Астронет > 3.3 Схема фотоэлектрического фотометра

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод

Прецизионная фотометрия

<< 3.2 О фотографической фотометрии | Оглавление | 3.4 Светофильтры >>

3.3 Схема фотоэлектрического фотометра

Рассмотрим классическую схему одноканального звездного электрофотометра (рис. 3.2).

Рис. 3.2: Схема классического одноканального фотоэлектрического фотометра

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig3_2.eps}\end{center}\end{figure}$

Свет, собранный объективом или системой зеркал телескопа, образует в фокальной плоскости действительное изображение участка небесной сферы. Если в фокальную плоскость поместить фотопластинку, то можно сфотографировать изображение участка звездного неба. При работе с фотоэлектрическим фотометром необходимо выделить из участка звездного неба одну звезду. Для этого в фокальную плоскость телескопа устанавливается диафрагма

. Микрометренными (тонкими) движениями телескопа относительно его осей нужно добиться того, чтобы изображение звезды ``провалилось'' в диафрагму. Свет, прошедший через диафрагму, проходит далее через светофильтр СФ, обусловливающий в основном положение спектральной полосы пропускания. В одноканальных фотометрах набор светофильтров располагается либо в движущейся линейке, либо на вращающейся турели. После светофильтров свет должен попасть на светоприемник, которым обычно является фотоумножитель (ФЭУ). Перед фотоумножителем обязательно располагается линза ЛФ (так называемая линза Фабри).

Итак, в устройстве любого электрофотометра есть четыре обязательных элемента: диафрагма в фокальной плоскости, набор светофильтров, линза Фабри и светочувствительный элемент (как правило, фотоумножитель). Сначала мы рассмотрим некоторые частности в устройстве электрофотометра, а затем подробно обсудим вопросы, касающиеся этих четырех основных элементов.

Прежде всего отметим еще два, вообще говоря вспомогательных, но чрезвычайно нужных при наблюдениях устройства: это подсмотры, которые по мере необходимости вводятся в световой пучок или выводятся из него.

Передний, или внешний, подсмотр позволяет увидеть общее поле, в котором находится измеряемая звезда. Перемещаемое наклонное плоское зеркальце или призма полного внутреннего отражения может вводиться в световой пучок, и тогда появляется возможность через окулярную трубку непосредственно посмотреть в телескоп. В поле зрения, находится крест К, изображенный на стеклянной пластинке и подсвечиваемый лампочкой Л с торца этой пластинки. Юстировками необходимо добиться того, чтобы при введенном зеркале внешнего подсмотра изображение звезды находилось точно на кресте, а при выведенном -- находилось бы строго в центре диафрагмы.

Второй подсмотр находится после диафрагмы и называется внутренним, или задиафрагменным, подсмотром. Вдвигая этот подсмотр, вы перехватываете световой пучок призмой полного внутреннего отражения , чтобы убедиться, что изображение звезды на самом деле ``провалилось'' в диафрагму. Края диафрагмы слегка подсвечиваются осветителем Л. Удобно для такой подсветки применять темно-красный свет, которым светят некоторые типы светодиодов. Удобно также, чтобы светофильтры находились после задиафрагменного подсмотра. Тогда их не надо убирать из пучка, чтобы проконтролировать положение звезды в диафрагме при наблюдениях вневидимых глазом лучах (ультрафиолетовых или инфракрасных).

Очень важно, чтобы изображение звезды находилось вблизи геометрического центра диафрагмы. В силу несовершенства оптики и атмосферных искажений изображение не является геометрической точкой, а разрез его представляет собой сложную фигуру с определенным распределением света по радиусу от центра (рис.3.3).

Рис. 3.3: Разрез изображения звезды в фокальной плоскости телескопа АЗТ-14 при среднем качестве изображения

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig3_3.eps}\end{center}\end{figure}$

Характерно, что эта фигура имеет крылья, весьма протяженные по сравнению с диаметром ядра изображения. Хотя интенсивность света в крыльях составляет небольшие доли от максимума, в силу их значительной протяженности там содержится несколько процентов (а в неблагоприятных случаях до 10-30%) полного света звезды. При нецентральном положении звезды в диафрагме часть этих крыльев выходит за края диафрагмы. Поэтому при различных нецентральных установках доля потерянного света будет различной, что приведет к дополнительным ошибкам измерений. Это замечание особенно важно при работе с диафрагмами диаметром менее 10-15 $^{\prime\prime}$ . Линейный диаметр диафрагм, применяющихся в фотометрах, обычно составляет величину около 1мм. При фокусном расстоянии 10м, что весьма характерно для телескопов с диаметром зеркала менее 1м, это соответствует угловому размеру $20^{\prime\prime}$ . Напомним, что масштаб в фокальной плоскости телескопа, имеющий размерность ${}^{\prime\prime}$ /мм, легко вычислить по формуле $206265^{\prime\prime}/F$ , где

-- эквивалентное фокусное расстояние телескопа, выраженное в миллиметрах.

При вдвинутом задиафрагменном подсмотре обычно осуществляют засветку фотокатода ФЭУ через призму полного внутреннего отражения светом от радиолюминесцентного источника (РЛИ), часто называемого просто ``люминофором''. Если РЛИ имеет слабую зависимость интенсив ности свечения от температуры, то его очень удобно использо вать для контроля постоянства чувствительности аппаратуры. Такие РЛИ дают одинаковый световой поток на протяжении интервалов времени в несколько месяцев и более. К сожалению, целый ряд люминофоров имеет сильную зависимость яркости от температуры и учесть эту зависимость трудно. В любом случае при конструировании фотометра необходимо позаботиться о том, чтобы световое пятно, создаваемое люминофором на фотокатоде ФЭУ, при вводе внутреннего подсмотра попадало строго на то же самое место фотокатода, на которое приходится пятно света, прошедшего через диафрагму. Это достигается при помощи линзы О ${}_3$ . В целом ряде задач звездной фотометрии можно обойтись без люминофора как эталона, но всегда удобно иметь такой источник света и использовать его в качестве индикатора работоспособности аппаратуры и для выполнения лабораторных исследований фотометра таких, как, например, проверка счетной характеристики ФЭУ (см. ниже). В нерабочем состоянии РЛИ может быть закрыт затвором З ${}_2$ . Затвор З ${}_1$ служит для того, чтобы иметь возможность полностью изолировать блок фотоумножителя от попадания света. Это необходимо для защиты ФЭУ от ярких лучей, а также при измерениях темнового тока.

<< 3.2 О фотографической фотометрии | Оглавление | 3.4 Светофильтры >>

Публикации с ключевыми словами: Фотометрическая система - звездная величина - фотометрия - спектрофотометрия - атмосферное поглощение
Публикации со словами: Фотометрическая система - звездная величина - фотометрия - спектрофотометрия - атмосферное поглощение

См. также:

Заходящая тень Земли

Спектральное и фотометрическое исследование линзовидной галактики с оболочками NGC 474

Лаборатория исследования звездного магнетизма САО РАН

Лаборатория спектроскопии звезд САО РАН

Лаборатория спектроскопии и фотометрии внегалактических объектов САО РАН

Показатель цвета

Звездные величины

Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце