ЭСБЕ/Астрофотометрия
Астрофотометрия (от греческих слов άστρον — светило, φώς — свет и μέτρον — мера) — наука об измерении яркости звезд. Древние астрономы разделяли видимые звезды по их яркости на 6 классов, и деление это сохранилось с некоторыми изменениями до настоящего времени, несмотря на многократные попытки более точной классификации. Список яркостей звезд каталога Птоломея до сих пор остается без изменений, кроме нескольких отдельных случаев, вроде, напр., звезды α Aquilae (Атаир), которую Птоломей причислил ко 2-му классу, между тем как в настоящее время она несомненно звезда 1-й величины. Уже Птоломей ввел разделение промежутка между двумя последовательными величинами на три части, и только в настоящем столетии Аргеландер и Струве ввели более детальное деление величины на 10 частей. С введением телескопа в наблюдательную астрономию пришлось продолжить деление телескопических звезд на классы высших порядков, которые также подразделяются на десятые доли со времени Аргеландера. Громадное обозрение звезд северного полушария Аргеландера, содержащее более 300000 звезд, дает для каждой звезды не только ее положение на небе, но и яркость в величинах и десятых долях их. Однако в телескопических звездах определенность разделения на классы значительно уменьшается с уменьшением яркости звезды, и в высоких классах различные астрономы приписывают одним и тем же звездам весьма различные номера классов яркостей. Так, напр., звезды, которые Гершель называет звездами 18-го, 20-го класса, принадлежат по классификации В. Струве к 12-му и 13-му классу.

Фотометрические измерения звезд посредством специальных инструментов были впервые делаемы в середине прошлого столетия Бугером. Затем астрографией занимались в особенности Джон Гершель на мысе Доброй Надежды, Зейдель и Цельнер, а в новейшее время Причард в Оксфорде и Пикеринг в Америке. Измерения эти производятся несколькими различными способами. Во-первых, можно посредством уменьшения величины отверстия объектива зрительной трубы или при помощи Николевой призмы уменьшать яркость данной звезды и погасить ее свет, или можно сравнивать яркость двух звезд, увеличивая диск одной из них посредством передвижения стекол телескопа, или можно уменьшать свет одной из двух сравниваемых звезд посредством каких-нибудь приспособлений и довести его до яркости света другой, менее яркой звезды, с которой данную звезду сравнивают, или, наконец, можно определять яркость звезды по ее фотографическому изображению, хотя в последнем случае фотографическая яркость не всегда будет совпадать с видимою яркостью, так как актинические лучи не тождественны с видимыми. Первый принцип применялся в особенности Араго, но он менее надежен, чем остальные. По второму построен астрофотометр Штейнгеля, по третьему астрофотометр Цельнера, а также Шверда и другой прибор Штейнгейля. В фотометре Цельнера вместо естественной звезды для сравнения служит искусственная звезда, яркость которой может быть по произволу уменьшаема посредством поляризационного снаряда. Искусственная звезда получается в фотометре Цельнера посредством лампочки, как будет видно из описания этого инструмента, данного ниже. Джон Гершель пользовался в своих фотографических измерениях также искусственною звездой, которую он получал, уменьшая видимый диаметр Луны посредством комбинации оптических стекол и градуируя яркость получающейся светящейся точки посредством изменения расстояния ее от глаза. Относительная яркость каждой звезды получалась из сравнения ее с искусственною звездой. Таким образом, Гершель нашел, что, если принять звезду α Centauri за единицу яркостей, звезды последовательных классов имеют следующие яркости: 1-й величины — 0,500; 2-й величины — 0,172; 3-й величины — 0,086; 4-й величины — 0,051; 5-й величины — 0,034; 6-й величины — 0,024.

 Штейнгеля, построенный им в 1836, посредством которого произвел обширный ряд наблюдений Зейдель, названный его изобретателем «Prismenphotometer», состоял из зрительной трубы с разрезанным объективом, как в гелиометре. Каждая половина объектива может быть приближена или удалена от окуляра самостоятельно, и отверстие ее может быть уменьшено произвольно посредством экрана. При помощи призм можно направить свет каких-нибудь двух сравниваемых звезд в каждую половину объектива и сравнивать яркость их изображений, увеличивая диск одной из них раздвижением половины трубы. Относительная яркость звезд получается, как функция перемещения одной половины объектива относительно другой. Приводим результаты измерений Зейделя для звезд первой и второй величины. Приняв за 1 яркость звезды Вега (α Lyrae), он получил для других звезд следующие значения:

Звезды первой величины:

Звезды второй величины:

Фотометр Цельнера изображен на прилагаемой фигуре. На стативе находится подвижная ось i, на которой укреплена горизонтальная ось с сосудом а для керосина. Сосуд этот соединен трубкою с лампой, к которой доступ воздуха происходит через трубку g, b есть зрительная труба, уравновешенная противовесом h. Посредством трубки, перпендикулярной в этой зрительной трубе, и зеркального стекла от пламени лампы получается искусственная звезда, которую наблюдатель видит в поле зрения одновременно с естественною звездою, яркость коей он желает измерить. В трубе помещены две Николевы призмы, поляризующие свет искусственной звезды. Николи поворачиваются рычагом и дают возможность изменять произвольным образом свет искусственной звезды. Наблюдение производится следующим образом. Наведя зрительную трубу на измеряемую звезду, вращают николи, пока яркости естественной и искусственной звезды не сделаются равными между собою. По градуированному кругу затем отсчитывают угол вращения николей, из которого можно по известной формуле теории света вычислить яркость наблюдаемой звезды. Так как естественные звезды бывают часто окрашены различными цветами, то в фотометре Цельнера находится еще шлифованный перпендикулярно к оптической оси кусок горного хрусталя, вращением которого можно окрашивать свет искусственной звезды, проходящий через этот кристалл, и приравнять окраску его к окраске естественной звезды. Угол вращения кристалла горного хрусталя измеряется на круге е. Посредством этого инструмента Цельнер положил основание фотометрическому обозрению неба, а также измерил яркости и альбедо (см. это сл.) отдельных планет. Сравнивая яркость Солнца с яркостью Луны, Цельнер получил для отношения этих двух величин число 618000. Раньше Цельнера сперва Бугер измерял это отношение и получил для него величину 8000000 (в 1725 г.), Вульстен в 1799 г. 801072, а в новейшее время Бонд в Кембридже (в Соед. Шт.) 470980. Для внешних планет отношения яркости солнечного света к яркости планет получились у Цельнера следующие:

Приведем еще список результатов фотометрических измерений, произведенных Энгельманом, фотометром Цельнера, в Мульваре и Бижапуре, в Индии, в 1868 г. над некоторыми звездами южного полушария. Для сравнения сопоставлены результаты измерений Дж. Гершеля. За единицу принято в обоих случаях Фомальгаут.

Для ознакомления с А. следует обратиться к сочинениям Цельнера «Grundzüge einer allgemeinen Photometrie des Himmels» (Берл., 1861) и «Photometrische Untersuchungen» (Лейпциг, 1865).

Определение яркостей звезд посредством фотографии есть задача, разрабатываемая в настоящее время астрофизиками. Об этом см. отдельные мемуары в «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» и др. В России А. занимается проф. Цераский в Москве. См. его труд «Астрономический фотометр».

ЭСБЕ:Астрономия