Астрономы наблюдают - Феликс Зигель

Замечательно, что с помощью объективной призмы можно одновременно заснять спектры десятков, а то и сотен звезд, попавших в поле зрения фотокамеры. К сожалению, спектры, полученные объективной призмой, обладают небольшой дисперсией (то есть сравнительно коротки), и это затрудняет их изучение.

Спектроскопы употреблялись лишь на заре астрофизики. Позже они повсеместно вытеснены спектрографами, доведенными до высокой степени совершенства. Прежде в некоторых случаях (например, при фотографировании спектров слабых звезд) экспозицию приходилось растягивать на сотни часов, то есть фотографировать один и тот же участок неба много ночей, делая перерывы в дневное время и пасмурную погоду. Так как при этом старались, чтобы изображения спектра звезды попадали в одно и то же место пластинки, придумывали сложные приспособления, решавшие эту задачу. При современных высокочувствительных фотопластинках нужда в сверхдлинных экспозициях, естественно, отпала. Заметим, что во время съемки температура спектрографа должна меняться не более чем на 0,1 градуса, так как иначе линии в спектре «размажутся» и станут недоступными для исследования. И этого удается достичь, причем и в таком случае сложные средства вполне оправданы целью — получением высококачественных спектрограмм.

Все щелевые спектрографы (то есть спектрографы, имеющие коллиматор с щелью) присоединяются к телескопу так, чтобы изображение светила фокусировалось на щели спектрографа (окулярная часть телескопа при этом удаляется) (рис. 34).

Иногда для получения большей дисперсии спектрографы делались двух- и даже трехпризменными. Не всегда призмы изготовлялись из обычного стекла, задерживающего ультрафиолетовые лучи. Если хотели исследовать ультрафиолетовую часть спектра звезд, то употребляли кварцевый спектрограф, в котором призма изготовлена из прозрачного кварца. Так, например, 122-сантиметровый рефлектор Крымской обсерватории был снабжен двумя спектрографами — стеклянным и кварцевым. В настоящее время призменные спектрографы практически вышли из употребления.

Обязательно ли спектрограф должен иметь коллиматор со щелью? Оказывается, необязательно. У бесщелевого спектрографа нет коллиматора, зато есть особая рассеивающая коллиматорная линза. Помещенная перед фокусом телескопа, она сходящийся от объектива световой пучок превращает в параллельный, выполняя тем самым роль коллиматора. Этот пучок затем падает на небольшую призму, за которой помещается фотокамера. В такой системе вместо линз иногда употребляют зеркала. Ее преимущества по сравнению с объективной призмой понятны — для очень больших объективов изготовить крупные хорошие призмы весьма трудно, тогда как в бесщелевом спектрографе призмы небольшие. В то же время бесщелевой спектрограф обладает значительной светосилой и позволяет сразу фотографировать спектры многих звезд.

В 1937 году вошли в практику так называемые небулярные спектрографы, предназначенные для спектральных исследований газовых туманностей. Эти протяженные объекты обладают очень небольшой поверхностной яркостью и потому фотографировать их спектры обычными спектральными приборами практически очень трудно.

В небулярном спектрографе, представляющем собой нечто среднее между объективной призмой и щелевым спектрографом, щель помещается на значительном расстоянии от призмы и камеры спектрографа, причем эта щель просто проектируется на наблюдаемый объект. Сейчас небулярные спектрографы не употребляются.

Из астрономических спектральных приборов в настоящее время чаще всего употребляются дифракционные спектрографы. Они основаны на явлении дифракции света, то есть отклонении света от прямолинейного распространения. Свет при этом, огибая препятствие, заходит в область геометрической тени. Суть дифракции объяснена на рис. 35.

Представьте себе, что на узкую щель АВ падает параллельный пучок лучей. Плоскость, перпендикулярная к этому пучку, образует плоский фронт световой волны. Как установил еще Христиан Гюйгенс в XVII веке, каждую точку фронта световой волны можно рассматривать как источник самостоятельных световых колебаний.

Представим себе теперь три параллельных луча, выходящих из точек А, С и В фронта световой волны под углом φ к первоначальному направлению лучей. Двояковыпуклая линза собирает эти лучи в некоторой точке М на экране Е. Разность хода δ лучей AM и СМ равна отрезку AD, причем очевидно, что δ=l/2 sinφ, где l — ширина щели. Если для точки М δ=(2n—1)λ/2, то есть нечетному числу полуволн, то в точке М благодаря интерференции (сложению) световых колебаний возникает тьма. Там же, где δ=2nλ/2

, возникают области максимальной освещенности.

Таким образом, за щелью на экране появятся светлые и темные полосы разной яркости, причем самая яркая полоса получится прямо за щелью. Так как разность хода, зависит от длины волны, то максимумы света для разноцветных лучей будут приходиться на различные места экрана. Иначе говоря, если на щель падает белый пучок света, на экране получится ряд спектров, яркость которых убывает по мере удаления от середины экрана. Самыми яркими будут спектры первого порядка, то есть ближайшие к центральной белой полосе.

Если вместо одной щели взять несколько (то есть дифракционную решетку), действия отдельных щелей сложатся и дифракционные спектры будут тем ярче, чем больше щелей на единицу длины имеет решетка. Еще в конце прошлого века Роуланд в Америке изготовлял решетки, число щелей в которых доходило до 2 000 на 1 мм длины.

В современных звездных дифракционных спектрографах роль призмы выполняет алюминированная плоская пластинка, на которую алмазом нанесены штрихи, действующие как щели. Для получения спектров с низкой дисперсией перед объективом телескопа ставятся очень грубые решетки из стержней, разделенных воздушными промежутками. Наиболее часто в настоящее время используют отражательные дифракционные решетки в виде алюминированного зеркала с нанесенными на него параллельными штрихами.

Дифракционные спектрографы применяются главным образом для наблюдений Солнца, этого ослепительно яркого источника света, дающего яркие дифракционные спектры. Вместе с другими, подчас весьма оригинальными и своеобразными, приборами они составляют оборудование так называемых солнечных обсерваторий.

Солнечные обсерватории

Еще в прошлом веке для наблюдений Солнца, как правило, применялись те же инструменты, что и для изучения других небесных тел. Правда, при этом необходимо было всячески ослабить световой поток, поступающий в телескоп от Солнца. Для этой цели использовали темные фильтры, укрепляемые в окулярах, или за окулярной частью телескопа помещали белый экран, на который проектировалось сильно ослабленное в яркости изображение небесного светила. Иногда пользовались специальными «солнечными» окулярами, в которых поток солнечного света ослаблялся поляроидами или другими оптическими приспособлениями.

Все эти несложные методы сохранились и в современной «любительской» астрономии, то есть для малых рефракторов и рефлекторов. Что же касается больших обсерваторий, то постепенно из них выделился особый класс «солнечных» обсерваторий, все оборудование которых предназначено исключительно для наблюдений Солнца. Начался этот процесс специализации уже давно, более ста лет назад, когда в 1868 году английский астрофизик Н. Локьер на заседании Парижской Академии наук доложил об изобретенном им способе наблюдать солнечные протуберанцы в любой солнечный день, а не только во время полных солнечных затмений. Одновременно с Локьером и независимо от него такое же открытие сделал и французский астроном Ж. Жансен.

Как известно, солнечные протуберанцы (или выступы) представляют собой облачные образования, состоящие преимущественно из водорода и гелия. Во время полных солнечных затмений, когда Солнце закрыто черным диском Луны, протуберанцы часто напоминают красные язычки пламени, высовывающиеся из хромосферы. Размеры, форма и движения их весьма разнообразны. Если в момент полной фазы солнечного затмения щель спектроскопа (присоединенного к телескопу) направить по касательной к поверхности Солнца, можно увидеть ряд ярких разноцветных линий — спектр протуберанца. Каждая такая линия есть, в сущности, цветное изображение щели спектроскопа. Если сделать щель, скажем, серповидной, то и цветные линии в спектре также получатся серповидными. Но вот что важно: внутри каждой линии видно цветное изображение протуберанца, причем тем отчетливее, чем больше дисперсия спектроскопа, то есть чем более широкий спектр он дает.