Большая Советская Энциклопедия (АС) - Большая Советская Энциклопедия "БСЭ" - Страница 54

  Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965; его же. Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.

  Д. Я. Мартынов.

Астроспектрограф

Астроспектро'граф, спектральный прибор для фотографирования спектров небесных светил. Устанавливается в фокусе телескопа так, чтобы действительное изображение звезды, планеты, туманности и т. п. попадало в его щель. Для получения спектра слабого астрономического источника требуются весьма длинные экспозиции (десятки минут и часы), в течение которых спектрографируемый объект меняет своё положение относительно горизонта; одновременно меняет своё положение и телескоп, направленный на этот источник. Во избежание смещения изображения со щели А. конструкция системы телескоп — А. должна быть предельно жёсткой. Кроме того, сам А. термостатируется, т. к. даже изменение температуры на 0,1°С может вызвать смещение спектральной линии, которое приводит к ошибке в лучевых скоростях до 5 км/сек.

  Дисперсия в звёздных А. обычно составляет от 100 до 10

 и ограничивается конструктивными особенностями А., укрепляемых на телескопе. Большая дисперсия достигается в стационарном фокусе куде (см. Куде фокус): до 1  при наблюдениях ярких звёзд с помощью 3—5-метрового рефлектора. Для слабых объектов применяют дисперсии от 500 до 2000 , а в специальных случаях до 10 000 . Для таких объектов пользуются сверхсветосильными камерами с очень коротким фокусным расстоянием, чаще всего Шмидта телескопами. Для спектрографирования предельно слабых объектов А. устанавливают в первичном фокусе телескопа и даже отказываются от щели, на ограничивающих щёчках которой происходят потери света.

  Разновидностями А. являются бесщелевые и небулярные спектрографы и призменные камеры. В бесщелевых спектрографах спектрально-разложенные изображения получаются не только от объекта, находящегося на оптической оси, но и от других объектов. Сходным образом работает призменная камера: камеру, перед объективом которой установлена призма без питающей оптики, направляют на исследуемую область неба. В небулярном спектрографе отсутствует коллимационная линза: щель, поставленная далеко от призмы (дифракционной решётки), позволяет выделить свет от сравнительно малой области неба. В случае спектральных наблюдений Солнца, дающего огромные световые потоки, применяют стационарные длиннофокусные спектрографы с дисперсией от 0,1

. С успехом употребляют также эшелле, позволяющие при очень высоких порядках спектра и зеркальной оптике фотографировать большие области спектра с высокой дисперсией.

  Длины волн спектральных линий в А. определяются приспособлениями, позволяющими вводить в А. свет от лабораторного источника, спектральное разложение которого даёт спектр сравнения.

  Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 1, §8.

  Д. Я. Мартынов.

Астроспектроскопия

Астроспектроскопи'я, область астрофизики, включающая изучение спектров небесных тел с целью познания физической природы Солнца, звёзд, планет, туманностей, межзвёздного вещества и т. п., а также их движения в пространстве. В узком смысле слова А. — раздел практической астрофизики, занимающийся только исследованием движения небесных тел или отдельных их частей по лучу зрения на основании измерений смещения спектральных линий, обусловленных эффектом Доплера. В задачи А. входит получение спектров с помощью астроспектрографов, измерения точных значений длин волн спектральных линий, а также оценка и измерения интенсивности разных образований в спектре. Распределение энергии в спектрах составляет предмет астроспектрофотометрии. По результатам анализа особенностей спектров небесных тел можно судить о разнообразных физических явлениях, происходящих на них. Внутреннее движение газовых масс, а также осевое вращение Солнца, планет, туманностей, галактик обусловливают различия лучевых скоростей в разных частях видимого их изображения. Применительно к звёздам, дающим точечное изображение, осевое вращение проявляется в расширении спектральных линий, которые при этом становятся фотометрически неглубокими. Сильная турбулентность в атмосфере звезды приводит к расширению спектральных линий без существенного ослабления их интенсивности. Периодические колебания спектральных линий около своего среднего положения в спектре звезды указывают на то, что эта звезда является тесной двойной системой (см. Двойные звёзды).

  Анализ интенсивности и фотометрического профиля спектральных линий позволяет судить об ионизационном состоянии химических элементов в звёздных атмосферах, о химическом составе, температуре в атмосферах звёзд, о давлении, в частности — электронном, в них. Различное поведение линий разных элементов на разных ступенях ионизации позволяет углубить спектральную классификацию учётом газового давления в атмосферах звёзд, что неразрывно связано с их размерами и светимостями, т. е. приводит к двумерной спектральной классификации звёзд. Приложение поляризационных приборов к спектральному анализу Солнца и звёзд даёт возможность изучать магнитные поля звёзд, обычно переменные.

  С помощью А. определяют также химический состав (в т. ч. изотопный) атмосфер планет. Анализ молекулярных полос поглощения позволяет определять температуру и давление в атмосферах планет. См. также Спектроскопия.

  Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965; Теория звездных спектров, М., 1966.

  Д. Я. Мартынов.

Астроспектрофотометрия

Астроспектрофотометри'я, раздел практической астрофизики, занимающийся изучением распределения энергии в спектрах небесных тел, т. е. измерением удельной освещённости от исследуемого объекта Е_l эрг/(сек·см") на единичном интервале спектра 1

 1 мкм, 1 см (абсолютная А.) или определением тех же величин в относительных единицах, например в долях освещённости Е_l, определённой в какой-либо избранной длине волны (относительная А.). К задачам А. относится также фотометрирование отдельных спектральных линий или полос относительно соседнего участка непрерывного спектра с целью определения профиля спектральной линии или её эквивалентной ширины.

  Задачи абсолютной А. для ярких объектов решаются с помощью неселективного приёмника — болометра или термоэлемента. В ограниченной области спектра те же задачи решаются также и с помощью селективных приёмников — глаза, фотографической эмульсии, фотокатода фотоэлектронного умножителя — путём сравнения количества энергии в одних и тех же узких спектральных участках у исследуемого объекта и объекта сравнения (спектрофотометрического стандарта). При этом должна быть известна функция спектральной чувствительности приёмника излучения в комбинации с применяемой оптикой. В качестве стандарта применяют либо лабораторный источник (ленточная лампа накаливания, вольтова дуга, разряд в водородной лампе, лабораторная модель абсолютно чёрного тела), либо одну из немногих стандартных звёзд с особенно хорошо изученной функцией Е_l (например, Вега). Наиболее удобен фотографический метод сравнения, при котором спектр сравнения фотографируется рядом со спектром исследуемой звезды. Однако точность фотографической А. невысока — порядка 10%. Более точные результаты обеспечивает фотоэлектрическая А. (1—2%). Главный источник погрешностей в А. — земная атмосфера.