Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 141

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 135 136 137 138 139 140 < 141 > 142 143 144 145 146 147 .. 164 >> Следующая


Позднее сосуд был заменен вторичным электронным умножителем, или иначе - фотоэлектронным умножителем (ФЭУ). Он основан, в сущности, на том же принципе, но в вакуумной трубке осуществляется усиление. Первичные электроны получают добавочную энергию за счет приложенного потенциала около 100 В и наталкиваются на поверхность, из которой они, обладая высокой энергией, выбивают большое количество вторичных электронов. Этот процесс повторяется десять или более раз, вследствие

324

чего достигается значительное усиление ("умножение"). При двенадцати каскадах усиления, к каждому из которых приложено 100 В, для ФЭУ требуется 1200 В. Поэтому необходим источник высокого напряжения, который должен удовлетворять строгим требованиям: напряжение более чем JOCO В должно поддерживаться с точностью в 1 %„¦ Фототок, получаемый от ФЭУ, можно регистрировать, используя при Необходимости согласующее звено и дополнительную аппаратуру, на самописце или в числовом виде. Как и в других методах, желательно проводить дифференциальные наблюдения с использованием звезд сравнения для учета изменений атмосферной прозрачности. Иногда кривая блеска строится только на основе различия в блеске между переменной и первичной звездой сравнения, для которой звездная величина не известна. В дальнейшем она может быть получена по наблюдению ряда стандартных звезд и добавлена к измеренной разности величин. В нашей книге приводится несколько подобных кривых блеска; разности звездных величин обозначаются символом Д.

Для редукции наблюдений необходимо время от времени измерять фон неба и "темновой ток", который вызван постоянным рождением тепловых электронов в вакуумной трубке, даже тогда, когда катод не освещен. Чем меньше темповой ток ФЭУ. тем лучше прибор. Темповой ток может быть уменьшен путем охлаждения катода "сухим льдом" (CO2), что

1 L«*

,!¦¦лі-:. ;. . .......- .4 і и», u,, ,

* . .....

Рис. 169. Пример записи фотоэлектрических наблюдений. Наблюдалась CC Com.звезда гипа W Большой Медведицы (no Pate и Венц&ію). Запись блеска переменной - волнообразный ряд. Продолжительность каждого измерения равна 60 с. Амплитуда в главном минимуме составляет 0.94™ (верхняя запись). а во вторичном - 0.76'" (нижняя запись). Горизонтальный ряд записей, каждая из которых продолжалась 30 с - запись блеска 7«езды сравнении Он указывает на стабильность как аппаратурных характерно ик. гак и состояния атмосферы {небольшой наклон вправо обусловлен изменением аімосфгрного пси лощения с увеличением зенитного расстояния). В нижней части регистрограммы приведены измерения фона неба и нуль-пункт, определяемый темповым током. Быстрые флуктуации в течение каждого ичмерения (особенно при измерении обеих звезд! вызнаны частично меризиикміт її частично - "шумjми" аппаратуры IB основном ФЭУ1 . Эгог аффект определяет іочпость (среднюю ошибку) измерении. Интервал между центрами главного и вторичного минимума составляет />/2 == 2.6 ч. Нижняя записьявлястся непосредственным продолжением верхней

325

Put: По. Фиіошскіпичсский звездный фотометр, установленный іга -юннеборгском (іU-сантиметровом рефлекторе № І

довольно часто применяется на практике. Использование ФЭУ дало возможность наблюдать слабые звезды методом фотоэлектрической фотометрии. Например, средняя погрешность одного измерения звезды 12'" на 600-мм телескопе достигает ±0.02"'. Кроме описанного здесь метода, в наше время используются и другие, которые мьг не будем здесь обсуждать (ингетрируюшие фотометры, счетчики фотонов и т.п.).

На рис. 164 представлена часть записи измерений, полученных с по мощью фотоэлектрического фотометра, установленного на зоинебергском 600-мм рефлекторе (рис. 170)- Благодаря развитию полупроводниковой" техники, использующей специальные детекторные материалы, стали возможны наблюдения в инфракрасной области (Л > 0,8 мкм) вплоть до субмиллиметровою диапазона.

8.1.2. Спектральные и другие методы наблюдений

Знание спектра и его изменений имеет особое значение для изучения переменных звезд, поскольку только по спектру можно дать физическое объяснение явлениям, демонстрируемым кривой блеска. Нельзя сказать, что в большинстве случаев мы хотя бы приблизились к этой цели. Особое значение имеют два явления, наблюдаемые спектральными методами: первое - эффект Доплера, который, в частности, дает возможность подтверждения теории пульсаций, и второе влияние газовой оболочки и диска, которые не только сдвигают линии и расширяют их, но и являются причиной возникновения эмиссионных линий-

326

Как известно, существует несколько методов спектральных наблюдений. При использовании одного из методов призму располагают перед объективом (призма и объектив должны иметь одинаковые размеры), тогда на пластинке получатся изображения спектров всех достаточно ярких звезд ноля. Этот метод, называемый методом объективной призмы, удобно использовать для классификации большого числа звезд или для обнаружения особых объектов, например звезд, у которых красная линия водорода На - в эмиссии (На-звезды) - Но для детальных физических исследований отдельных звезд требуется большая дисперсия. Для этого используется щелевой спектрограф, который строит изображение спектра только одной звезды и имеет приспособление для получения спектра сравнения.
Предыдущая << 1 .. 135 136 137 138 139 140 < 141 > 142 143 144 145 146 147 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed