Измерители излучений
До сих пор речь шла о визуальных и фотографических наблюдениях небесных тел, при которых приемники излучений (глаз и фотопластинка) фиксировали всю ту долю излучений, к которой они чувствительны. Так, например, в среднем глаз наблюдателя наиболее чувствителен к зеленым лучам с длиной волны около 555 миллимикрон. Границы же участка спектра, к которым вообще чувствителен человеческий глаз, заключены в пределах от 400 до 760 миллимикрон. За этими границами глаз просто ничего не видит.
Чувствительность фотопластинок зависит от сорта эмульсии. Так, например, галоидное серебро поглощает свет с длиной волны, меньшей 500 миллимикрон. Если добавить в эмульсию специальные красители (сенсибилизаторы), то чувствительность фотопластинок существенно расширяется в область красных и инфракрасных лучей (до длин волн около 1300 миллимикрон). Но и глаз и пластинка являются лишь приемниками, но не измерителями излучений. К числу последних относятся те несколько приборов, описания которых даны ниже. Это, разумеется, лишь отдельные примеры — класс измерителей излучений, употребляемых в астрономии, очень широк.
Одна из важных задач астрофизики — измерение температуры Солнца. Сделать это можно по-разному, в частности, с помощью так называемого актинометра. В простейшем варианте он представлял собой жестяную цилиндрическую коробку, целиком наполненную водой. В эту коробку, крышка которой зачернена, с другой ее стороны вставлен термометр, шкала которого выходит наружу. В ясный солнечный день зачерненную крышку актинометра освещали перпендикулярно падающими на нее солнечными лучами и по степени нагрева воды за определенное время рассчитывали солнечную постоянную — количество энергии, получаемой от Солнца одним квадратным сантиметром земной поверхности за одну минуту. Зная же эту величину, нетрудно вычислить температуру солнечной поверхности.
Солнце — уникальный по мощности излучатель. В ночное время от Луны, планет и звезд до Земли доходит несравнимо меньшее количество энергии. Для ее измерения нужны очень чувствительные приборы, среди которых прежде употреблялся термоэлемент (рис. 37 вверху). Он представляет собой спай двух тонких проволочек, сделанных из разных металлов (например, меди и висмута). Если спай нагреть, а свободные концы проволочек соединить с гальванометром, стрелка гальванометра отклоняется в сторону, свидетельствуя о появлении тока. Чем сильнее нагрет спай, тем большей силы ток течет в электрической цепи.
Астрономические термоэлементы состояли из двух спаев, помещаемых в фокальной плоскости телескопа.
Рис. 37. Термоэлемент и болометр.На один из них направляли Излучение планеты (например, Марса), на второй — излучение соседнего участка неба. Очевидно, что разность нагрева двух спаев вызвана только излучением планеты, температуру которой подсчитывали, измерив силу тока в термоэлементе.
Этот прибор был очень миниатюрен — его проволочки в несколько раз тоньше человеческого волоса, а длина близка к 0,5 мм. Необычайно чувствителен и гальванометр, способный измерять токи силой до 10-11 ампера.
Другой миниатюрный прибор, употреблявшийся раньше в астрофизике, — радиометр. Он представлял собой крошечный пропеллер, лопасти которого были сделаны из крылышек мухи! Одна из этих лопастей зачернена и потому, если поместить радиометр в фокус телескопа, из-за неравномерного нагрева его лопастей пропеллер начнет поворачиваться. По закручиванию нити, на которую подвешен пропеллер, можно измерить величину падающего на радиометр излучения.
Главная часть болометра (см. рис. 37 справа), еще одного измерителя излучений, — зачерненная проволочка Р1, представляющая собой одну из плеч мостика Уитстона. В этот мостик входят также второе «плечо» — проволочка Р2, сопротивления r и r1 источник тока В и гальванометр G. Когда проволочка Р1 нагревается, ее сопротивление меняется, и, следовательно, электрическое равновесие в мостике Уитстона нарушается. По отклонению гальванометра G легко вычислить температуру нагретой проволоки, а затем и величину падающего на болометр излучения.
Если проволочку болометра медленно перемещать вдоль солнечного спектра, можно измерить распределение энергии вдоль спектра и сравнить это распределение с тем, которое характерно для абсолютно черного тела соответствующей температуры. Такая комбинация спектроскопа и болометра называется спектроболометром.
Все рассмотренные измерители излучений (термоэлемент, радиометр и болометр), ныне замененные различной «инфракрасной» техникой, были одинаково чувствительны к излучению любой длины волны. Этого нельзя сказать о фотоэлементе, который подобно глазу и фотопластинке может служить примером селективного (т. е. избирательного) приемника излучений.
Фотоэлемент основан на явлении фотоэффекта — способности некоторых веществ испускать электроны под действием падающего на них света. К числу таких веществ, например, относятся щелочные металлы (натрий, калий, цезий и другие). Если слой со щелочным металлом соединить с отрицательным полюсом аккумулятора, а вблизи поместить металлическое кольцо, на которое дан положительный потенциал, в цепи потечет ток, сила которого зависит от величины падающего на фотоэлемент излучения.
Некоторые из фотоэлементов обладают примерно такой же чувствительностью, как обычная фотопластинка. Другие работают в широком интервале спектра — от ультрафиолетовых до инфракрасных лучей. Для измерения излучений в разных частях спектра употребляются фотоэлектрические спектрофотометры, основой которых служат фотоэлементы.
В настоящее время на смену фотоэлементам практически повсюду пришли более сложные приборы — фотоэлектронные умножители (ФЭУ). В этих приборах используется так называемая вторичная электронная эмиссия — явление, при котором достаточно энергичные электроны, ударяясь о поверхность проводника, могут выбить еще несколько электронов. Те в свою очередь «вышибают» новые электроны и тем самым первично слабый фототок в многокаскадном ФЭУ может быть значительно усилен. Чувствительность современных ФЭУ несравненно выше чувствительности прежних фотоэлементов.
Мы ограничимся этими примерами и обратимся теперь к особому, обширному и быстро прогрессирующему классу астрономической техники.
О будущем оптических телескопов
Естественное стремление увеличивать диаметр вновь создаваемых рефлекторов наталкивается на значительные технические трудности. Как уже говорилось, при очень большом поперечнике главного зеркала его вес становится существенной помехой для всей конструкции телескопа. Приходится прибегать к сложным средствам, препятствующим прогибу зеркала под действием собственного веса и обеспечивающим легкое, плавное его перемещение вокруг двух осей. Система рычагов и воздушных подушек при любом положении телескопа должна «нейтрализовать» вес его зеркала примерно на 99,9 %. В противном случае параболическая поверхность зеркала заметно деформируется и изображения светил сильно искажаются.
Немалые трудности связаны с выбором для зеркала такого материала, который бы обладал практик чески неуловимым термическим расширением, На смену стеклу пришли пирекс, плавленый кварц, а в последнее время ситал, коэффициент расширения которою в сотни раз меньше коэффициента расширения обычного стекла.
Предложены проекты многозеркальных рефлекторов. В одном из таких проектируемых телескопов шесть вогнутых зеркал диаметром 1,83 м каждое собирают от светила излучение, которое затем с помощью двух небольших диагональных зеркал направляется в пространство между главными зеркалами. Такой многозеркальный рефлектор по эффективности равноценен 4,5-метровому однозеркальному телескопу, но стоимость его изготовления несколько ниже. Существует проект рефлектора из 25 зеркал, равноценного 7,6-метровому однозеркальному телескопу, но, увы, у такого рода оптических систем есть существенный недостаток: неискаженное поле зрения у них очень мало и качество изображений светил невысокое.
Заметим, что стоимость телескопа пропорциональна квадрату его диаметра, а трудности его изготовления (с увеличением диаметра) возрастают в еще большей степени. Поэтому астрономы и оптики стремятся найти принципиально новые оптические схемы[9]).
