Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 4.2. Изготовление оптик и для самодельного астрономического телескопа 291

фаску

' под углом 45° шириной 2-3 мм. Фаска делается вручную с помощью

влажного наждачного бруска.

Имея два стеклянных диска, можно приступить к грубой шлифовке, чтобы

придать поверхности будущего зеркала вогнутую сферическую форму с требуемым

фокусным расстоянием; радиус кривизны равен удвоенному фокусному расстоянию

зёркала. Обработка зеркала может производиться вручную, либо на самодельном

станке, описанном в книгах М. С. Навашина и J1. Л. Сикорука. При шлифовке

вручную нижний диск (шлифовальник) помещается на три пробковые прокладки,

расположенные в вершинах равностороннего треугольника на краю зеркала; диск

удерживается от боковых смещений тремя упорами. Наложив на шлифовальник чай-

ную ложку влажного наждака (карборунда) с размером зерен 0,2-0,5 мм, распреде-

ляем его равномерно по поверхности и помещаем сверху заготовку будущего зеркала.

Сильно нажимая на зеркало сверху, двигаем его радиально в обе стороны от центра

на 1/3 радиуса зеркала; после нескольких движений поворачиваем шлифовальник

относительно зеркала на некоторый угол, чтобы срабатывание стекла происходило

равномерно по всем диаметрам. При этом верхний диск будет приобретать вогнутую

форму, шлифовальник же станет выпуклым. Как только порция наждака сработает-

ся (что можно определить по звуку, который становится все более скрипучим), сни-

маем зеркало, смываем сработанный наждак и помещаем на шлифовальник свежую

порцию влажного наждака. Следует контролировать получаемое углубление, смачи-

вая зеркало водой с глицерином (сахаром) и замеряя расстояние от зеркала до изо-

бражения Солнца или искусственного источника яркого света. Грубую шлифовку

продолжаем до тех пор, пока не получим требуемого фокусного расстояния /. Следу-

ющая задача — сгладить поверхность более мелкими наждаками — микропорошками.

Тонкая шлифовка аналогична грубой шлифовке с тем отличием, что количество

микропорошка, используемого для подмазки шлифовальника (подмазка произво-

дится акварельной кистью) резко уменьшается. Микропорошка с водой должно быть

столько, чтобы после наложения зеркала на шлифовальник на краю зеркала выда-

вился только незначительный избыток наждака. Этот избыток следует удалить, иначе

край зеркала будет сошлифовываться сильнее и возникнет так называемый «завал»

края. Тонкую шлифовку начинаем микропорошком М 28, затем переходим на М 14

и М 10. Шлифовка каждым номером микропорошка производится до тех пор, пока

не исчезнут ямки от предыдущего микропорошка. Необходимо тщательно мыть

шлифовальник и изделие при переходе от крупного микропорошка к более мелкому.

После окончания тонкой шлифовки поверхность зеркала выглядит словно облитая

молоком и при косом освещении блестит равномерно. При тонкой шлифовке сле-

дует проверять значение / описанным выше способом; если / меньше заданного,

то следует на некоторое время поменять местами зеркало и шлифовальник.

Полировка придает зеркалу блестящую поверхность и окончательную точную

форму; она производится на смоле, твердость которой должна быть специально по-

добрана. Полирующим веществом служит крокус (РегОз), окись церия СеОг, либо

полирит — смесь редкоземельных окислов. Полировальную смолу приготовляют,

сплавляя гудрон или пек с канифолью (не перегревать!) в такой пропорции, чтобы

при температуре, при которой будет полироваться зеркало, нажатие ногтя оставляло

едва заметный след. Окончательное суждение о достоинствах смолы можно сделать

при полировке зеркала. Измельчив смолу, покрываем слоем 3-4 мм толщиной ме-

таллический диск (но можно использовать и бывший шлифовальник) и подогреваем

его до размягчения смолы. Затем, наложив на него влажное зеркало, в течение

Фаска — скошенный край острого ребра (П. К.).

292 Глава 4. Астрономические инструменты. Подготовка к наблюдениям

нескольких минут двигаем зеркало как и при шлифовке, но «подмазывая» только

водой; этот процесс повторяем до тех пор, пока смола не будет всюду прилегать к сте-

клу. Затем следует ножом вырезать на поверхности полировальника прямоугольную

сеть канавок, формирующую на его поверхности квадратики размером ~30 х 30 мм;

центр полировальника должен совпадать с углом одного из квадратиков. Смазав

полировальник влажным крокусом с помощью акварельной кисти, наложим на него

зеркало и, выждав 5 минут, начнем полировать, делая такие же движения, как и при

шлифовке. Полировку ведем без подмазывания до тех пор, пока зеркало и поли-

ровальник не станут почти сухими, а трение резко увеличится (появится скрип);

после этого подмазываем полировальник минимальным количеством влажного кро-

куса (при его избытке трение и скорость полировки уменьшается), стараясь, чтобы

трение оставалось значительным.

Как только поверхность зеркала

заблестит (примерно через пол-

часа) можно приступить к испы-

танию его формы.

Испытание производится те-

невым методом или же методом

Ронки. Если поместить точечный

источник света в центре кривиз-

ны вогнутого сферического зер-

кала, то все лучи отразятся обратно в центр кривизны, образовав там изображение

источника света. Сдвинув источник света чуть в сторону, получим изображение

рядом с ним. Источником света может служить лампочка от карманного фонаря,

имеющая спираль прямоугольной формы и ровное стекло баллона. Лампочку закреп-

ляем на подставку, которая может перемещаться как в горизонтальной плоскости,

так и по вертикали. Рядом с лампочкой следует поместить кусок лезвия безопасной

бритвы, а также кусочек плексигласа с прочерченными иглой четырьмя парал-

лельными прямыми; расстояние между прямыми около 0,2-0,3 мм. Это теневой

прибор (рис.206). Нить лампы, лезвие и штрихи на плексигласе должны быть парал-

лельны друг другу. Перемещая прибор вдоль оптической оси, найдем такое его поло-

жение, при котором лучи от лампочки, отразившись от зеркала, попадают полностью

в глаз наблюдателя, помещенный непосредственно за теневым прибором. При этом

зеркало будет казаться равномерно светящимся. Поместив между глазом и зеркалом

плексиглас со штрихами, увидим на зеркале систему теневых полос от штри-

хов (полосы Ронки). Полосы будут прямыми, если зеркало сферическое, если же оно

отклоняется от сферы, то полосы будут искривлены и по их виду можно будет судить

об искажении зеркала (рис. 207). Уберем теперь экран и поставим на его место лезвие

бритвы так, чтобы оно касалось конуса света в точке F. На зеркале появятся тени (те-

ни Фуко), по виду которых также можно судить об ошибках зеркала; если зеркало —

идеальная сфера, то зеркало одновременно по всей площади будет покрываться по-

лутенью. Этот метод более чувствителен, чем метод Ронки, но труднее для освоения.

На рис. 207 изображены многие из обычно встречающихся дефектов зеркала

в виде отклонений от идеальной сферы, а рядом даны соответствующие картины

Фуко и Ронки. На практике эти отклонения обычно встречаются в различных

сочетаниях. Наиболее распространенным и вредным является завал края. Если

он появился в начале полировки в соединении с ямой в центре, то причиной,

вероятно, стала чрезмерно мягкая смола. Такую смолу следует удалить и изготовить

новый полировальник из более твердой смолы (с большим содержанием канифоли).

Твердость смолы сильно зависит от температуры, при которой ведется полировка,

Мамлоуха

Рис. 206. Теневой прибор

§ 4.2. Изготовление оптики для самодельного астрономического телескопа 293

поэтому желательно, чтобы полировка производилась при постоянной температуре.

Укажем также на необходимость тщательного соблюдения чистоты при полировке.

Даже одна-единственная твердая

Отклонение

от сферы

Фуно

Ранни

Идеальная

сфера

ffyaope центре

Яма е центре

Ш/Ш/////А

Крайзавален

пылинка может вызвать непопра-

вимые царапины.

Дадим указания для испра-

вления дефектов фигуры зеркала.

1. Бугор в центре (рис. 207, б).

Устраняется применением поли-

ровальника с диаметром, несколь-

ко меньшим диаметра бугра; зер-

кало лежит лицом вверх; затем по-

лировка на обычном полироваль-

нике.

2. Яма в центре (рис. 207, в).

Полировальник следует подско-

блить в центре; после устране-

ния ямы подогреть полироваль-

ник и придать ему первоначаль-

ную форму.

3. Завал края (рис. 207, г). Де-

фект возникает как при шлифов-

ке, так и при полировке; следует

уменьшить диаметр полироваль-

ника на 5 мм и избегать резких

движений.

4. Приподнятый край (рис.

207,5). Обычно легко устраняет-

ся увеличением размаха движе-

ний; если это не помогает, следует

положить зеркало внизу и поли-

ровать так, чтобы центр полиро- ж

вальника перемещался по краевым

частям зеркала («по хорде»),

5. Сплюснутый сфероид (рис.

207, е). Центральная часть имеет

меньшую кривизну, нежели крае-

вая. Следует применить звездообразный полировальник малого диаметра (0,5 диаме-

тра зеркала), полировать зеркало, лежащее лицом вверх, W-образными движениями

полировальника в течение 2-3 минут.

6. Гиперболоид (или параболоид, эллипсоид) (рис. 207, ж). В этом случае кри-

визна в центре больше, чем на периферии; для исправления следует подрезать

центральные и краевые зоны полировальника (подскоблить фаску) и применять

небольшую амплитуду движений.

7. Зональные ошибки. Исправление кольцевых (зональных) ошибок произво-

дится W-образными движениями в течение нескольких минут; при этом, однако,

возникает опасность завала края.

Заметим, что эти меры являются ориентировочными, так как полировальник

может менять свои свойства по многим причинам; например, неравномерное увлаж-

Арай приподнят

Сплюснутый

сфероид

Гипербола, пара-

бола или эллипс

Рис. 207. Картины Фуко и полосы Ронки

294 Глава 4. Астрономические инструменты. Подготовка к наблюдениям

нение способно резко изменить характер работы полировальника. Поэтому при

устранении дефектов следует работать при избытке крокусной суспензии.

Устраняя описанным образом дефекты, продолжаем полировку до тех пор,

пока полностью не исчезнут следы матовости на поверхности зеркала, в чем можно

убедиться, рассматривая поверхность в лупу при ярком освещении. Полностью от-

полированное зеркало, имеющее «плоский» теневой рельеф (см. рис. 207, а), следует

подвергнуть окулярной пробе, т. е. рассмотреть изображение малого (диаметром

порядка 0,02-0,01 мм) отверстия в фольге, подсвеченного лампой. Отверстие по-

мещается вблизи центра кривизны зеркала и рассматривается в сильный окуляр

или микроскоп. Изображение должно иметь вид круглого пятна, окруженного

дифракционным кольцом. Внефокальные изображения также должны быть круглы-

ми. Эллиптическая форма внефокальных изображений указывает на астигматизм,

т.е. что зеркало не является телом вращения; устранить астигматизм можно только

повторной шлифовкой зеркала. Окончательное испытание зеркала следует проводить

спустя час после полировки, чтобы оно успело остыть.

Плоское зеркальце для телескопа можно подобрать из оптических деталей —

призм, светофильтров и т. п.; следует только убедиться, что оно полностью перехва-

тывает пучки света в телескопе и не ухудшает качества изображения.

Более совершенный телескоп системы Ньютона или Кассегрена можно изгото-

вить, освоив контроль и изготовление достаточно светосильных параболических зер-

кал. Более совершенный телескоп кассегреновского типа (система Ричи—Кретьена)

не имеет комы, но требует зеркал гиперболической формы. Широко распространена

среди любителей кассегреновская система

Дала—Кирхема, имеющая главное зеркало

эллиптической формы, а вторичное — сфе-

рическое. Трудности изготовления подоб-

ных зеркал связаны с отсутствием удобных

методов контроля, доступных любителю.

Опишем простой универсальный ме-

тод контроля асферических зеркал с по-

Рис. 208. Контроль асферических зеркал МОЩЬЮ ПЛОСКОВЫПУКЛОЙ ЛИНЗЫ (рис.208).

На рис.208 S — точечный источник света,

L — линза, М — испытуемое зеркало, К — красный светофильтр, S

— изображение

точки S, N — нож Фуко или решетка Ронки. Расстояние d точки S от линзы должно

соответствовать характеристикам испытуемого зеркала — его фокусному расстоянию

и эксцентриситету е. Пригодны линзы с показателем преломления от 1,51 до 1,53

при толщине 3-8 мм. Для определения d используем график (рис.209). На рисунке

даны три кривые зеркал с А = 1 : 6, 1 : 5, 1 : 4. По горизонтальной оси отложено

значение /е

//' где / и /' — фокусные расстояния зеркала и линзы соответственно,

е — эксцентриситет зеркала (для параболы е = 1, для гиперболы е > 1, для эллипса

0 < е < 1). На вертикальной оси дано d/f. В качестве примера рассмотрим кон-

троль параболического зеркала с D — 200 мм и А = 1 : 5, т. е. / = 1000 мм. Пусть

фокусное расстояние линзы /' = 60 мм. Получаем, что /е

//' = 16,67, и для этого

числа из среднего графика находим d/f — 0,566, откуда искомое d — 34 мм. До-

статочен диаметр линзы 7 мм. Целесообразно заключить линзу и источник в трубку

с регулируемым расстоянием точки от линзы (d следует установить с погрешностью

не больше 0,1 мм). Установка трубки с линзой относительно зеркала производится

с помощью решетки Ронки с квадратной сеткой; при правильной установке изобра-

жение сетки будет симметричным. Следует стремиться к минимальному расстоянию

трубки от решетки. Интерпретация теневых картин прежняя (рис. 207); «плоская»

§ 4.3. Вспомогательные приборы

295

d/f

0,58

. А -

1-6

' .1:5

0,56

0,54

0,52

0,50

1 9 11 13 15 17 19 fe

Рис. 209. График для определения d на рис. 208

картина (рис. 207, а) говорит о правильной фигуре зеркала. Исправление ошибок

производится по-прежнему в соответствии с рис. 207 по вышеописанной методике.

Не рекомендуется использовать график на рис. 209 для зеркал с е > 1,5 и диаметром

свыше 300 мм (в этих случаях следует производить уточняющий расчет лучей через

систему). Описанный метод контроля был предложен английским любителем Далом

и широко распространен.

Серебрение зеркал можно произвести, пользуясь обычными рецептами (лучше

использовать рецепты, в которых в качестве восстанавливающего раствора применя-

ется глюкоза). Заметим, что для серебрения следует использовать химически чистые

вещества и дистиллированную воду.

В готовом телескопе зеркала должны быть тщательно отъюстированы (в центре

поля звезды должны иметь симметричный вид без «хвостов»).

Заметим, что процессы изготовления зеркал (кроме полировки) можно ме-

ханизировать, используя электродвигатель с вертикально вращающимся шпинде-

лем (не более 700 об/мин) и мощностью не менее 200 ватт. Шлифовальник закреп-

ляем на вращающемся шпинделе двигателя, а зеркало удерживаем в руках, позволяя

ему время от времени поворачиваться вокруг оси и делая радиальные движения

на 1/3 радиуса зеркала.

§4.3. Вспомогательные приборы

4.3.1. Кольцевой микрометр

Для измерений двойных звезд, диаметров планет и кометных ядер, а также для

определений относительных координат различных небесных объектов, рефракторы

часто снабжаются нитяным

позиционным

микрометром. Наблюдения двойной звезды

заключаются в измерении углового расстояния р между двумя компонентами и угла в

между соединяющей их линией и кругом склонения, проходящим через главную

звезду (так называемого позиционного угла). Угол в отсчитывается cfr направления

на северный полюс мира против часовой стрелки от 0° до 360° (рис.210).

В любительской практике этот сложный прибор может быть с уапехом заменен

простым кольцевым микрометром.

296 Глава 4. Астрономические инструменты. Подготовка к наблюдениям

Кольцевой микрометр состоит из одного или двух концентрических тонких

колец, нарисованных на стекле, помещенном в главном фокусе трубы, и рассматри-

ваемых в окуляр одновременно со звездами. В случае невозможности изготовления

/V Л/

Рис.210. Позиционный угол 9 и расстояние р Рис.211. Кольцевой микрометр

таких колец или неудобства их введения в фокальную плоскость можно использовать

края поля зрения как своего рода кольцо. Пусть два небесных светила, разность

координат которых мы хотим определить, находятся так близко друг к другу, что

разность их склонений не превышает 2/3 диаметра поля зрения. Пусть NS —

круг склонения (рис.211), т'т и t't — пути звезд в поле зрения, С — центр поля

зрения. Установим нашу трубу неподвижно таким образом, чтобы обе звезды через

короткое время после этого прошли бы через поле зрения

'. Первая из них появит-

ся в момент t' и скроется из поля зрения в момент t. Вторая — соответственно

в моменты г' и т. Эти моменты по сигналам наблюдателя должен отмечать его

помощник по часам, имеющим секундную стрелку, или по хронометру.

t' + t

Моменты прохождения звезд через линию NS будут ——

т' + т

и ———. Очевидно, что разность прямых восхождений будет равна

Да

т' + т t' + t

Обратимся теперь к разности склонений, которая будет равна

сумме отрезков пС и Cm, выраженных, конечно, в дуговой мере:

Д<5

= пС + Ст.

Длину дуги суточной параллели mt' можно получить из рассмотрения сфери-

ческого треугольника Pmt' (рис.212):

sin (mt) = sin I —-—

cos 6,

где 6 — приближенное значение склонения звезд.

*Для более точного отсчитывания моментов появления и исчезновения звезд выгодно установить

трубу так, чтобы звезды прошли на разных расстояниях от центра поля зрения. При малых разностях

склонений лучше звезды пропускать ближе к краю поля зрения, чтобы хорды т'т и t't возможно больше

различались по длине.

§ 4.3. Вспомогательные приборы

297

Выражая mt

в секундах дуги и пренебрегая различием между величиной синуса

малой дуги и длиной самой дуги, получим

(mt

)" — 15 j )

cos

Обозначив радиус поля зрения (или радиус кольца) через г", из рис.211 получим

(mt

) = г" sin ф\ — 15 (—-—] cos

<5;

таким образом,

sin = 15 (

Л П

) cos 6.

Определив отсюда ф\, находим

(Cm)" = г" cos ф |.

Аналогично можно получить

(пС)"

—

г" cos Ф2,

15 (т-т')

sin ф

= —— cos б.

Окончательно находим

Д 6 = (Cm)" + (пС)" = r"( cos 0, + cos ф

По а и 6 одной из звезд координаты другой получатся без труда:

а - а + Да, б' =

+ А6.

Зная Да и Д<5 для компонентов двойной звезды, можно вычислить расстоя-

ние р" и позиционный угол в:

(psm9 = A6,

\ р cos в — 15Да cos 6.

Квадрант, в котором находится угол в, определяется знаками sin0 (т.е. Д<5)

и cos0 (т.е. Да), так как

cos

в всегда положителен.

4.3.2. Проволочный микрометр*

Самым простым является проволочный микрометр, описанный в первый раз Богу-

славским. Он может быть применен при любой трубе, независимо от того, имеет ли

она параллактическую или горизонтальную установку, лишь бы только она была

снабжена окуляром Рамсдена (рис. 195). Каждый любитель может без труда из-

готовить такой микрометр, укрепив кусочек простой проволоки соответствующей

толщины (в зависимости от применяемого увеличения) в окуляре так, чтобы она

проходила через середину поля зрения. При наблюдении надо повернуть окуляр

таким образом, чтобы проволока составляла приблизительно угол в 45° с напра-

влением суточного движения звезд. Закрепив трубу, пропускаем через поле зрения

"Добавление, сделанное переводчиком второго издания «Справочника» на польский язык Ф. Кёбкэ

(Варшава, 1956).

298 Глава 4. Астрономические инструменты. Подготовка к наблюдениям

две звезды с известными координатами а и <5 и объект, положение которого хотим

определить. При этом точно отмечаем моменты исчезновения звезд и нашего объекта

за проволокой и моменты их появления. Затем поворачиваем окуляр приблизительно

на прямой угол, чтобы проволока вновь была под углом в 45° к суточной параллели,

и повторяем наблюдение.

Обозначим через £\ угол, который составляла наша проволока с часовым кругом

во время первого наблюдения; а\, 6\, а

, 6

, а, 6 — координаты двух известных

звезд и нашего объекта; через t\,t

,t обозначаем средние из моментов исчезновения

и появления звезд и объекта за проволокой. Тогда

6-6\

—

а\ = t - t\ + tg e, ,

cos

—

«2 - <*l =

- t\ + tg£, .

15 cos

Обозначим через e

угол во время второго наблюдения; получим аналогично

I I б — 6\

—

а\

—

t +

(? + (5

tge

15 cos ——-

Р P ,

~ ^

- a, = t

- + j-^- tge

15 cos

Исключая отсюда неизвестные углы е

}

и е

, можно получить разности а и <5

объекта и первой звезды:

a-а, =<-<, + [а

- а. - (t

-<,)]•

-t,~ (t'

- t\) '

6-6

где

<5|

t - t\ - (t' - t\)

-t\- (t'

—1\)

<5|

cos

/ =

+ 5,

cos —-—

При некотором опыте моменты исчезновения и появления можно оценить

с точностью до долей секунды. Хорошую услугу при таких наблюдениях может

оказать выверенный метроном, дающий удары каждую секунду

'. В этом случае

нетрудно оценить моменты с точностью до 0,1

4.3.3. Фотометры

Для точных измерений блеска звезд изобретено много особых приборов — фото-

метров, действующих на основе разных принципов: таковы клиновые фотометры,

поляризационные фотометры, фотометры с искусственными звездами, наконец,

' Удобнее каждые полсекунды (П. К.).

§ 4.3. Вспомогательные приборы

299

фотоэлектрические фотометры. В визуальных фотометрах имеется искусственная

звезда — электрическая лампочка, светящаяся сквозь точечное отверстие в диа-

фрагме, или некоторая поверхность (площадка), освещаемая искусственным светом,

причем блеск этой искусственной звезды или яркость поверхности можно произволь-

но изменять, измеряя по шкале это изменение. При наблюдении с фотометром блеск

искусственной звезды подгоняется к блеску изучаемой, а предварительная градуи-

ровка прибора дает возможность количественной оценки блеска исследуемой звезды.

В клиновых фотометрах блеск искусственной ~~^иу^//////////////////////////^л

звезды можно менять передвижением фотометри-

ческого клина, положение которого отсчитывается _ _

_ „

„ - Рис.213. Фотометрический клин

по особой шкале. Фотометрическии клин обычно

делается из дымчатого серого стекла, из которого

шлифуют клинообразную пластинку Е (рис.213). Для того чтобы клин не превра-

щался в преломляющую призму, для придания прочности и для удобства обращения

к нему приклеивают такой же клин прозрачного стекла F. Можно изготовить простой

фотометрический клин из неравномерно засвеченной фотографической пластинки.

В книге М. Е. Набокова «Астрономические наблюдения с биноклем» (1948 г.) указан

способ изготовления такого клина. В той же книге приведен проект простейше-

го фотометра, соединенного с биноклем. К такому фотометру с успехом можно

приспособить клин (вместо описанного там перемещения искусственной звезды).

Поляризационный фотометр. Для визуальных наблюдений можно самим изгото-

вить поляризационный фотометр с искусственной звездой сравнения (предложено

Л. В. Игнатьевой).

фотометра с искусственной звездой сравнения

К окулярному концу астрономической трубы крепится фотометр (рис.214),

содержащий следующие элементы: Р — плоскопараллельная стеклянная пластинка

толщиной 5-10 мм, £>| — диафрагма с точечным отверстием, Р\ — неподвижный

пленочный поляроид (поляризатор), Р

— вращающийся поляроид (анализатор)

с индексом t, D

— дополнительная диафрагма, L — лампочка накаливания, пи-

таемая батареей аккумуляторов либо через трансформатор (как на рисунке), V —

вольтметр контроля напряжения в первичной цепи, Н

и Я, — реостаты регули-

ровки напряжения в первичной цепи и в цепи питания лампы L. Расстояние D

около 25 см (расстояние наилучшего зрения нормального глаза). Ф — круг, несу-

щий набор голубых и синих фильтров различной плотности для подгонки цвета

300

Глава 4. Астрономические инструменты. Подготовка к наблюдениям

искусственной звезды к цвету исследуемой (мож-

но воспользоваться кругом от набора фильтров для

цветной фотографии).

При параллельности осей поляроидов искус-

ственная звезда будет иметь максимальный блеск.

Ослабление ее блеска будет равно

Am =

—5

lg cos а,

где а — угол поворота анализатора. Шкалу под

индексом t можно проградуировать в звездных вели-

чинах.

При измерении блеска быстро меняющихся пе-

ременных звезд (например, затменной в эпоху мини-

мума) сначала реостатом уравнивают искусствен-

ную звезду с изучаемой, а затем, по мере изменения

блеска переменной, подгоняют блеск искусствен-

ной звезды, вращая поляроид Р

. Примером работы

такого фотометра может служить серия измерений

затменной RZ Cas 14/15 апреля 1961 г. (рис.215).

4.3.4. Светофильтры

При наблюдении поверхностей планет и Луны и при изучении комет очень инте-

ресно сравнить форму и величину различных деталей в разных лучах. Для таких

исследований употребляются светофильтры — особо окрашенные стекла. Изгото-

вление и исследование их — целая отрасль прикладной физики. Светофильтры,

полезные астроному-любителю, можно легко изготовить самим. Для этого нужна

чистая, неэкспонированная и непроявленная, но отфиксированная обычным обра-

зом и тщательно промытая фотографическая пластинка, желательно мелкозернистая.

Такая пластинка кажется совершенно прозрачной. Для окраски ее желатинового слоя

в нужный цвет надо опустить пластинку слоем вверх на несколько минут в рас-

твор соответствующей анилиновой краски, а затем слегка ополоснуть и тщательно

высушить ее, оберегая от пыли.

В. П. Цесевич в книге «Что и как наблюдать на небе» рекомендовал использовать

следующие готовые анилиновые краски для изготовления светофильтров: аурамин,

ауранция, металин желтый или тартрацин для желтых светофильтров; конго-рот

для красных; анил-зеленый Б, анил-зеленый Г или метил-грюн для зеленых свето-

фильтров; метиловую голубую, анилин-блау, анил прочно-синий Б, анил-синий для

синих светофильтров.

Светофильтр нужных размеров надо после просушки прикрыть чистым стеклом

тех же размеров (или сложить вместе два светофильтра слой к слою) и окантовать,

т.е. оклеить по ребру бумагой.

Каждый светофильтр надо исследовать с помощью какого-либо спектроскопа,

пользуясь табл.62, дающей положение и длины волн основных линий солнечного

спектра.

4.3.5. Спектроскоп

На обсерваториях для изучения спектров небесных светил применяются весьма слож-

ные приборы — многопризменные и дифракционные спектрографы. Поставленный

вместо окуляра такой спектрограф дает возможность сфотографировать спектр одной

Рис.215. Минимум затменной

переменной RZ Cas (наблюдения

с поляризационным фотометром)