3. Приборы для изучения туманностей

Прежде чем излагать результаты спектральных исследований, познакомимся с основными типами приборов, которые для этого используются. Простейшим астрофизическим прибором является фотографическая камера, устроенная как обычный фотоаппарат, но больших размеров. Свет фокусируется на фотопластинку при помощи стеклянного объектива или вогнутого зеркала. Однако и объектив, и особенно зеркало хорошо строят изображение только вблизи оптической оси. С удалением от центра пластинки изображения звезд размываются. Это можно исправить, помещая перед зеркалом стеклянную линзу. Основанные на этом принципе зеркально-линзовые камеры, разные типы которых были изобретены Б. Шмидтом (Германия) и Д. Д. Максутовым (СССР), позволяют сфотографировать сразу большой участок неба. Отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию называется светосилой и является одной из существенных характеристик всякой оптической системы. Чем больше светосила, тем более слабый протяженный объект можно сфотографировать за такой же промежуток времени. Поэтому для фотографирования туманностей, являющихся очень слабыми объектами, часто лишь на несколько процентов более ярких, чем фон ночного неба, применяются камеры с наибольшей возможной светосилой - от 1 : 0,5 до 1 : 2,5. Для получения мелких деталей используют светосильные камеры большого размера, дающие снимки большого масштаба. Иногда применяются маленькие камеры с очень большим полем зрения, охватывающим почти все небо.

Рис. 5. Схема бесщелевого спектографа

Фотографическая камера собирает свет различных цветов в одно и то же место пластинки. Чтобы разделить излучение разных длин волн, используется спектрограф. Простейшим спектрографом является камера с помещен ной перед объективом призмой, растягивающей изображение звезды в спектр. Однако не всегда можно изготовить призму с диаметром, равным отверстию большого телескопа. В этом случае используют принцип так называемого бесщелевого спектрографа. Схема его изображена на рис. 5. Объектив (или зеркало) телескопа дает сходящийся пучок лучей. Этот пучок перед фокусом перехватывается вогнутой линзой, которая рассеивает свет так, что лучи опять становятся параллельными, но диаметр пучка теперь меньше. Далее свет, как и в рассмотренном выше случае, проходит через призму и фокусируется объективом камеры на фотопластинку. Если фотографируется звезда, то ее изображение в лучах одной длины волны будет точкой, а весь спектр будет иметь вид тонкой полоски. Если же снимается объект, имеющий заметные угловые размеры, то на пластинке в лучах каждого цвета строится его изображение. Изображения в разных длинах волн сдвинуты одно относительно другого, как показано на рис. 6. На этом же рисунке виден основной недостаток объективной призмы и бесщелевого спектрографа - изображения в разных длинах волн налагаются одно на другое. Эффект наложения тем меньше, чем меньше размеры объекта в направлении вдоль спектра. Следовательно, чтобы получить хороший спектр, в котором можно разделить изображения в лучах близких длин волн, нужно вырезать из всего объекта узкую длинную полоску. Это делается в так называемом щелевом спектрографе - наиболее распространенном типе спектрографов. Схема его изображена на рис. 7.

Объектив телескопа О₁ строит изображение в плоскости, которая называется фокальной. В этой плоскости помещается щель Щ, вырезающая из изображения узкую полоску. Сама освещенная щель служит теперь объектом. Отличие щели от небесных объектов заключается прежде всего в том, что последние находятся на очень большом расстоянии и на призму падают почти параллельные лучи, тогда как щель находится на близком расстоянии и пучок лучей от нее расходящийся. Между тем призма вносит меньше всего искажений в параллельный пучок. Чтобы сделать лучи, расходящиеся от щели, параллельными, на пути их ставится линза К так, что щель находится в ее фокусе. Часть спектрографа, включающая щель в линзу К, называется коллиматором. Из коллиматора выходит уже параллельный пучок лучей, как от бесконечно удаленного источника. Этот пучок падает на призму П (или на диффракционную решетку), которая развертывает его в веер лучей разных цветов, фокусируемый на фотопластинке Ф объективом камеры О₂. На пластинке отпечатывается спектр, в котором лучи разных длин волн почти не перекрываются. Если спектрограф предназначен для туманностей, то его камера должна быть достаточно светосильной. В современных спектрографах такого типа применяются зеркально-линзовые камеры.

Рис. 6. Бесщелевая спектрограмма планетарной туманности NGC 6720 (Ликская обсерватория). Внизу - спектр звезды АО

Рис. 7. Схема щелевого спектрографа

Щелевой спектрограф можно использовать и без телескопа. В этом случае в коллиматор попадают лучи от участка неба, ограниченного конусом с углом α (рис. 7). Это допустимо, если исследуется протяженный, достаточно однородный объект, например если мы хотим знать спектр дневного неба. Для изучения туманностей, размеры которых обычно меньше 1°, угол α должен быть мал, что достигается устройством очень длинного коллиматора. Спектрограф называется в этом случае небулярным. Иногда вместо фотопластинки в спектрографах используются фотоэлектрические и другие приемники света. Такой прибор называется спектрометром. В фокальной плоскости камеры спектрометра движется вторая щель, вырезающая узкую область спектра, которая попадает на чувствительный к свету фотокатод. При этом появляется ток, пропорциональный количеству света, который регистрируется гальванометром.