Феликс Зигель - Астрономы наблюдают

В 1937 году вошли в практику так называемые небулярные спектрографы, предназначенные для спектральных исследований газовых туманностей. Эти протяженные объекты обладают очень небольшой поверхностной яркостью и потому фотографировать их спектры обычными спектральными приборами практически очень трудно.

В небулярном спектрографе, представляющем собой нечто среднее между объективной призмой и щелевым спектрографом, щель помещается на значительном расстоянии от призмы и камеры спектрографа, причем эта щель просто проектируется на наблюдаемый объект. Сейчас небулярные спектрографы не употребляются.

Из астрономических спектральных приборов в настоящее время чаще всего употребляются дифракционные спектрографы. Они основаны на явлении дифракции света, то есть отклонении света от прямолинейного распространения. Свет при этом, огибая препятствие, заходит в область геометрической тени. Суть дифракции объяснена на рис. 35.

Представьте себе, что на узкую щель АВ падает параллельный пучок лучей. Плоскость, перпендикулярная к этому пучку, образует плоский фронт световой волны. Как установил еще Христиан Гюйгенс в XVII веке, каждую точку фронта световой волны можно рассматривать как источник самостоятельных световых колебаний.

Представим себе теперь три параллельных луча, выходящих из точек А, С и В фронта световой волны под углом φ к первоначальному направлению лучей. Двояковыпуклая линза собирает эти лучи в некоторой точке М на экране Е. Разность хода δ лучей AM и СМ равна отрезку AD, причем очевидно, что δ=l/2 sinφ , где l — ширина щели. Если для точки М δ=(2n—1)λ/2, то есть нечетному числу полуволн, то в точке М благодаря интерференции (сложению) световых колебаний возникает тьма. Там же, где δ=2nλ/2

, возникают области максимальной освещенности.

Таким образом, за щелью на экране появятся светлые и темные полосы разной яркости, причем самая яркая полоса получится прямо за щелью. Так как разность хода, зависит от длины волны, то максимумы света для разноцветных лучей будут приходиться на различные места экрана. Иначе говоря, если на щель падает белый пучок света, на экране получится ряд спектров, яркость которых убывает по мере удаления от середины экрана. Самыми яркими будут спектры первого порядка, то есть ближайшие к центральной белой полосе.

Если вместо одной щели взять несколько (то есть дифракционную решетку), действия отдельных щелей сложатся и дифракционные спектры будут тем ярче, чем больше щелей на единицу длины имеет решетка. Еще в конце прошлого века Роуланд в Америке изготовлял решетки, число щелей в которых доходило до 2 000 на 1 мм длины.

В современных звездных дифракционных спектрографах роль призмы выполняет алюминированная плоская пластинка, на которую алмазом нанесены штрихи, действующие как щели. Для получения спектров с низкой дисперсией перед объективом телескопа ставятся очень грубые решетки из стержней, разделенных воздушными промежутками. Наиболее часто в настоящее время используют отражательные дифракционные решетки в виде алюминированного зеркала с нанесенными на него параллельными штрихами.

Дифракционные спектрографы применяются главным образом для наблюдений Солнца, этого ослепительно яркого источника света, дающего яркие дифракционные спектры. Вместе с другими, подчас весьма оригинальными и своеобразными, приборами они составляют оборудование так называемых солнечных обсерваторий.

Еще в прошлом веке для наблюдений Солнца, как правило, применялись те же инструменты, что и для изучения других небесных тел. Правда, при этом необходимо было всячески ослабить световой поток, поступающий в телескоп от Солнца. Для этой цели использовали темные фильтры, укрепляемые в окулярах, или за окулярной частью телескопа помещали белый экран, на который проектировалось сильно ослабленное в яркости изображение небесного светила. Иногда пользовались специальными «солнечными» окулярами, в которых поток солнечного света ослаблялся поляроидами или другими оптическими приспособлениями.