<< 3.1 Предварительные замечания
| Оглавление |
3.3 Схема фотоэлектрического фотометра >>
В дальнейшем мы будем рассматривать почти исключительно вопросы,
связанные с фотоэлектрическими методами, как с наиболее точными,
но вначале сделаем несколько замечаний, касающихся
фотографической фотометрии.
Фотографический метод, возникший в середине XIX столетия, был сразу
использован астрономами для фотометрии. Выяснилось, что
фотографический отклик на падающее излучение можно характеризовать
двумя физическими величинами. С увеличением количества света,
во-первых, растет диаметр изображения звезды, а, во-вторых,
увеличивается почернение участка фотопластинки, на который
воздействовал свет звезды. После того, как произведено экспонирование
участка звездного неба, фотопластинка проявлена, отфиксирована и
высушена, мы можем либо измерять диаметры, либо определять почернения
изображений звезд.
Диаметр, вообще говоря, измеряется плохо. Астрономические
высокочувствительные фотопластинки имеют высокую зернистость, в
результате чего границы изображений звезд становятся размытыми,
нерезкими, и трудно сказать, что считать диаметром этого изображения.
Ошибки метода измерения диаметра достаточно велики. Поэтому
астрономы быстро отказались от измерений диаметров и перешли к
измерению почернений. Измерение почернений производится при помощи
микрофотометров (или микроденситометров). Изображение звезды в
микрофотометре строится в плоскости, в которой устанавливается
диафрагма постоянного размера. Фотопластинка с изображениями звезд
освещается высокостабильным световым потоком. В диафрагму
проектируются одно за другим изображения звезд и фона. Свет,
прошедший через диафрагму, регистрируется тем или иным
фотоэлектрическим прибором (чаще всего фотоэлементом с внутренним
фотоэффектом).
Как при измерении почернений, так и при измерении диаметров, мы
сталкиваемся с существенной нелинейностью зависимости между
фотографическим откликом и количеством освещения.
Если света падает совсем мало, то на фотопластинке ничего не
происходит. Существует пороговая экспозиция , с которой
начинается отклик фотослоя на падающий свет (рис.3.1).
Рис. 3.1:
Схематическая характеристическая кривая фотослоя
|
(Экспозицией или количеством освещения называется произведение
, где -- освещенность, а -- продолжительность действия
света, называемая выдержкой.) Затем отклик появляется, однако,
почернение растет медленнее, чем увеличивается исходная освещенность.
Область между экспозициями и называется
областью недодержек. После этого от точки до точки
, плотность пропорциональна количеству освещения. Это линейный
участок. В этом интервале почернений можно проводить фотографическую
фотометрию, не опираясь ни на какие дополнительные данные. При
экспозициях, больших , находится область передержек, переходящая у
некоторых материалов в область соляризации. Зависимость на
рис.3.1 называется характеристической
кривой фотографического материала.
Из характера зависимости фотографического отклика
(логарифма почернения) от количества света , воздействовавшего
на единицу площади фотопластинки, следует, что
удовлетворительные измерения можно вести только на линейном
участке, т.е. в каком-то ограниченном интервале освещенностей и
выдержек. В зависимости от сорта фотоэмульсии этот интервал
может быть либо уже, либо шире. Тангенс угла
наклона линейного участка характеристической кривой
|
(3.1) |
обозначается символом и называется коэффициентом
контрастности фотослоя. У контрастных фотоматериалов почернение на
линейном участке очень быстро растет при увеличении экспозиции, у
малоконтрастных оно растет медленнее. Таким образом, у
малоконтрастных слоев интервал
больше.
Говорят, что у них больше фотографическая широта фотослоя, т.е.
шире интервал освещенностей, при которых отклик фотопластинки при
заданной выдержке пропорционален количеству освещения. Однако при
совсем малых значениях коэффициента малые ошибки измерения
почернения ведут к большим ошибкам в значениях и точность
измерений звездных величин падает.
Интервал количеств освещения, в котором можно успешно вести
фотографическую фотометрию, увеличивается, если при измерениях
использовать прибор, который откликается и на диаметр изображения, и
на его почернение. Таким прибором является ирисовый фотометр --
микрофотометр с диафрагмой переменного диаметра. Ирисовый фотометр
измеряет так называемый фотометрический диаметр изображения
звезды. Идея ирисового фотометра проста, но достаточно плодотворна.
Фотометрическим диаметром изображения звезды называется такой диаметр
переменной ирисовой диафрагмы, в который для изображений разных
диаметров и разных почернений проходит одинаковый световой поток.
Подробнее об устройстве и методике измерений с ирисовым фотометром
можно прочесть, например, в упомянутой во Введении книге
Д.Я.Мартынова ``Курс практической астрофизики'' (Гл.III, параграф 19).
Фотографическая широта обычных фотографических пластинок (например,
ORWO ZU-2) при измерении их на ирисовом фотометре составляет до 7
звездных величин. Но заметная нелинейность остается и в этом случае.
Поэтому для определения по фотографии неизвестной звездной величины
звезды приходится строить так называемую калибровочную кривую,
т.е. зависимость между известными звездными величинами нескольких
звезд на фотопластинке и их измеренными почернениями или
фотометрическими диаметрами. В этом смысле фотографическая фотометрия
является всего лишь интерполяционным методом. Примеры таких
калибровочных кривых можно найти в том же ``Курсе практической
астрофизики''.
Кроме того, есть по крайней мере еще два типа ошибок, возникающих при
использовании фотографических слоев и связанных с технологией их
изготовления. Эти ошибки являются высокой ценой за замечательное
свойство фотографии: ее панорамность. На фотопластинке
регистрируется излучение большого количества объектов одновременно,
но в разных частях фотопластинки с различной, вообще говоря,
чувствительностью. При этом, во-первых, возникает ошибка от точки к
точке. В какой-то точке фотоэмульсии чувствительность слоя может
оказаться больше (скопилось больше зерен бромистого серебра), и
падающий свет создаст в ней большее почернение. Тогда как в другом
месте может просто не хватать светочувствительных зерен, и там
``передержка'' наступит в самом начале экспозиции. Дополнительный свет
уже не даст вклада в скрытое изображение и почернение. Изменение
чувствительности от точки к точке (а размером ``точки'' здесь следует
считать диаметр изображений самых слабых звезд) может достигать на
фотопластинке величины в несколько процентов, а иногда даже в 10-20%.
Во-вторых, среднее количество зерен на единицу площади
может плавно изменяться по всей площади пластинки. На каком-то краю
пластинки эмульсия может оказаться несколько более или менее
чувствительной, чем на другом. Это явление мы называем ошибкой поля3.1 фотослоя.
Когда вы берете из коробки фотографическую пластинку и заряжаете ее в
кассету, вы, как правило, не имеете представления о величине этих
ошибок. И, если вы фотографируете незнакомую область неба, где вовсе
не раскиданы тут и там по всему полю звезды-стандарты с хорошо
определенными звездными величинами, то этих ошибок вы не обнаружите,
учесть их не сумеете, и они войдут в окончательный результат.
Методика фотоэлектрической фотометрии умеет избавляться от этих
ошибок, но, в свою очередь, должна дорого расплачиваться за это: она
не обладает панорамностью и позволяет одновременно измерять только
один объект.
Вследствие этого, фотография, процесс мокрый и менее точный,
все-таки живет, и будущее видится не в ``отмене'' фотографии, не в
``вымирании'' ее в конкуренции с фотоэлектрическими методами, а в их
синтезе на основе фотоэлектрических панорамных матричных методов.
Итак, фотографические приемники излучения (как и многие другие
приемники) не имеют линейной зависимости между световым потоком на
входе и откликом на выходе. Гораздо большая линейность - одно из
характерных и очень важных свойств фотоэлектрического метода.
<< 3.1 Предварительные замечания
| Оглавление |
3.3 Схема фотоэлектрического фотометра >>
Написать комментарий
|