do czułości oka ludzkiego. Otrzymane w tym układzie wielkości gwiazdowe nazywamy wielkościami foto-wizualnymi. Zastąpiły one w badaniach fotometrycznych wielkości wizualne i znalazły bardzo rozległe zastosowane po roku 1910. Ponieważ potrafimy obecnie uczulać emulsje fotograficzne w dużym zakresie długości fal, od nadfioletu aż do podczerwieni, to stosując różne filtry świetlne możemy wyznaczać wielkości gwiazdowe metodą fotograficzną w różnych dziedzinach widma. Szersze zastosowanie jednak uzyskały w zasadzie tylko trzy rodzaje fotometrii fotograficznej: zwykła fotometria fotograficzna (pg) z maksimum czułości spektralnej około λ 4300 Å, fotometria fotowizualna (pv) z maksimum czułości około λ 5500 Å i fotometria czerwona (pr) z maksimum czułości około λ 6300 Å.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
7.07.2022, 12:16