Тема: Фотометрические фильтры (Прочитано 4335 раз)

tlgleonid · « : 26 Лютого 2013, 16:15:20 »

   Большинство любителей астрономии сравнительно быстро овладевают понятием звездной величины. Возникает ощущение, что каждый источник света на ночном небе обладает единственным универсальным значением звездного блеска. Вплоть до конца XIX века, пока оценки блеска делались визуально, так оно и было. Например, все оценки блеска 324198 звезд Бонского обозрения, полученные в 1850-1860 годах, были получены путем сравнения глазом одних звезд с другими. Как только появилась возможность снимать звезды на фотопластинку, астрономы-фотометристы сразу же начали определять блеск звезд по фотопластинкам. Метод использовался тот же - звезды сравнивались с опорными и таким образом вычислялась примерная звездная величина. Вот тут то и выяснилось, что визуальные и фотографические значения звездных величин различаются. При этом нужно было определиться с тем, где же вообще находится на фотографической шкале звездных величин нулевое значение. Было принято решение, что звезда Вега имеет нулевую звездную величину как в визуальной, так и в фотографической области. К Веге добавили похожие на нее по спектру звезды HR 3314, ? Большой Медведицы, 109 Девы, ? Северной Короны и ? Змееносца.
   Различие блеска в визуальной и фотографической шкале связано с разной спектральной чувствительностью глаза и первых фотопластинок. Если глаз имеет максимальную чувствительность в желто-зеленой области (550 нм), то черно-белые фотопластинки оказались наиболее чувствительны к синим (400 нм) лучам. Звезды же различаются не только светимостью, но и температурой поверхности. И если горячие звезды имеют наибольшую яркость в сине-голубой области спектра, то более холодные звезды ярче всего светят в желтой или оранжевой части спектра, а излучение в синей области оказывается крайне небольшим. Разность блеска между фотографической звездной величиной и визуальной начали называть показателем цвета.
   Измерения блеска звезд глазом страдают сравнительно невысокой точностью и субъективностью, да и проводится могут с низкой скоростью и в ясные ночи. В связи с этим возникла потребность найти такие фотографические материалы, которые бы имели светочувствительность, близкую к чувствительности глаза. Оказалось, что наилучшие результаты получались с ортохроматическими фотопластинками с предустановленным перед ними желтым фильтром. Делая снимок одного и того же участка неба можно действительно получить набор из двух оценок блеска, который называют двухцветной фотометрической системой или международной системой звездных величин.
   К концу XIX века достаточно много информации астрофизики получили благодаря исследованию спектров Солнца и звезд. Ведь на основе распределения энергии в спектре можно узнать как температуру поверхности фотосферы, так и о химических веществах в звездных атмосферах. Что бы получить спектр звезды, сфокусированный звездный свет пропускали через одну или несколько призм (а в последствии и через специальную дифракционную решетку) и получали изображение звезды в виде цветной полоски с темными прожилками линий поглощения. Увы, получить спектр можно только для сравнительно ярких звезд. Для исследования более слабых звезд на помощь пришла двухцветная фотометрия. Если звезда имеет в синей области более высокую яркость, чем в желтой, то о такой звезде можно сказать, что она достаточно горячая и относится к ранним спектральным классам. Если же звезда оказывается ярче в желтых лучах, то она не такая горячая.
   На разных обсерваториях начали снимать звездные поля и создавать фотометрические каталоги. К сожалению, астрономы не предприняли попыток стандартизации, в результате чего одни снимали небо на рефракторах, а другие на рефлекторах, использовали различные химические вещества для фотопластинок, применяли фильтры с разными спектральными кривыми пропускания и получали для одних и тех же звезд различные значения блеска и показателя цвета.
   Только после второй мировой войны Гарольд Джонсон, молодой сотрудник обсерватории Макдоналд, решил проводить не только фотографические исследования звезд, но и кривой чувствительности приемников излучения, на которую влияет не только физическая чувствительность измерительных приборов, но и спектральные свойства применяемых фильтров и объективов. В качестве приемника света он использовал фотоэлектронный умножитель 1Р21, у которого в желтой области чувствительность довольно быстро падала. Перед фотоумножителем он устанавливал цветные фильтры, физические свойства которых (толщину, состав и т.п.) он четко описал и исследовал их спектральные характеристики. Такие фильтры представляют собой отполированную стеклянную пластинку, при варке которой в стекло добавляют соли металлов или красители. Для исследования звезд он использовал три фильтра: ультрафиолетовый (U), синий (B) и желтый (V). Кривая чувствительности ультрафиолетового фильтра формировалась с коротковолновой стороны свойствами самого фотоумножителя, а с длинноволновой - свойствами фильтра УФС-2. Синий фильтр может быть сформирован при помощи пары стекол СС-5 и ЖС-10. После появления фотоумножителей с большей полосой пропускания, желтый фильтр V создавался при помощи пары стеколо ЖС-18 и СЗС-21. Сформировав свою фотометрическую систему, Джонсон с большим энтузиазмом измерил блеск большого числа звезд в своей фотометрической системе.
   Успех новой системы был связан не только сравнительной простотой повторения фильтров, но и удачным подбором кривых пропускания. Ширина полос оказалась достаточно узкой (менее 100 нм), что позволило выделить блеск звезд в конкретном цвете, но при этом достаточно широкой, что бы могли быть исследованы достаточно слабые звезды. Кроме того, были учтены и физические особенности как звездных спектров, так и земной атмосферы. Например, в ультрафиолетовой области находится целая сеть полос поглощения света атмосферным озоном, количественные характеристики которого предсказать невозможно. Эти полосы оказались за пределами области работы ультрафиолетового фильтра. С длинноволновой стороны ультрафиолетовый фильтр упирается в область линий поглощения кислорода - так называемый бальмеровский скачок. Из-за того, что водород - один из самых распространенных элементов в атмосферах большинства звезд, звездные спектры в фиолетовой области имеют очень сложную структуру и небольшие отклонения в ширине фильтра могли существенно повлиять на определенную величину блеска. Голубой фильтр находится с другой стороны от бальмеровского скачка, но захватывает ряд бальмеровских линий. Желтый фильтр захватывает самую гладкую часть спектра у большинства звезд. Эти особенности позволяют на основе двух показателей цвета достаточно уверенно определять их спектральный класс.
   Для исследования холодных звезд впоследствии Джонсон расширил свою фотометрическую систему, использовав специальный ФЕУ с кислородно-цезиевым катодом, который оказался чувствительным к излучению в красной области, а для обрезания коротковолнового излучения он применил красное стекло КС-14 с толщиной 5 мм. Таким образом была введена новая полоса R.
   К 60-ым годам появились новые виды чувствительных к свету материалов, позволивших Джонсону расширять свою систему в инфракрасную область. Серебряно-кислородно-цезиевый ФЕУ позволил ввести полосу I, в области 880 нм, охлажденный жидким азотом свинцово-серный фоторезистор позволил добавить полосы J, К, L (1.25-3.5мкм), а охлаждаемый жидким гелием германиевый балометр помог ввести полосы M, N и Q в глубоко инфракрасной области. Мендоза в 1967 году ввел еще одну промежуточную полосу H в области 1.62 мкм. Но, поскольку большинство инфракрасных полос требуют помимо сложных фильтров еще и специальной оптики, на обсерваториях прижилось 5 основных фильтров: UBVRI. Выбор этой пятерки связан с широким внедрением в астрономическую практику ПЗС-матриц, полоса чувствительности которых и покрывается данными фильтрами.
   Изменились и фильтры. Поскольку у цветных стеклянных фильтров полоса пропускания меняет свое положение от температуры (примерно до 0.1 нм при изменении температуры на 1 градус), а также с прекращением выпуска определенных красителей и отказа от использования ФЕУ в пользу ПЗС, фильтры начали изготавливать в виде нанесенных на стеклянную подложку тонких металлических пленок, в которых происходит интерференция света. Рассчитывая толщину этих пленок можно получить практически любую требуемую кривую пропускания. Такие фотометрические фильтры практически полностью вытеснили обычные цветные.

tlgleonid

Кривые пропускания фильтров в стандарте UBVRI с типичным спектром звезды.

tlgleonid

   Фотометрическая система Джонсона на сегодняшний день довольно популярна, но не лишена недостатков. Она рассчитана исключительно на особенности звездных спектров и не применима для объектов других типов. К тому же из-за возросшей засветки эта система оказалась недостаточно точной и для некоторых задач звездной астрономии. Например, фильтр V захватывает сильную линию ртути 435.8нм, создаваемую ртутными лампами. Что бы избавиться от проблем с засветкой и решить проблему отделения слабых галактик от звезд Ганн предложин новую систему uvgri. Полоса u практически не отличается от аналогичной ультрафиолетовой Джонсоновской. Ее максимум приходится на длину волны в 353 нм с полушириной 40 нм. Полосы v и g были немного смещены в коротковолновую часть спектра, что бы значительно снизить влияние на них излучения ночного неба и искусственной засветки. Фильтр v имеет максимум пропускания на длине 398 нм с полушириной 40 нм, а фильтр g - 493 нм с полушириной 70 нм. Полосы r и i - наоборот, немного смещены в длинноволновую область и более широкие. Максимум пропускания фильтра r приходится на 655 нм при полуширине 90 нм, а максимум пропускания фильтра i - 810 нм с полушириной 200 нм. Сделано это было преднамеренно, что бы можно было выловить наличие красного смещения и оценить его величину. Ведь большинство удаленных галактик от нас удаляются из-за хабловского расширения Вселенной, а из-за эффекта Доплера их спектр смещается в красную область. Если любители заинтересуются исследованием слабых галактик, они могут приобрести набор фильтров uvgri.
   Применение более узкополосных фильтров позволяет уточнять звездную классификацию и улавливать более тонкие эффекты, чем система Джонсона, например индекс металличности. Примером такой системы является система, которую создал датский астроном Стремгрен. В современном виде она содержит 6 полос: u, v, b, y, beta1, beta2. Ультрафиолетовая полоса u имеет максимум на длине волны 350 нм и полуширину полосы пропускания 30 нм. Фиолетовая полоса v имеет максимум на длине волны 411 нм (Это примерно область максимума электронного перехода Аш-дельта в атоме водорода) и полуширину полосы пропускания 19 нм. Максимум полоса b приходится на длину волны 467 нм с полушириной 18 нм. Полоса y имеет максимум на длине волны 547 нм при полуширине полосы 23 нм. Полосы бета1 и бета2 охватывают линию электронного перехода в атоме водорода Аш-бету (486 нм), но имеют разные ширины. Полуширина полосы бета1 составляет 15нм, а бета2 - всего 3 нм. Из значения соотношения величин в этих полосах можно получать разнообразные индексы. Разность блеска в полосах b и y дает величину, аналогичную показателю цвета у Джонсона. Величина (u-v)-(v-b) позволяет оценить, насколько возрастает блеск при переходе через бальмеровский скачок. Величина (v-b)-(b-y) позволяет оценить, насколько богата атмосфера звезд металлами. Чем позже образовалась звезда, тем больше успело до нее взорваться сверхновых и тем большое в ее атмосфере линий металлов. Величина бета2-бета1 дает возможность оценить яркость лини Аш-бета по отношению к непрерывному спектру. У горячих звезд эта величина напрямую связана со светимостью, а у более холодных - с температурой.
   Естественно, что существуют и другие фотометрические системы, например Вильнюсская система, но они получили меньшее распространение. Их мы рассматривать не будем. Для ряда задач вообще не создано общепринятых фотометрических систем. Например, пока нет хорошей фотометрической системы для астрофизического исследования комет или планетарных туманностей. Такие объекты принято исследовать другими методами.
   Любители астрономии, зачастую не имея возможности использовать дорогие профессиональные фильтры, начали придумывать собственные фотометрические стандарты, используя то, что есть под рукой. Такие стандарты не связаны с физикой снимаемых объектов и не позволяют легко сравнить полученные данные с полученными ранее, но зато можно сравнивать фотометрию звезд с одним и тем же фильтром. Так, для получения кривой блеска переменных звезд можно использовать зеленый канал изображений, полученных с помощью цифровой зеркальной камеры.

Новини:

Автор Тема: Фотометрические фильтры (Прочитано 4335 раз)

tlgleonid

Фотометрические фильтры

tlgleonid

Re: Фотометрические фильтры

tlgleonid

Re: Фотометрические фильтры