Все о космосе

Космос. Астрономия. Вселенная. Наука

Leaf
Главная
Новости
FAQ по Астрономии
Астрословарь
Древняя астрономия
Современные теории
Метагалактика
Солнечная система
Статьи о космосе
Космонавтика
Галерея астрофото
Популярно о космосе
Карта сайта
Поиск
Обратная связь
Партнеры

Астрономия
Leaf Главная arrow Новости arrow Статьи о космосе arrow Спектральные системы для астрономических целей



Спектральные системы для астрономических целей PDF Напечатать Е-мейл

Как только появились спектрографы, их стали применять для спектрального анализа небесных светил, помещая спектральный прибор таким образом, чтобы плоскость, содержащая щель прибора, совпала с фокальной плоскостью астрономического объектива. Для обеспечения минимальных потерь в результате виньетирования вблизи от этой плоскости должна находиться коллективная линза, изображающая выходной зрачок объектива на диспергирующую систему спектрального прибора.

С этой же целью нужно подобрать такой спектральный прибор, чтобы относительное отверстие его объектива-коллиматора совпадало (или было несколько больше) с относительным   отверстием   астрономического   объектива.

Вследствие турбулентности атмосферы и хроматических аберраций объектива изображение исследуемого небесного тела у щели дрожит и расплывается. Лишь небольшая часть световой энергии попадает в щель, особенно когда последняя суживается для увеличения разрешающей способности спектрографа. С помощью пучка оптических волокон надлежащей формы можно свет, падающий внутри некоторого круглого или прямоугольного контура, направить в тонкую узкую щель той же площади, не меняя при этом апертуры падающих пучков.

В более подробном описании спектральных приборов для астрономии нет необходимости, так как за исключением перечисленных выше особенностей они не отличаются от аналогичных приборов для физических лабораторий. Следует остановиться лишь на одной специфической категории спектральных приборов — так называемых бесщелевых спектрографах, отличающихся от ранее описанных приборов тем, что они дают одновременно спектры большого числа звезд. Схема бесщелевого спектрографа отличается от схемы астрономического объектива тем, что впереди объектива стоит диспергирующая призма. В фокусе объектива каждое светило образует след в виде прямой линии — спектр; различными приемами (колебательным движением пластинки, добавлением цилиндрической линзы перед фокальной плоскостью и т. д.) этому спектру можно придать привычный вид полосы.

Однако для больших объективов требуются призмы значительных размеров, изготовление которых представляет известные трудности. Чтобы избежать этих трудностей, было предложено ввести призмы в пространстве с малыми поперечными размерами светового пучка. Поскольку призма при этом должна находиться в пространстве, где лучи параллельны между собой, необходимо в сходящемся после объектива пучке ставить отрицательную линзу, образующую с объективом телескопическую систему. После призмы второй объектив собирает лучи в фокусе, где образуются спектры небесных тел. Параллельность пучков после телескопической системы должна быть строго обеспечена, т. е. система должна быть хорошо откор-ригирована от аберраций.

Следует отметить, что угол поля зрения бесщелевых спектрографов обычно очень невелик и не превышает нескольких десятков минут.

Среди оригинальных отечественных конструкций бесщелевых спектрографов можно назвать две наиболее интересные системы.

Комбинируя систему Мерсенна с зеркальным рефлектором и вставляя спектральную призму в параллельном пучке, как это предложил О. А. Мельников и осуществил Б. К. Иоаннисиани, можно получить бесщелевой спектрограф, т. е. прибор, изображающий в своей фокальной плоскости все звезды в виде спектров.

Объектив АСИ-4, о котором мы уже упоминали, может служить астрофотографическим объективом и бесщелевым спектрографом.

Этот объектив следует рассматривать как макет большого прибора, так как при диаметре 70—80 см наилучшие результаты дают зеркально-линзовые системы с компенсатором в параллельном пучке, диаметр которого совпадает с диаметром входного зрачка. Системы типа АСИ-4 могут представить интерес для астрономических наблюдений при диаметрах входного зрачка не менее 1,5—2 м, когда объективы первого типа уже не могут быть осуществлены.

<Предыдущая   След.>