Тема: Фильтры для наблюдателей (Прочитано 10221 раз)

tlgleonid · « : 17 Січня 2015, 13:37:14 »

Обычно после того, как любитель астрономии исчерпает все возможности своего телескопа, появляется желание каким-либо образом повысить его возможности. Сделать это не просто. Целый ряд объектов или деталей известных объектов так никогда и не удастся увидеть, поскольку поверхностная яркость туманностей или определенных деталей оказывается заметно меньше яркости неба. Единственный способ серьезно расширить возможности телескопа можно при помощи специальных астрономических светофильтров. Но что бы понять, что можно ожидать от фильтра, необходимо знать, как он работает. А для этого нужно еще знать кое-что и о свойствах небесных объектов и иметь понятие о их спектре.
Вы никогда не задумывались над тем, что для получения знаний о Вселенной мы длительное время использовали из всех органов чувств только одно – зрение. Мы видим и фотографируем светящиеся объекты. Мы различаем различные цвета и оттенки. И вся гамма красок и яркостей определяется одним лишь взаимодействием электромагнитного излучения с сетчаткой нашего глаза или ПЗС-матрицей камеры. Радиоастрономы тоже изучают Вселенную по приходящему от нее электромагнитному излучению, только недоступному глазу. Электромагнитное излучение - это поток фотонов, летящих со скоростью света. Фотоны могут иметь самую различную энергию. Фотоны с низкой энергией регистрируются громадными радиотелескопами, фотоны с большей энергией воспринимаются глазом.
Оставим пока вопрос о причинах и механизмах излучения этих фотонов и поговорим о том, как мы воспринимаем свет, в общем, и свет небесных объектов в частности.
Если мы, вслед за Ньютоном возьмем призму и пропустим через нее луч солнечного света, мы увидим, что в результате на экране образуется разноцветная радужная полоска.

tlgleonid

Аналогично, солнечный свет, преломляясь в каплях воды, образует радугу. Причина этого явления в том, что белый свет состоит из фотонов с разной энергией, и их мы воспринимаем как разные цвета. Для нас белый свет состоит из множества лучей всех цветов, которые преломляются по-разному: красные - слабее всего, синие и фиолетовые - сильнее всего. Именно синие лучи, рассеиваясь на молекулах воздуха, придают небу его голубизну. Радуга - это разложенный на цвета свет Солнца, его спектр.
С детства мы привыкли к тому, что радуга состоит из семи основных цветов: красного, оранжевого, желтого, зеленого, голубого, синего и фиолетового. В действительности же спектр состоит не только из этих цветов, а и из множества переходных оттенков. Почему же цвета расположены именно в таком порядке?
Было выяснено, что свет представляет собой распространяющуюся в пространстве смесь электромагнитных колебаний, каждое из которых имеет свой период и соответствующую ему длину волны. Длины волн в спектре принято измерять в специальных единицах - ангстремах, составляющих одну стомиллионную часть сантиметра. В видимом спектре длины волн уменьшаются от красных (около 7000 ангстрем) до фиолетовых (около 4000 ангстрем). Длины волн остальных цветов заключены между ними. Позже выяснилось, что помимо видимых лучей есть еще лучи недоступные глазу. К таким лучам относят лучи с длинами волн меньше 4000 ангстрем (ультрафиолетовые лучи) и лучи с длинами волн длиннее 7000 ангстрем (инфракрасное излучение). Но и это еще не все. Рентгеном были открыты так называемые Х-лучи, которые в русскоязычной литературе называют рентгеновскими лучами. Оказалось, что это еще более коротковолновое излучение и длина волны таких лучей уже порядка одного ангстрема. Еще более коротковолновое излучение носит название гамма-излучения. Радиоволны, благодаря которым мы можем слушать радио и общаться по мобильному телефону, являются длинноволновым излучением с длинной волны уже порядка миллиметров, сантиметров и даже метров.
Увы, большая часть электромагнитного излучения поглощается атмосферой и во всем спектре есть только два окна. Первое окно включает в себя видимый свет и часть ультрафиолетового и инфракрасного излучения. Второе окно приходится на радиодиапазон. Только благодаря этим двум окнам мы можем изучать Вселенную с поверхности Земли. Изучать радиоволны – это удел радиоастрономов, любители астрономии за редкими исключениями наблюдают звездное небо только в оптическом диапазоне.

tlgleonid

Для исследования спектра звезд и планет астрономы в настоящее время вместо архаичных призм используют специальные дифракционные решетки. Это пластинки с нанесенными на них штрихами, причем расстояние между штрихами сравнимо с длиной волны видимого света. Благодаря таким решеткам свет расщепляется в спектр, аналогично тому, как это происходит при использовании призмы.
Одним из первых исследователей спектра небесных тел стал Фраунгофер. Он обнаружил, что спектр небесных тел может быть двух типов. Первый вид – непрерывный спектр, второй же тип – это линейчатый спектр, в котором наблюдается лишь некоторое число ярких линий.
Плавный, непрерывный по длинам волн спектр наблюдается у нагретых твердых и жидких тел. Яркость того или иного участка спектра характеризует количество излучаемой телом энергии на этой длине волны. Например, у тел, нагретых до 4000 К, наиболее ярким будет красный участок спектра, а у более горячих тел ярче становятся другие участки спектра. Например, у тел, нагретых свыше 7000 К, излучение ярче всего в области ультрафиолетовых лучей. На графике ниже показан спектр тела, нагретого до температуры в 6000 градусов Кельвина (5727 градусов Цельсия). Поскольку температура фотосферы Солнца составляет именно такую величину, то распределение интенсивности излучения солнечного света похоже на показанное на графике.

tlgleonid

У холодного газа спектр может иметь совершенно другой вид. Вместо непрерывно переходящих друг друга оттенков мы будем наблюдать лишь несколько ярких узких линий, которые называют спектральными. Благодаря такому свойству спектров газов астрономы смогли узнать состав атмосфер планет, звезд, планетарных и диффузных туманностей. Но почему газы излучают именно узкие спектральные линии. Для того, что бы это понять, нужно рассмотреть хотя бы вкратце законы атомной физики.
Все дело в том, что атом любого вещества состоит из ядра и некоторого количества электронов. Например, атом водорода состоит только из ядра и одного электрона а у атома кислорода уже 9 электронов. Законы атомной физики таковы, что орбиты электронов не могут быть какими угодно. Есть лишь определенный набор разрешенных электронных орбит. Каждая электронная орбита имеет свой уровень энергии. Чем выше орбита электрона, тем большей энергией обладает конкретный электрон. Если энергия электрона достаточно высока, то электрон покинет ядро и получит свободу. Что бы электрон мог перейти с более низкой орбиты на более высокую, ему требуется энергия. А вот переход с более высокой орбиты на более низкую наоборот происходит спонтанно и с выделением энергии. Носителем энергии в чистом виде является именно фотон. Многие электронные переходы приводят к излучение света, приходящегося на видимый свет, инфракрасное или ультрафиолетовое излучение.
Холодный газ состоит из отдельных атомов или молекул. Если где-то недалеко находится источник света, то фотоны света, неизбежно время от времени сталкивающиеся с электронами, передают ему часть своей энергии. Наибольшая вероятность, что фотон передаст свою энергию электрону в случае, когда энергия фотона близка к энергии разрешенного перехода. Иными словами, если энергия фотона будет совпадать с энергией возможных переходов, то такие фотоны будут поглощаться. Если между источником непрерывного света окажется какой-либо газ, то для длин волн, соответствующих энергии перехода, будут наблюдаться темные линии поглощения. Поскольку энергия разрешенных уровней для разных атомов различна, различными будут и линии поглощения этими атомами. У спектроскопистов есть специальные таблицы с длинами волн для различных атомов и молекул, благодаря которым по линиям поглощения можно узнать химический состав такого газа.
После того, как электрон перейдет на более высокий уровень, он будет находится некоторое время на новой орбите, а потом излучив фотон перейдет на более низкую орбиту. Вернуться на прежнюю орбиту электрон может через целую цепочку таких переходов. Из-за этого энергия фотонов излучения может (и как правило, будет) отличаться от энергии поглощенных фотонов. Газ, освещаемый очень горячей звездой может излучать в видимом диапазоне. Примерами таких переходов могут являются линии Аш-Альфа (6563 ангстрем) и Аш-бета (4861 ангстрем) у водородных туманностей и линии ОIII (4959 и 5007 ангстрем).
Спектр молекулярного газа намного сложнее атомарного. Ведь в молекуле помимо перехода электронов с уровня на уровень есть еще уровни энергии, связанные с колебанием атомов в молекуле по отношению к центру масс, а также связанные с вращением молекулы вокруг оси. При этом возможны переходы как чистые, так и смешанные, например электронно-колебательно-вращательные. Целый ряд таких переходов приводит к излучению фотонов с энергией, приходящейся на видимую и ультрафиолетовую область. Наиболее интересны для любителей линии Свана с длиной волны 511 и 514 нанометров (нанометр - (единица длины в 10 раз больше ангстрема) в которых светится газ, истекающий из комет. Кроме того, в кометах при определенных условиях становятся очень яркими линии Циана (CN) c длинами волн 3883 и 4216 ангстрем.
В реальной жизни редко можно встретится только с непрерывными спектрами или спектрами, состоящими из ряда узких линий. Как правило, спектр небесных тел имеет комбинированный характер и в них встречаются и яркие эмиссионные линии и линии поглощения и сложный непрерывный спектр. Именно благодаря таким особенностям звезды смогли разделить на целый ряд спектральных классов. Что бы наглядно увидеть распределение интенсивности излучения от длины волны, спектры изображают в виде графики, по горизонтальной оси которых указывают длину волны в ангстремах или наномерах, а по вертикальной - интенсивность излучения. Посмотрим на некоторые примеры.

tlgleonid

На верхнем левом графике мы видим спектр горячей голубоватой звезды V696 Единорога. Видно, что наиболее интенсивно она светит в голубых лучах, причем спектр у нее непрерывный, хотя и имеет в фиолетовой области ряд линий поглощения и яркую линию излучения Аш-альфа. А вот спектр более холодных звезд намного сложнее. В этом спектре наблюдаются различные максимумы, темные провалы различной ширины и глубины. Спектр звезды Бета Геркулеса приближен к спектру Солнца. Такое излучение мы привыкли воспринимать, как белый свет, хотя он в основном состоит из желто-зеленых лучей. Темные линии были обнаружены и в солнечном спектре. Их выявил в 1802 году Уильям Волластон, но не придал им значения. А вот Фраунгофер в 1814 году их не только пронаблюдал, но и объяснил их происхождение, поэтому эти линии называются линиями Фраунгофера.
В спектре Солнца обнаружилось и несколько максимумов. Один из них на длине волны 540 нанометров соответствует электронному переходу в сильно ионизированном атоме железа. Поскольку атомы железа выстраиваются вдоль магнитных линий, наблюдая Солнце на этой длине волны можно изучать магнитное поле Солнца.
Спектр Солнца хорошо изучен, но он позволяет изучать состав атмосфер и поверхностей планет, поскольку планеты лишь отражают солнечный свет, частично его поглощая. По изменениям в спектре отраженного планетой света, по сравнению с солнечным, судят о химическом составе хвостов и ядер комет, планетных атмосфер, поверхностей планет. Например, Марс поглощает часть голубых лучей и интенсивно отражает красные и оранжевые лучи. Спектр же Юпитера смещен больше в желтую область, но в его спектре присутствуют многочисленные линии поглощения. Тем не менее, спектры планет такие же непрерывные, как и спектр Солнца.
Рассмотрим теперь спектр некоторых других объектов. По сути, помимо звезд и планет мы можем наблюдать множество так называемых DeepSky объектов: галактик, туманностей и звездных скоплений. Рассеянные и шаровые звездные скопления состоят фактически из звезд. Галактики мы также видим только благодаря свету множества звезд и по этому спектры галактик, как и звезд, являются непрерывными. Но есть класс газовых туманностей, спектр которых совершенно не похож на спектры звезд. Их спектр содержит серию отдельных линий. Этим их спектр отличается от непрерывного спектра пылевых или отражательных туманностей.

tlgleonid

Если посмотреть на спектр широко известной яркой туманности М42 (Туманности Ориона), можно увидеть лишь несколько ярких линий: водорода и запрещенные линии излучения дважды ионизированного кислорода. Именно по этому в таких туманностях можно обнаружить красные, зеленые и сине-зеленые тона. Самой яркой линией спектра является линия Аш-Альфа, расположенная в красной области. Из-за этого такие туманности называют красными за их характерный малиновый цвет на снимках, полученных с цветными камерами. Но глаз видит М42 из-за ярких линий OIII в зеленой части спектра. Эмиссионные туманности, бедные атомами кислорода зачастую стали известны только благодаря астрономической фотографии, поскольку их излучения в линии Аш-Альфа мало доступно глазу. Наиболее многочисленными объектами со спектром из ярких линий являются планетарные туманности. В их спектре линии Аш-альфа и Аш-бета слабы, а вот линии OIII яркие.
Среди небесных объектов встречаются и объекты с комбинированным спектром. Он представляет собой непрерывный спектр, на фоне которого видны отдельные яркие линии. Таким является спектр известной Крабовидной туманности. Комбинированным является и спектр комет. У молодых комет эмиссионная часть спектр велика, а вот старые кометы, хвост которых состоит в основном из пыли, имеют непрерывный спектр.
На первый взгляд может показаться, что глазу все равно, какой спектр имеет небесное тело и применять фильтры нет никакого смысла. Но в реальности это не так. Даже очень черное небо не является таким уж и черным. Если посмотреть в телескоп при минимальном увеличении, поле зрения окажется заметно светлее, чем чернота за его пределами. Свечение ночного неба вызвано целым рядом причин как космического, так и земного происхождения. Среди космических причин можно выделить сливающееся в равномерное свечение излучение множества слабых далеких звезд и галактик а также рассеяние света звезд на частичках межзвездной и межпланетной пыли и газа. Земная атмосфера вносит дополнительный вклад в это свечение, рассеивая свет звезд молекулами воздуха. В спектре ночного неба можно выделить как непрерывную часть спектра, так и несколько ярких атмосферных линий: 5577 нанометров и дублет 5890-5896 нанометров в желтой части спектра и 6300 с 6364 в красной области.
Увы, кроме природного свечения неба присутствует и рассеяние света от источников излучения, созданных человеком. Это свечение заметно даже в сельской местности, а уж в окрестностях больших городов оно становится доминирующим. Такое свечение называют световым загрязнением. Основными источниками такого загрязнения являются лампы накаливания, ртутные, натриевые лампы и некоторые другие источники. Спектр излучения ламп накаливания имеет сходство с солнечным спектром. Ведь его природа практически та же самая – излучение раскаленного тела (в данном случае нити накаливания). По этому лампы накаливания являются самыми неприятными – ведь засветка от них распространяется на всю область видимого спектра. Некоторым утешением может служить лишь тот факт, что температура нитей накаливания все-таки ниже, чем фотосферы Солнца и по этому большая часть излучения таких ламп лежит в желто-красной области.
Но в целях экономии большая часть уличного освещения обеспечивается при помощи ламп высокого давления – натриевых и ртутных ламп. А их излучение имеет вид целого ряда ярких эмиссионных линий. Именно благодаря свету всех этих ламп городское небо приобретает рыжеватый оттенок. По этому, большинство любителей астрономии вынуждено уезжать на наблюдения подальше от города.
Что бы получить общее впечатление об основных линиях в спектре небесных тел и спектре ночного неба, перечислим их с указанием порождающего источника.

Фиолетовая и ультрафиолетовая область.
3650 ангстрем. Линия ртути. Излучается ртутными лампами.
3727 ангстрем. OII - запрещенная линия однократно ионизированного кислорода.
дублет 3798 и 3835 ангстрем. Слабые линии возбужденного атома водорода.
3869 и 3969 ангстрем. NeIII - запрещенная линия двукратно ионизированного атома
3888 ангстрем. Запрещенная линия излучения гелия.

Голубая область
4047 и 4358 ангстрем. Линии ртути. Излучаются ртутными лампами.
4101 и 4471 ангстрем. Слабые линии возбужденного атома водорода.
4340 ангстрем. Основная линия излучения водорода Аш-гамма. Заметно слабее Аш-альфы и Аш-беты.

Зеленая область
4686 ангстрем. - НII - запрещенная линия излучения однократно ионизированного атома гелия.
4861 ангстрем. - Основная линия излучения водорода Аш-бета. Слабее линии Аш-альфа, но зато находится в области максимальной чувствительности человеческого глаза. Облака ионизированного водорода хорошо видны визуально именно на этой длине волны.
дублет 4959 и 5007 ангстрем - OIII запрещенные линии излучения двукратно ионизированного кислорода. Остатки вспышек сверхновых и планетарные туманности в видимом диапазоне излучают свет в основном именно в этих линиях.
5110 и 5165 ангстрем - полосы Свана. Линии излучения атомарного углерода, которые наблюдаются в спектрах комет.

Желтая область
5461, 5750, 5770, 5791 ангстрем - сильные линии излучения ртутных ламп.
5577 ангстрем - Яркая линия излучения кислорода, находящегося в верхних слоях земной атмосферы.
5688 ангстрем - Линия излучения натрия. Является одной из ярких линий излучения натриевых ламп.
5852 и 5882 ангстрем - линии излучения неона и излучаются неоновыми лампами.
5876 ангстрем - слабая линия излучения возбужденного атома гелия.
5890 и 5896 ангстрем - самый известный дублет линии излучения натрия. Наблюдается в спектрах комет, спектре ночного неба и натриевых ламп. Именно благоадря этим линиям свет натриевых ламп имеет желтоватый оттенок.

Красная область.
6154 и 6161 ангстрем - красные линии излучения натриевых ламп.
6234 ангстрем - красная линия излучения ртутных ламп.
6267 и 6402 ангстрем - сравнительно слабые линии излучения неоновых ламп.
6300 и 6364 ангстрем - линия излучения возбужденного атома кислорода. Наблюдается в спектрах комет, планетарных туманностей и в спектре ночного неба.

Инфракрасная область.
6548 и 6584 ангстрем - запрещенные линии излучения однократно ионизированного азота. В спектрах планетарных туманностей и остатков звездных вспышек эти линии достаточно яркие, но из-за низкой чувствительности глаза к инфракрасному излучению малоизвестны среди любителей.
6563 ангстрем - самая яркая линия излучения атомарного водорода Аш-альфа. Из-за низкой чувтсвительности глаза к этой линии используется астрофотографами, снимающими водородные облака. Также в этой линии излучают солнечные протуберанцы, которые хорошо видны при помощи специализированных телескопов.
дублет 6717 и 6731 ангстрем - SII - принадлежит запрещенным переходам излучения однократно ионизированного атома серы. Линия достаточно яркая в спектре планетарных туманностей и остатков вспышек сверхновых, но из-за недоступности данной области спектра человеческому глазу используется исключительно в астрофотографии.

Основная роль, которую выполняет астрономический фильтр состоит в подавление вредного излучения фона и пропускании полезного света излучения небесных тел. Рассмотрим конкретный пример. Пусть у нас есть некий объект, скажем "комета", которая излучает свет в нескольких эмиссионных линиях Свана и которая едва видна на фоне ночного неба (левый рисунок). Если применить широкий фильтр, который пропустит 90% фона и 100% света "кометы", "комета" станет видна намного лучше (средний рисунок). А вот если фильтр пропустит только ту область спектра, в которой находятся линии Свана, то паразитный фон снизится в несколько раз и "комета" будет сразу же бросаться в глаза (правый рисунок). Заметьте, что яркость кометы на всех рисунках одинакова и меняется только яркость фона.

tlgleonid

Нужно заметить, что фильтры могут применяться не только для борьбы с вредным излучением, но и для грубых спектроскопических исследованиях. Поскольку различные небесные тела могут иметь свой уникальный спектр, то мы можем очень много чего сказать о небесном теле, только изучив спектральные свойства света, приходящего от него. Однако, поскольку спектрометры большинству любителей недоступны, да и получить спектр слабых источников света проблематично, любителями могут успешно применяться астрономические фильтры. Фильтры могут повышать контраст определенных деталей на планетах, помогать установить наличие в спектре небесного тела линий излучения водорода, кислорода, углерода.
По принципу работы фильтры можно разделить на два класса: интерференционные и фильтры поглощения. Исторически, фильтры поглощения были придуманы раньше, поскольку изготовить их намного проще. Как правило, такой фильтр представляет собой стеклянную пластинку, в которой при варке стекла вносятся определенные пигменты, поглощающие те или иные длины волн. Возможен также вариант, когда фильтры состоят из обычного стекла, но на него химическим способом наносят определенный пигмент. Кривые пропускания таких фильтров носят, как правило, пологий характер. Обычно такими фильтрами являются фильтры для наблюдения планет и Луны. Впрочем, иногда такие фильтры используют и для фотометрии в разных стандартах и для получения цветных изображений на ПЗС.
Работа интерференционных фильтров основана на использовании явления интерференции.

tlgleonid

На рисунке показано, что из себя представляет такой фильтр. Это стеклянная пластинка с нанесенным на нее слоем диэлектрика. Главной особенностью его работы является высокое отражение от плоскостей между поверхностью диэлектрика и воздуха, а также на границе диэлектрик-стекло. При некоторых толщинах диэлектрического слоя может наблюдаться такое явление, как интерференция двух пучков света, то есть луч, отразившийся от границы диэлектрик-воздух и границы диэлектрик-подложка складываются в противофазе и гасят друг друга, а прошедшие лучи складываются в фазе. Это все осуществляется благодаря подборке толщины слоя диэлектрика и его диэлектрической проницаемости, при которой это становится возможным. Примерно так же наносят и просветляющие покрытия. Реальные фильтры имеют не один, а до десятка различных слоев, благодаря которым удается достигнуть желаемой полосы пропускания.
Полоса пропускания фильтра - зависят от угла падения света на этот фильтр. Допустим, что мы поставили интерференционный фильтр перед источником света. Одной из неприятных особенностей фильтра в этом случае будет смещение полосы пропускания в область более коротких длин волн. Если у нас есть фильтр OIII то, наклоняя его перед лампочкой накаливания, мы увидим, как он будет становиться сначала синим, а потом фиолетовым. Если этот фильтр пропускает часть инфракрасного излучения, то при определенном угле наклона фильтр начнет пропускать красную часть спектра и цвет фильтра станет пурпурным.
Если лямбда - длина волны, при которой пропускание фильтра максимально при угле падения альфа, а лямбда-? - длина волны при которой пропускание фильтра максимально при перпендикулярном падении света на фильтр (угол альфа равен нулю), а n – коэффициент преломления пленки покрытия, будет иметь место следующее выражение:

tlgleonid

Коэффициент преломления диэлектрических слоев зависит от того, из какого материала сделаны эти слои и в каком порядке они нанесены. Как правило, коэффициент преломления лежит в диапазоне от n=1.4 до n=2.0.
В телескопе фильтры обычно ввинчиваются в окуляр, а, следовательно, они оказываются хотя и в слабосходящеся , но все-таки в сходящемся световом пучке и лучи от крайних частей объектива падают не перпендикулярно поверхности фильтра, а под небольшим углом.
Когда интерференционный фильтр оказывается в сходящемся пучке, как это имеет место в телескопе, итоговая кривая будет суммой (или интегралом) всех лучей конуса. Для умеренных светосил (не больше 1:2.5) смещение полосы может быть выражено, как половина максимального смещения для крайних лучей конуса. Тогда, если величиной лямбда с индексом m мы обозначим новое положение максимума пропускания фильтра, то для нее можно записать следующее соотношение:

tlgleonid

где ,бета- наибольший угол отклонения света от объектива, по сути равный углу конуса света и измеряющийся в радианах. Для малых углов (а этот угол будет малым в реальных оптических системах) этот угол в радианах будет иметь значение 1/(2*N0), где N0 - обратное относительное отверстие телескопа, численно равное отношению фокусного расстояния телескопа деленного на диаметр объектива телескопа.
Предположим, что у нас имеется телескоп, у которого относительное отверстие равно 1:5, то есть фокусное расстояние телескопа в пять раз превосходит размер объектива. Пусть у нас установлен фильтр, пропускающий излучение в области Аш-Бета (максимум пропускания находится на длине волны 4861 Aнгстрем). Тогда имеем, что N0=5, бета=0.1, а значит лямбда с индексом m равно 4858 Ангстрем, при n=2.0 или 4855, если n=1.4. То есть мы имеем некоторое уширение области пропускания и снижение кривой пропускания в области максимума. Чем более светосильный телескоп используется и чем уже полоса пропускания фильтра, тем это уширение будет существеннее.
Есть и другие причины, приводящие к ухудшению работы фильтров. Например, при увеличении диаметра фильтра возникают дополнительные прогибы стеклянной пластинки, которые, впрочем, довольно малы по абсолютной величине. Тем не менее, чем дальше от фокальной плоскости окажется светофильтр, тем большие искажения будут вноситься фильтром в итоговое изображение.
Еще одно искажение полосы пропускания фильтров вызвано тем, что диэлектрические слои нанесены на плоскопараллельную стеклянную пластинку. В этой пластинке происходит преломление лучей и положение фокуса смещается. Это следует учитывать, поскольку после установки фильтров необходимо при больших увеличениях заново наводится на резкость. Второй проблемой фильтров является та особенность, что лучи, падающие под разными углами, сходятся уже не совсем в одном месте и с разными смещениями длины волны. По этой причине использование фильтров вносит дополнительную сферическую аберрацию.

tlgleonid

В зависимости от ширины пропускания все фильтры можно разделить на широкополосные, среднеполосные и узкополосные.

tlgleonid

Широкополосные фильтры действительно имеют достаточно широкую полосу пропускания и по своим свойствам они скорее отсекают нежелательное излучение. Полуширина их пропускания составляет 80-100 нанометров и более. К широкополосным можно отнести фильтры для блокирования инфракрасного или ультрафиолетового излучения, фильтры против светового загрязнения, фильтры для повышения контраста.
Полуширина пропускания среднеполосных фильтров составляет от 30 до 80 нанометров и рассчитаны такие фильтры на пропускание нескольких спектральных линий.
Узкополосные фильтры имеют небольшую ширину пропускания и предназначены для отфильтровывания из всего спектра одной спектральной линии или дублетов (тесных парных однотипных линий).
Наибольшая полоса пропускания у фильтров, отсекающих инфракрасное или ультрафиолетовое излучение. Применяются такие фильтры в первую очередь в астрономической фотографии. Поскольку ПЗС матрицы очень чувствительны к инфракрасному свету, то для того, что бы не нарушать цветовой баланс в обычных бытовых цифровых фотоаппаратах устанавливают специальные фильтры, отсекающие инфракрасное которое недоступно человеческому глазу, но к которому чувствительна ПЗС. Похожая ситуация возникает и тогда, когда нужно бороться с избыточным ультрафиолетом. Стоит упомянуть, что за исключением нескольких специальных моделей зеркальных камер, перед ПЗС устанавливается фильтр, который обеспечивает правильную цветопередачу в бытовой съемке, но к сожалению, достаточно сильно поглощает излучение в области линии Аш-Альфа. В связи с этим, такие камеры не очень подходят для съемки водородных туманностей. Если же фильтр перед матрицей убрать вообще, на матрицу начнет попадать инфракрасное излучение, на которое не рассчитаны фотографические объективы. Кроме того, без фильтра уменьшается рабочий отрезок и у камеры начинаются проблемы с фокусировкой. Для того, что бы избежать подобных проблем, некоторые компании (например Baader Planetarium) производят фильтры, которые можно установить вместо штатных практически на всех моделях зеркальных камер Canon. Да и Сама компания производит модели, которые уже изначально имеют фильтр, пропускающий линию Аш-Альфа и маркирует их индексом "Da", вместо "D". Камеры с замененным фильтром хорошо подходят для съемки различных туманностей, но имеют нарушения цветопередачи при бытовой съемке, особенно при наличии ярких в инфракрасном излучении источников, например на пляже.

tlgleonid

Нередко применяются фильтры для отсечения инфракрасного излучения и при съемке с астрономическими ПЗС матрицами, когда в качестве объектива используется рефрактор. Дело в том, что для инфракрасного излучения положение фокуса линзового объектива оказывается существенно отличным от положения фокуса для видимого света. В результате, при отсутствии фильтра, изображение оказывается размытым.
Помимо фильтров с широкой полосой пропускания, не пропускающих излучение, длиннее определенной длины волны существуют фильтры, имеющие большую ширину пропускания, но ограниченную как в длинноволновой, так и в коротковолновой области. Примером такого фильтра может служить фильтр Baader Fringe-Killer. Данный фильтр широко применяется в рефракторах, поскольку позволяет отсечь ту часть излучения, которую ахроматы не в состоянии свести в фокусе и придать более эстетичный вид ярким источникам без пурпурного или фиолетового ореола.
Среди широкополосных фильтров есть и такие, целью которых является отсечение желтой части спектра, в которой расположены линии излучения натриевых и частично ртутных ламп, а также основных линий излучения, рождающегося в верхних слоях атмосферы. Примером такого фильтра является Lumicon DeepSky Filter, у которого помимо основной полосы пропускания в области от 4500 до 5300 ангстрем имеется еще и дополнительная полоса пропускания, пропускающая излучение с длиной волны больше 6500 ангстрем. Такая кривая пропускания делает доступными как визуальные кислородные и водородные линии (Аш-бета и OIII), так и фотографическую линию Аш-альфа. Следовательно, такой фильтр, снижая яркость фона ночного неба (до 40%) и поглощая линии излучения люминесцентных ламп, снижает яркость звезд и галактик на небольшую (до 0.3-0.4m) величину. При этом фильтр практически не ослабляет яркость планетарных и многих эмиссионных туманностей. Благодаря таким свойствам фильтры данного типа носят название фильтров от засветки. К сожалению, фильтр не является панецеей от засветки, особенно в наших условиях, когда значительная часть искусственного света создана галогенными лампами и лампами накаливания.
Очень интересными свойствами обладает фильтр Baader Neodinium. У этого фильтра область пропускания фильтров от засветки в сине-зеленой области имеет дополнительный минимум, образующий две, почти отдельные области пропускания: синюю и желто-зеленую. Ширина красной области существенно больше.

tlgleonid

Такая кривая пропускания позволяет решить две задачи. С одной стороны фильтр вырезает из спектра неба эмиссионные линии кислорода, а также линии засветки от ламп высокого давления, а с другой стороны выделяет отдельно красный, желтый и синий цвет. Благодаря таким свойствам такой фильтр может успешно использоваться наблюдателями планет для повышения контрастности цветных деталей. При наблюденях Марса он резко улучшает видимость морей, полярных шапок и облаков, на Юпитере улучшает видимость деталей в поясах и делает более контрастными полосы Сатурна. Очень хорошо работает фильтр по Луне, резко улучшая видимость многих деталей. Для городских жителей фильтр может помочь в борьбе с засветкой, снижая яркость фона неба, улучшая видимость всех видов объектов (галактик, туманностей, скоплений). В прочем рост проницания по звездам не так велик и обычно составляет несколько десятых звездных величин. Благодаря сравнительно высокой пропускной способности фильтр хорошо работает даже на небольших телескопах.
Среднеполосные фильтры рассчитаны на пропускание нескольких характерных полос, при этом существенно повышая контраст объектов, значительная часть излучения которого приходится на эти линии. Большинство подобных фильтров рассчитаны на пропускание водородной линии аш-бета и кислородных линий ОIII. За такими фильтрами закрепилась абревиатура UHC от "Ultra High Contrast", что переводится, как ультрвысокий контраст. Обычно для человеческого глаза такие фильтры гасят от одной до двух звездных величин в зависимости от производителя фильтров, но при этом яркость многих планетарных и диффузных туманностей ослабляется не столь сильно. Подобные фильтры производят компании Lumicon, Astronomic, Орион, Дипскай, Баадер и другие.
Наиболее плотным из таких фильтров является Lumicon UHC. Этот фильтр пропускает только линии Аш-Бета и линии OIII. Такой фильтр эффективен практически для всех туманностей, которые излучают в основном в этих линиях. Впрочем, большинство объектов окажутся еще контрастнее со специализированными фильтрами, пропускающими только линии OIII или линию Аш-Бета. Наиболее полезен данный фильтр для тех объектов, у которых излучение водородных и кислородных линий примерно одинаково. Среди таких объектов можно упомянуть Sh-2-13, IC 4685, NGC 604 область HII в M33, NGC 40. Этот фильтр можно рекомендовать для владельцев средних телескопов (от 150 мм), особенно если покупка более узкополосных фильтров не предвидится. Нужно отметить, что в разные годы компанией Lumicon производилось несколько модификаций этого фильтра и есть фильтры, пропускающие линии излучения Аш-альфа, а есть, непропускающие. В первом случае фильтр может использоваться и для астрономической съемки на цветные ПЗС матрицы.
Наиболее светлым из UHC фильтров является Baader UHC-S. Особенностью этого фильтра является существенно более широкая полоса пропускания, близкая к широкополосным DeepSky фильтрам, хотя и заметно уже их. Преимуществом такого фильтра является то, что он ослабляет звезды для глаза всего на одну звездную величину. Это позволяет любоваться звездными скоплениями, погруженными в туманность, облегчает ориентирование на небе по сравнению с более плотным фильтром от Lumicon. Платой за это становится более низкий контраст эмиссионных и планетарных туманностей по отношению к фону неба и, соответственно, они видны хуже. Но не все так однозначно. Фильтр Baader UHC-S имеет достаточно большую пропускающую способность в голубой части спектра, благодаря чему заметно повышается контраст пылевых туманностей, окруженных голубыми звездами. Например, лучше становится видна туманность в Плеядах, которая, как и большинство подобных туманностей, наиболее яркая в голубой части спектра. Фильтр также пропускает и линии Свана, которыми богаты хвосты комет. По этому можно смело рекомендовать этот фильтр и для наблюдения комет, особенно с низким контрастом. Еще этот фильтр может быть полезен для городских астрофотографов, поскольку, снижая общую засветку неба, он пропускает все полезные линии излучения. Таким образом, этот фильтр создан для работы по наибольшему числу объектов, но с меньшей, чем у других фильтров, эффективностью. Этот фильтр хорош для владельцев небольших телескопов с апертурами от 80мм для наблюдения диффузных (эмиссионных и пылевых), планетарных туманностей и комет. Естественно, что для галактик и звездных скоплений данный фильтр не эффективен.
Фильтры других производителей, например Astronomic UHC, имеют полосу пропускания уже, чем Baader UHC-S, но шире, чем Lumicon UHC. Такие фильтры не так сильно "давят" звезды, как Lumicon UHC, а туманности с ними выглядят контрастнее, чем с Baader UHC-S.
К среднеполосным фильтрам относится также фильтр Lumicon Comet filter. Данный фильтр создан для наблюдения именно комет и в этом отношении является достаточно уникальным. Его полоса пропускания охватывает длины волн от 495 нанометров до 515 нанометров, захватывая кометные линии Свана и линии OIII. Данный фильтр может помочь любителям в поиске новых комет на не очень темном небе, а также в наблюдении комет на засвеченном небе или очень слабых комет, которые, имея доступную яркость, практически ненаблюдаемые из-за большого размера комы.
Узкополосными фильтрами обычно называют фильтры, которые рассчитаны на то, что бы пропускать одну определенную линию излучения (например, линии излучения водорода или однократно ионизированной серы) или дублета линий (как в случае дважды ионизированного кислорода). Большая часть таких фильтров пропускает еще инфракрасное или ультрафиолетовое излучение. Однако, не все узкополосные фильтры такие. Некоторые из этих фильтров маркируются обозначением ССD. Такая маркировка говорит в первую очередь о пригодности данного фильтра для съемок на ПЗС камеру. Для того, что бы можно было нанести такое обозначение на фильтр, необходимо, что бы фильтр пропускал лишь излучение определенной длины волны и не имел хвостов пропускания в области, в которой чувствительна ПЗС.
Начнем наше рассмотрение с самого популярного у астрофотографов фильтра – фильтра H-альфа. Не секрет, что множество водородных облаков вдоль млечного пути светят наиболее ярко именно в этой линии. По этому узкополосные фильтры, пропускающие свет водородных туманностей и гасящих любой другой, позволяют получить очень эффектные снимки туманностей. Кривая пропускания такого фильтра должна быть достаточно узкой, поскольку с одной стороны спектра от линии Аш-альфа находятся вредные линии излучения атмосферного кислорода, а с другой стороны - линия излучения однократно ионизированной серы, которая несет совсем другую полезную информацию и для которой есть свои фильтры.

tlgleonid

На приведенном выше графике показана кривая пропускания подобного фильтра при двух разных углах наклона падения света. Красная кривая соответствует кривой пропускания для перпендикулярно падающих на фильтр лучей, а синяя кривая соответствует кривой для лучей, падающих с наклоном в 5 градусов, что характерно для крайних лучей от объектива со светосилой 1:5.6 Очевидно, что таковая кривая была выбрана не случайно, поскольку она позволяет использовать фильтр даже с очень светосильными объективами. Этот график был приведен для того, что бы показать, что для узкополосных фильтров форма кривой пропускания очень важна, как и важна точность нанесения слоев. Увы, некоторые дешевые фильтры не могут похвастаться точностью изготовления и кривые пропускания могут отличаться от экземпляра к экземпляру.
Несколько реже используется еще один узкополосный фильтр SII, который пригоден лишь для фотографических наблюдений, поскольку глаз почти не чувствителен к таким длинам волн. По сути, однократно ионизированная сера порождает дублет из двух близко расположенных линий 6719 и 6730 ангстрем. Примерами таких фильтров могут служить фильтры Astronomik SI, или Baader SII CCD. Такой фильтр оказывается полезен для фотографирования туманностей, богатых не только водородом, но и более тяжелыми элементами. Это М17, М42 и многих других.
Узкополосные фильтры для выделения линий Аш-бета и ОIII бывают двух типов: визуальные и для съемки с ПЗС-матрицей. Естественно, что такое деление достаточно условно. Фильтры для съемки с ПЗС матрицей могут быть успешно использованы для визуальных наблюдений и наоборот, с визуальными фильтрами можно снимать. Но при этом нужно иметь ввиду, что у фотографических фильтров полоса пропускания существенно уже. Дело в том, что чем уже полоса пропускания, тем сильнее окажутся ослабленными звезды фона, а значит вполне возможна ситуация, когда с таким узкополосным фильтром в поле зрения не окажется ни одной яркой звезды, по которой можно сфокусироваться. Естественно, что яркость самой туманности при этом не меняется. Скорее даже туманность становиться видна тем лучше, чем более узкополосный фильтр используется, поскольку контраст туманности по сравнению с фоном неба увеличивается. И на астрономической фотографии это действительно заметно. К сожалению, даже визуальный фотографический фильтр настолько ослабляет фон неба, что для глаза он становится совершенно черным и наблюдатель визуально может и не увидеть разницы между визуальным и фотографическим фильтром. Да и чисто эстетически смотреть на одну туманность без звезд фона не очень интересно. Вот почему для визуальных наблюдений лучше использовать все-таки визуальные фильтры. Они поглощают от 2m до 3m в зависимости от производителя. Фотографические фильтры ослабляют звезды до 4m. Еще одна особенность фотографических фильтров - смещение максимума кривой пропускания в более длинноволновую область по отошению к полосе излучения. Делается это для того, что бы яркость туманности на всей площади матрицы была практически одинаковой. Нередко у фотографических фильтров и еще одна особенность: они создаются таким образом, что бы небыло паразитных полос пропускания в инфракрасной области спектра. Такие паразитные полосы не играют роли при наблюдении глазом, но снижают контраст при съемке на ПЗС-матрицу.
Фильтр OIII является самым популярным и полезным фильтром для любителей визуальных наблюдений, поскольку почти все планетарные туманности, а также большинство эмиссионных туманностей излучает именно в области дважды ионизированного кислорода. Именно этот фильтр позволяет увидеть наиболее эффектно такие туманности, как М8, М16, М17, М97, «Розетку», «Улитку», «Паруса», «Серп» и много других, хорошо известных и популярных туманностей. С этим фильтром очень удобно наблюдать планетарные туманности, с легкостью выделяя их среди звезд. Для этого не надо ввинчивать фильтр в окуляр. Достаточно поднести его перед окуляром и сразу увидеть, какая звезда не погасла. Для детального же изучения планетарных туманностей, фильтр все же следует вкрутить в окуляр.
Фильтры OIII разных производителей различаются шириной пропускания. Чем уже кривая пропускания, тем выше контраст туманности и тем легче увидеть слабые протяженные туманности. Чем шире кривая, тем контраст туманности с фоном ниже, но зато лучше видны звезды фона, по которым легче навестись на резкость. Например, фильтр TeleVue OIII имеет очень широкую кривую пропускания. Такой фильтр легче использовать на средних телескопах, но менее эффективно на крупных. Фильтр Lumicon OIII имеет существенно более узкую кривую пропускания и по этому больше пригоден для наблюдения слабых и крупных планетарных туманностей типа Jones1. Самая же узкая кривая у фильтра Baader OIII.
Фильтр Аш-бета используется значительно реже. Любители визуальных наблюдений прозвали его фильтром конской головы, поскольку долгое время бытовало убеждение о пригодности данного фильтра только для наблюдения темной туманности Конская голова и туманности Калифорния. Однако это не так. Есть множество водородных туманностей, которые становятся видны намного лучше именно с этим фильтром. Понятно, что с таким фильтром лучше всего видны все водородные облака, и они будут видны тем лучшее, чем лучше полоса пропускания в области линии Аш-бета и чем уже кривая пропускания. Некоторые туманности очень хорошо видны с этим фильтром в бинокль, небольшую трубу или даже невооруженным глазом (например, Калифорния). К сожалению, линия Аш-бета существенно слабее линии Аш-альфа у тех же самых объектов, в результате чего многим туманностям попросту не хватает света, что бы вызвать хоть какие-то зрительные ощущения. Еще значительная часть объектов видна очень плохо. С фильтром туманности видны в смазанном виде и без резких границ.
Рассматривая астрономические фильтры мы рассмотрели в первую очередь их оптические свойства. Но ведь у фильтров есть и реальное физическое исполнение. Астрономические фильтры изготавливаются для того, что бы быть вкрученными в окуляр со стороны полевой (обращенной к объективу) линзы. Соответственно, фильтры могут иметь диаметр 1.25" или 2". Как правило, стандарты резьбы в окулярах и фильтрах согласованы, но изредка встречаются и исключения, когда шаг резьбы оказывается различным у фильтра или окуляра. Все же перед покупкой окуляров или фильтров, особенно выпущенных еще в ХХ веке, лучше этот вопрос уточнить. Для астрофотографов выпускаются также фильтры без оправы. Они имеют, как правило, прямоугольную форму и предназначены для установки в колеса фильтров.

slava3500

Надеюсь, что как и к прошлой статье по фильтрам будет дополнение из списка объектов. Желательно, тоже обновленное.

tlgleonid

Цитата: slava2000 від 31 Січня 2015, 13:58:11

Надеюсь, что как и к прошлой статье по фильтрам будет дополнение из списка объектов. Желательно, тоже обновленное.

Было: http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=32156.0

slava3500

Цитата: tlgleonid від 02 Лютого 2015, 13:20:30

Цитата: slava2000 від 31 Січня 2015, 13:58:11
Надеюсь, что как и к прошлой статье по фильтрам будет дополнение из списка объектов. Желательно, тоже обновленное.
Было: http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=32156.0

Спасибо, тогда не видел. Но фактически это копия из ранее сохраненного, а хотелось бы новых результатов.

SP

Вот хороший список применимости фильтров по объектам каталога Sh2
http://www.reinervogel.net/Sharpless/Sharpless_data_e.html
и крупным планетаркам:
http://www.reinervogel.net/LargePN/LargePN_e.html#Daten

astrOleg

Хорошая таблица туманностей ,с указанием влияния на их видимость различных фильтров.
http://www.astro-okulare.de/English/nebellistee.htm

Новини:

Автор Тема: Фильтры для наблюдателей (Прочитано 10221 раз)