Возможность получить спектры новых звезд, переменных звезд, комет, метеоров, солнечной хромосферы во время полных затмений очень заманчива. Во время подготовки к наблюдениям полного солнечного затмения 31 июля 1981 г. в клубе им. Д. Д. Максутова была построена призменная камера (рис. 145), с помощью которой был получен цветной спектр хромосферы.
Обычные астрографы призменных камер имеют сравнительно большое поле зрения: ведь главная особенность призменной камеры — возможность получения спектров сразу многих объектов. В любительской практике можно обойтись ради простоты и небольшим полем, чтобы получать спектры одного или двух-трех объектов. В нашем случае астрограф представляет собой ахромат визуальной трубы с фокусным расстоянием 300 мм и диаметром 50 мм.
Рис, 145. Призменная камера: а — способ подвижного крепления призмы, б — преломления луча на призме, в — призменная камера, построенная новосибирским школьником А. Щербаковым
Он вставлен в алюминиевую трубку, на противоположном конце которой укреплено фокусировочное устройство объектива «Юпитер-9» о вынутым оптическим блоком.
Перед нашим объективом установлена призма Шмидта «ВкР-45» (см. рис. 69, о), но можно использовать любую призму о преломляющим углом А=30–45° . Важно, чтобы она перекрывала действующее отверстие объектива.
Угол отклонения призмы равен
q = i1+ i2' + A ,
где i1 — угол падения лучей на первую поверхность, i2' – угол преломления выходящего луча, А — угол при вершине призмы. Для снижения аберраций, которые вносит призма, ее устанавливают под углом наименьшего отклонения. Это значит, что i1= i2' Пользуясь формулой i1=n sin i, (см. § 1 главы первой) и помня, что в данном случае i1= i2' , мы легко вычислим угол отклонения призмы. В наших расчетах нужно брать п для среднего участка спектра, например для линии D.
Угол наименьшего отклонения можно определить и практически. На какой-нибудь простой подставке установим призму боковой (матовой) гранью. Направим на нее солнечный луч от окна с помощью маленького зеркальца размером 1—2 см и будем наблюдать спектр на белом экране на расстоянии 2—3 м от призмы. Поворачивая призму вокруг ее вертикальной оси, добьемся, чтобы преломленные лучи отклонялись менее всего.
Призменная камера устанавливается на телескопе под углом q к его оси. Основание призмы должно быть параллельным суточной параллели, а плоскость рабочего угла А призмы должна располагаться вдоль круга скоплений. Иными словами, если астрограф направлен на звезду над точкой юга, то основание призмы горизонтально, а дисперсия (направление, вдоль которого вытянут спектр) направлена вертикально.
Звезды – точки, и спектры вытягиваются в волосяные нити, на которых ничего нельзя рассмотреть. Для удобства обработки спектров их нужно расширить на негативе хотя бы до 0,3—0,5 мм. Для этого спектр снимают без часового привода неподвижным телескопом. Тогда изображение спектра «ползет» по пленке в направлении, перпендикулярном дисперсии. Скорость этого перемещения равна
v = f ' tg 15'' cos d = 7• 10-5 cos d [мм/с],
где f ' – фокусное расстояние астрографа (камеры), d — склонение звезды.
Достаточно направить астрограф с призмой на Вегу или Сириус, закрепить его, открыть затвор на 15—20 с, и на пленке чувствительностью 320 ед. ГОСТ получится спектр. Но это самые яркие звезды неба. Для более слабых придется увеличить время экспонирования.
В этом случае поступаем так. Устанавливаем призменную камеру на звезду. Приводим звезду на перекрестие гида. Открываем затвор и даем при неработающем часовом механизме смещаться звезде. Время такого прогона определим, разделив нужную нам ширину спектра на скорость перемещения звезды (точнее ее спектра) на эмульсии. Для нашего астрографа и звезды вблизи экватора оно составляет примерно 20 с. Через 20 с с помощью ключей тонких движений по прямому восхождению возвращаем изображение звезды на перекрестие и даем звезде снова дрейфовать по эмульсии. Число таких прогонов может достигать десятков и зависит от блеска звезд, спектры которых нужно получить. Так, на пленке 320 ед. ГОСТ нашему астрографу с объективной призмой нужен один прогон для того, чтобы получить спектры звезд –1m. Для звезд 0m нужны три прогона, для звезд 1m – 9 и т. д. Каждая последующая по блеску звезда требует увеличения числа прогонов в три раза.
Предыдущий параграф |
Глава шестая |
Следующий параграф |