Астрономы наблюдают

Прежде всего упомянем объективную призму, пожалуй, простейший из всех спектральных астрономических приборов (рис. 33). По существу, он представляет собой фотокамеру, перед объективом которой без всякого коллиматора укреплена крупная призма, закрывающая собой весь объектив. Для Солнца, планет, комет и других протяженных объектов такой прибор непригоден. Но для звезд, кажущихся на небе светящимися точками, объективная призма создает на фотопластинке тонкие «ниточные» спектры. Если при фотографировании пластинку с помощью специального приспособления перемещать перпендикулярно к направлению спектра, «ниточные» спектры звезд растянутся в полоску, на которой легко различить линии, характеризующие состав и различные физические параметры звезды.

Замечательно, что с помощью объективной призмы можно одновременно заснять спектры десятков, а то и сотен звезд, попавших в поле зрения фотокамеры. К сожалению, спектры, полученные объективной призмой, обладают небольшой дисперсией (то есть сравнительно коротки), и это затрудняет их изучение.

Спектроскопы употреблялись лишь на заре астрофизики. Позже они повсеместно вытеснены спектрографами, доведенными до высокой степени совершенства. Прежде в некоторых случаях (например, при фотографировании спектров слабых звезд) экспозицию приходилось растягивать на сотни часов, то есть фотографировать один и тот же участок неба много ночей, делая перерывы в дневное время и пасмурную погоду. Так как при этом старались, чтобы изображения спектра звезды попадали в одно и то же место пластинки, придумывали сложные приспособления, решавшие эту задачу. При современных высокочувствительных фотопластинках нужда в сверхдлинных экспозициях, естественно, отпала. Заметим, что во время съемки температура спектрографа должна меняться не более чем на 0,1 градуса, так как иначе линии в спектре «размажутся» и станут недоступными для исследования. И этого удается достичь, причем и в таком случае сложные средства вполне оправданы целью — получением высококачественных спектрограмм.

Все щелевые спектрографы (то есть спектрографы, имеющие коллиматор с щелью) присоединяются к телескопу так, чтобы изображение светила фокусировалось на щели спектрографа (окулярная часть телескопа при этом удаляется) (рис. 34).

Иногда для получения большей дисперсии спектрографы делались двух- и даже трехпризменными. Не всегда призмы изготовлялись из обычного стекла, задерживающего ультрафиолетовые лучи. Если хотели исследовать ультрафиолетовую часть спектра звезд, то употребляли кварцевый спектрограф, в котором призма изготовлена из прозрачного кварца. Так, например, 122-сантиметровый рефлектор Крымской обсерватории был снабжен двумя спектрографами — стеклянным и кварцевым. В настоящее время призменные спектрографы практически вышли из употребления.

Обязательно ли спектрограф должен иметь коллиматор со щелью? Оказывается, необязательно. У бесщелевого спектрографа нет коллиматора, зато есть особая рассеивающая коллиматорная линза. Помещенная перед фокусом телескопа, она сходящийся от объектива световой пучок превращает в параллельный, выполняя тем самым роль коллиматора. Этот пучок затем падает на небольшую призму, за которой помещается фотокамера. В такой системе вместо линз иногда употребляют зеркала. Ее преимущества по сравнению с объективной призмой понятны — для очень больших объективов изготовить крупные хорошие призмы весьма трудно, тогда как в бесщелевом спектрографе призмы небольшие. В то же время бесщелевой спектрограф обладает значительной светосилой и позволяет сразу фотографировать спектры многих звезд.

Рис. 34. Спектрограф, укрепленный на окулярном конце телескопа.

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.