Фотонные потоки от звезд
Приступая к рассмотрению техники фотоэлектрической астрофотометрии, необходимо составить представление о тех фотонных потоках, с которыми приходится иметь здесь дело. Для при кидки фотонных потоков от звезд обратимся к рис. 198, на котором даны логарифмы спектральной плотности фотонной освещенности п (А, 0) — числа фотонов, падающих за 1 сек на 1 см 2 в интервале 1 А для данной длины
Рис. 198.
волны ? за пределами земной атмосферы и для звезд различных спектраль ных классов. Приведенные средние кривые сглажены и нормированы для длины волны ? 0 =5560 А и для звезд, имеющих блеск О m в фотомет рической системе V (см. § 146). Согласно А. Д. Коду значение нормирую щего множителя п (5560,0) можно принять равным 1000 фотонов/см 2 •сек -А. Ввиду близости [эффективной длины волны системы V , равной 5500 А и ? 0 =5560 А, значение логарифма спектральной плотности фотонной освещенности lg п (А, 0), найденное по рис. 198 для определенной длины волны и спектрального класса, можно пересчитать с достаточной точ ностью для звезды с внеатмосферной величиной V по очевидной формуле
lg n (?, V) = lg n (?, 0) — 0,4 F. (4.52)
Зная п (?, V ), нетрудно оценить поток фотоэлектронов, который будет возникать при применении той или иной электрофотометрической аппаратуры. Обозначая эффективную площадь входного зрачка телескопа S , вносимые аппаратурой оптические потери о (?), спектральную прозрачность применяе мого светофильтра f (?) и квантовый выход фотоумножителя х (?), будем иметь для результирующего потока фотоэлектронов:
N = S ? о ( ? ) f (?) х (?) n ( ? , V ) d ?. (4. 53)
Для узких спектральных интервалов и самых приближенных оценок можно воспользоваться простейшей формулой:
N= Soxn (?, V) ?? в (4. 54)
где о, x , п (?, V ) — средние значения оптических потерь, квантового выхода и фотонной освещенности, а ?? в —• эквивалентная ширина пропускания свето фильтра:
?? в = ? f( ?) d( ?). (4.55)
Ранее указывалось на большую роль фона неба при наблюдении: сла бейших объектов. Яркость ночного неба меняется в широких пределах; она зависит как от собственно свечения ночного неба, так и от рассеянного света Луны и подсветки земными источниками. Свечение ночного пеба складывается из люминесценции земной атмосферы, как в непрерывном спек тре, так ж в эмиссионных линиях и полосах, и из зодиакального света и све чения межзвездного вещества. Существенный вклад вносят и слабейшие звезды. Эта последняя составляющая имеет, естественно, неоднородную поверх ностную структуру, что может сказаться при наблюдении слабейших звезд и использовании очень малых диафрагм поля в олектрофотометре. Свече ние земпой атмосферы очень непостоянно. Оно может меняться от часа к часу на 10—15%, показывая иногда и значительно более быстрые колебания. На него влияет также и солнечная активность: в периоды ее максимума яркость ночного неба существенно возрастает.
Яркость неба зависит от зенитного расстояния, возрастая к горизонту; она увеличивается примерно в 1,5—2 раза при переходе от зенита к вы соте 15°. В качестве самой приближенной оценки яркости фона неба для без лунной ночи можно принять значение 21, m 5 с квадратной секунды дуги. В лунную ночь яркость фона повышается для первой и последней четверти примерно до 20, m 5 и в полнолуние до 19, m 0. При этом яркость фона очень сильно зависит от состояния атмосферы и, конечно, от углового расстояния до Луны. Столь же ориентировочная оценка яркости дневного неба состав ляет около 4 m с квадратной секунды дуги.
Задачи по физике с решениями Интересное и познавательное о астрофизике