Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Прецизионная фотометрия

<< 3.1 Предварительные замечания | Оглавление | 3.3 Схема фотоэлектрического фотометра >>

3.2 Немного о фотографической фотометрии и важности линейности при фотометрических измерениях

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 $H_\circ$, с которой начинается отклик фотослоя на падающий свет (рис.3.1).

Рис. 3.1: Схематическая характеристическая кривая фотослоя
\begin{figure}\begin{center}
\epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig3_1.eps}\end{center}\end{figure}

(Экспозицией или количеством освещения $H$ называется произведение $Et$, где $E$ -- освещенность, а $t$ -- продолжительность действия света, называемая выдержкой.) Затем отклик появляется, однако, почернение растет медленнее, чем увеличивается исходная освещенность. Область между экспозициями $H_\circ$ и $H_1$ называется областью недодержек. После этого от точки $H_1$ до точки $H_2$ , 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 $H_2$, 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) $d$ от количества света $H$, 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 $(\lg H_2 - \lg H_1)$ может быть либо уже, либо шире. Тангенс угла наклона линейного участка характеристической кривой

\begin{displaymath}
\tg \alpha = \gamma = (d_2 - d_1 )/(\lg H_2 - \lg H_1 )
\end{displaymath} (3.1)

обозначается символом $\gamma $ 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 $(\lg H_2 - \lg H_1)$ 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 $\gamma $ малые ошибки измерения почернения ведут к большим ошибкам в значениях $\lg H$ 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 >>

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:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 3.1 [голосов: 86]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

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


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования