Астрономическая оптика - Мaксутов Д.Д.
Скачать (прямая ссылка):
Анализируя табл. 20, мы видим, что цри фотографировании используется лишь малая доля визуальной теоретической разрешающей силы инструмента, притом тем меньшая, чем выше относительное отверстие фотообъектива.
Если, например, принять за меру предельного визуального разрешающего угла величину рь выражения (21) и если разделить (52) на (21), то отношение к этих двух выражений покажет, во сколько раз фотографическая разрешающая сила меньше визуальной. Очевидно, что
к — — = 25.84 +0.94. (53)
Рь
Как видим, коэффициент к не зависит от диаметра объектива, а зависит только от его относительного отверстия.
Табл. 21 дает значения к для различных относительных отверстий объектива.
Таблица 21
\в — 0.555 мкм; Хф = 0.450 мкм
Л 1:1 1:2 1:5 1:10 1 : 20 1 :50 1 :100 1:430 ,
Рь 26.8х 13.9х 6.11х 3.52х 2.23х 1.46х 1.20х 1.00х
Как видно из таблицы, фотографическая разрешающая сила значительно отстает от визуальной при высоких и средних относительных отверстиях объектива; она начинает конкурировать с визуальной разрешающей силой при малых относительных отверстиях порядка 1 : 50—1 : 100 и, наконец, уравнивается
90
с ней при А 1 : 400, для того чтобы дальше ее опередить: при ничтожно малых относительных отверстиях преимущество разрешающей силы оказывается на стороне фотографического метода только потому, что для него мы приняли Аф =0.450 мкм, тогда как для визуальных наблюдений принята Ха= 0.555 мкм.
Современная астрофизика никогда не применяет относительных отверстий порядка 1 : 400, а потому фотографический метод исследования всегда приводит к той или иной потере разрешающей силы и к исчезновению тех или иных мелких деталей планет по сравнению с методом визуальным. Поэтому не следует удивляться, что на лучших фотографиях планет и Луны, полученных с по-мошью гигантских инструментов, видно не больше деталей, чем при визуальном наблюдении тех же планет с помощью телескопов среднего размера.
К этому еще нужно прибавить, что глаз при неоднородности атмосферы и волнующихся изображениях способен использовать отдельные моменты хороших изображений и создавать себе представление о деталях, суммируя наблюдения именно этих моментов и забывая о длительных промежутках плохих изображений. В то же время фотографическая пластинка добросовестно регистрирует всю совокупность изображений — плохих и хороших; а так как на долю первых выпадают значительно более длительные промежутки времени, то на фотоснимке исчезает большинство тех деталей, которые формула (52) позволяет обнаружить.
Мы видим, что современной пластинке недостает двух свойств: 1) значительно большей чувствительности, которая позволила бы производить «моментальные» съемки планет и тем самым получать, хотя бы и на отдельных случайных негативах, разрешающую силу в соответствии с формулой (52), и 2) значительно меньшего фотографического рассеяния, которое позволило бы уменьшить первый коэффициент в формуле (52), т. е. повысить относительное отверстие при одинаковом значении к и тем самым дополнительно сократить время экспозиции. При современном положении вещей фотографирование деталей планет с потерей в разрешающей силе около 30% от визуальной разрешающей силы было бы возможно при относительных отверстиях не выше 1 : 50, как это следует из табл. 21, если бы атмосферные условия во время съемки были идеальными. Такие снимки уже могли бы до некоторой степени конкурировать с визуальными наблюдениями, уступая им немного в разрешающей силе, но превосходя их обилием и объективностью зафиксированного материала.
Если бы удалось существенно улучшить свойства фотослоев в указанных выше двух направлениях, то фотографический метод изучения деталей планет вытеснил бы визуальный метод, имея преимущества не только полной объективности и быстроты накопления материала, исследуемого затем в спокойной лабораторной обстановке как угодно долго и тщательно, но и преимущество
91
более коротких длин волн фотографических лучей. К сожалению, до этого еще далеко.
При фотографировании звезд не только нет выигрыша в разрешающей силе, но имеет место явная в ней потеря, и в то же время фотографический метод позволяет зарегистрировать такие слабые звезды, которые никогда ни в какой инструмент не могут быть видимы глазом. Для этого следует только осуществить достаточно длительную экспозицию.
Для предельной звездной величины Мф, оставляющей первый след на пластинках «экстра-рапид», Данжон и Кудер дают следующую эмпирическую формулу:
Л/Ф = —1 + 5 1д + 2.15 1д Г, (54)
где В выражено в миллиметрах, а Т — в минутах.
Сравним величину Мф с видимой предельной звездной величиной М3 выражения (38), в котором для однозначности сравнения предположили йг=6 мм и &=0.5.
Разность выражений (54) и (38) обозначим символом ЛМф_в=: =Мф—Мв. Эта разность и выразит собою выигрыш в звездных величинах при переходе от метода визуальных наблюдений к фотографическому методу. Очевидно, что
АЛГф_в=-2.86 +2.15 1г7\ (55)
Как и следовало ожидать, член, содержащий /), выпал из формулы.
Составим таблицу для ДМф_в при различных временах экспозиции Г, при одинаковом Д, при й=& мм и для пластинок «экстрарапид» (табл. 22).
