Электронные микроскопы

В случае спектрографов с наивысшей дисперсией, вроде спектрографа на Маунт Вилсон, почти не нужно расширять спектр, передвигая изображение звезды вдоль щели. Видимое изображение звезды столь велико, что получающийся спектр имеет достаточную ширину. Спектры ярких звёзд лучше всё же расширять для уточнения измерений и лучшей видимости очень узких линий; звёзды 4-й и 5-й величины, находящиеся на пределе проницающей силы спектрографа, обычно не двигают по щели, так как цередвигание вызвало бы сильное удлинение экспозиции.
Свет от источника, используемого для спектра сравнения, обычно направляется в щель через маленькую призму (или призмы), помещённую над щелью. Так как желательно насколько возможно меньше трогать во время экспозиции механические части спектрографа, эти призмочки должны быть постоянно на поверхности щели. Щелевые спектрографы с такими призмами сравнения имеют установочный винт для распределения призмочек вдоль щели. Такая регулировка позволяет расположить спектры сравнения на желаемом расстоянии выше и ниже спектра звезды. Прочитать остальную часть записи »

Щель спектрографа с высокой дисперсией столь расточительно расходует свет, что значительная часть от верстия телескопа пропадает даром. Изображение звезды выглядит на щели как маленький, пляшущий неправильный диск, рассечённый надвое узкой тёмной линией
щели. Условия видимости, неравномерная атмосферная рефракция, атмосферная дисперсия—все эти факторы вместе заставляют наблюдателя гидировать по изображению звезды на щели, стараясь, чтобы звезда насколько возможно держалась на щели в течение всей экспозиции.
Обычный способ гидирования основан на том, что наружная поверхность щели полируется как плоское зеркало, слегка наклонённое к оптической оси телескопа. Таким образом, свет звезды, направленный на щель, частично отражается в телескоп-гид, находящийся на достаточном расстоянии, чтобы не заслонять света, идущего от объектива. Поверхность щели может освещаться слабым зелёным светом, чтобы быть видимой наблюдателю.
Как и в случае объективной призмы, спектр звезды, образованный в фокальной плоскости щелевого спектро-графа, представляет собой узкую полоску. Поэтому столь же необходимо сделать спектр на фотографии шире. Как и в случае объективной призмы, этого можно достичь посредством соответствующего изменения хода часового механизма. Прочитать остальную часть записи »

Спектроскоп типа, описанного в начале главы, будучи приспособлен для фотографирования, называется щелевым спектрографом. Щель спектрографа этого типа служит двум существенным целям. Во-первых, она может повысить разрешающую способность спектрографа. Просвет щели может быть сделан много уже, чем видимый диск звезды. Движение изображения звезды по щели и пульсация его размера не могут повлиять на разрешение, хотя для экономии света наблюдатель должен всё время держать звезду на щели, чтобы в спектрограф входило как можно больше света.
Во-вторых, щель занимает неизменное положение по отношению к фотографической пластинке. Выше и ниже спектра звезды может быть сфотографирован спектр сравнения, состоящий обычно из ярких линий испускания от лабораторного источника света, например металлической дуги или искры. Прочитать остальную часть записи »

Е. Л. Мак-Карти сконструировал для Мак-Дональдовской обсерватории новый тип бесщелевого спектрографа, обещающий оказаться очень полезным. Коллимация производится при помощи параболического зеркала, фокус которого совпадает с фокусом телескопа (рефлектора). Кома первичного параболоида, которая имеет столь серьёзное значение, когда параболическое зеркало применяется для прямого фотографирования, уничтожается комой коллиматорного параболического зеркала. Пучок, входящий в призму, поэтому вполне исправлен на кому и сферическую аберрацию.
Призма установлена на угол наименьшего отклонения, хотя почти безупречная коллимация делает это менее важным, чем в случае простейшего бесщелевого спектрографа, описанного нами вначале. Позади призмы камера Шмидта с относительным отверстием 1/2 собирает различные лучи в фокус Фокальная поверхность системы несколько сильнее искривлена, чем если бы та же самая камера Шмидта применялась для прямого фотографирования.
Посеребрённая площадочка, нанесённая на одной грани призмы, пересекает фокальную плоскость главного зеркала. Такое положение фокальной плоскости по отношению к призме имеет тот небольшой недостаток, что дефекты в серебре, пыль и маленькие отверстия оказываются в фокусе окончательного изображения около линии пересечения посеребрённой поверхности призмы с фокальной плоскостью. Цель помещения серебряного слоя в фокальной плоскости состоит в получении максимального поля полного освещения при практически удобном размере коллимирующего зеркала.
Применение камеры Шмидта с относительным отверстием 1/2 оказалось возможным лишь благодаря превосходным условиям наблюдения в месте расположения
Мак-Дональдовской обсерватории. В более северных широтах пришлось бы пользоваться менее светосильной камерой, для того чтобы вуаль от фона неба не заставляла прекращать экспозицию раньше, чем успеют отпечататься спектры слабых звёзд.
Бесщелевые спектрографы, использующие полевую линзу и положительный коллиматор, могут быть - приспособлены к длинным экспозициям путём заслонения большей части света от неба при помощи диафрагмы, расположенной в фокальной плоскости. Если данному участку звёздного неба придаётся важное значение, то можно изготовить тонкую металлическую маску по непосредственной фотографии участка, путём прокалывания дырочек около 0,1 мм диаметром для каждой нужной звезды. После правильной ориентировки маски в фокальной плоскости инструмента большая часть света, достигающего пластинки, будет светом звёзд, но не небесного фона. Таким путём можно давать долгие экспозиции без серьёзного вуалирования пластинки. Пока ещё, по видимому, никто не применял этого метода. Тот, кто решит испробовать его, должен заранее иметь в виду необходимость хорошей регулировки и тщательного гидирования.

В другой модификации бесщелевого инструмента используется положительная коллиматорная линза позади фокуса телескопа. Такой инструмент сходен со щелевым спектрографом при убранной щели. Коллиматорная линза должна быть опять-таки вполне исправлена. Поле такого бесщелевого инструмента может быть значительно увеличено путём введения полевой цинзы в фокусе или вблизи фокуса телескопа, образующей изображение объектива телескопа на коллиматорной линзе. Весь свет, падающий на объектив телескопа и на полевую линзу, будет тогда проходить через коллиматорную линзу и, следовательно, через спектральный фокус. Действие её будет идентично с действием полевой линзы окуляра.

Бесщелевой спектрограф использует полное отверстие телескопа независимо от его размеров. Отрицательная линза коллиматора должна быть такого диаметра, чтобы не только вместить пучок, сходящийся к центру поля зрения, но также и краевые лучи. Бесщелевой спектрограф имеет поэтому примерно такое же полезное поле, как и телескоп при непосредственном наблюдении.
Каждый инструмент имеет недостатки. Земная атмосфера ограничивает эффективность бесщелевого спектрографа. Большинство крупнейших телескопов обладает большим фокусным расстоянием и поэтому даёт изображения, увеличенные неспокойствием атмосферы. Хотя это увеличение видимого диска и полезно для большей точности фотометрических оценок, оно уничтожает резкость спектральных линий. Удвоение фокусного расстояния ведёт примерно к удвоению диаметра изображения звезды. Поэтому для одного и того же разрешения телескоп с вдвое большим фокусным расстоянием требует удвоенной дисперсии. Больший из них обычно обладает вчетверо большей светособирательной силой; поэтому при данном спектральном разрешении и постоянной ширине спектра интенсивность света в спектре в фокальной плоскости увеличивается прямо пропорционально линейному отверстию телескопа. Телескоп с отверстием в 60 дюймов в среднюю ночь лишь вдвое сильнее 30-дюймового. Говоря об объективной призме, мы отметили, что для достижения наилучших результатов необходимо выбрать место наблюдения с максимальным спокойствием и прозрачностью воздуха. Тот же вывод, но ещё в большей степени, приложим к бесщелевому спектрографу, присоединённому к большому телескопу.
Бесщелевой инструмент может быть с пользой ви-доизменён таким образом, что простая линза камеры заменяется гораздо более светосильной камерой вроде шмидтовской. Такая комбинация телескопа и спектрографа будет вести себя в точности так, как если бы она обладала относительным отверстием, а следовательно, и быстротой камеры Шмидта. Так, например, телескоп с относительным отверстием 1/5 с камерой Шмидта с относительным отверстием 1/1 будет давать фотографии неба с такой же быстротой, как телескоп с относительным отверстием 1/1. При этом произойдёт потеря в масштабе в фокальной плоскости, но, что часто ещё более серьёзно, вуаль от неба, запёчатлённая более светосильной камерой, потребует сокращения экспозиции до нескольких минут. Последний недостаток столь значителен, что для большинства целей комбинация не должна иметь светосилу, большую, чем 1/3. Бесщелевой инструмент в этой форме должен иметь коллиматорную линзу вполне ахроматизированную и исправленную на сферическую аберрацию.

Большая часть спектральных исследований сейчас производится фотографическим способом. Как и при прямом фотографировании, этим достигается выгода получения прочного изображения спектра, допускающего количественное изучение. Интервал длин волн также далеко превосходит тот, который доступен визуальному наблюдению. Наиболее чувствительные сорта фотографических пластинок могут за 1 минуту дать слабое изображение того, что приспособившийся к темноте глаз едва замечает. Если свет воспринимается глазом сколько-нибудь легко, то одноминутная экспозиция уже зарегистрирует его с достаточной плотностью. Фотографическая пластинка обладает тем преимуществом, что она аккумулирует свет. При заданной плотности фотографического изображения увеличение экспозиции втрое соответствует выигрышу примерно на одну звёздную величину. Таким образом, за три минуты пластинка зарегистрирует звёзды примерно на 1 величину более слабые, чем способен видеть глаз; за 9 минут - на 2 величины, за 27 минут - на 3 величины, за 243 минуты - на 5 величин и т. д. Хотя при «щелевой» спектрографии и был рекордный случай, когда экспозиция продолжалась около 80 часов, но вообще экспозиции редко превышают 4 часа. Поэтому фотографический метод может зарегистрировать объекты на пять величин более слабые, чем видимые глазом.
Серьёзным практическим недостатком объективной призмы является то, что она не может быть изготовлена такой величины, какая требуется для гигантских телескопов. Мы указывали, что самые большие призмы имеют диаметр в 24 дюйма; но существует много телескопов значительно большего размера. Есть возможность до известной степени преодолеть этот недостаток путём применения бесщелевого спектрографа.
В типичном бесщелевом спектрографе используется отрицательная коллиматорная линза, которая перехватывает свет от объектива до того, как он соберётся в фокус. Таким образом, коллиматорная линза делает свет снова параллельным. После коллимации свет может быть направлен через призму или решётку для разложения, а потом - через объектив камеры.
Если объектив камеры и коллиматор имеют одинаковое фокусное расстояние и изготовлены из одного и того же стекла, то нет нужды ахроматизировать их в отдельности. Кроме того, естественные недостатки простой коллиматорной линзы в значительной степени устраняются. Обе линзы, положительная и отрицательная, будучи соединены без призмы, вместе обладают оптической силой, равной нулю, и действуют как плоскопараллельная пластинка, помещённая в сходящийся пучок. Такая пластинка умеренной толщины производит сферическую аберрацию, но не столь большую, чтобы она мешала. Даже и при введении призмы аберрации каждой из линз почти в точности взаимно уничтожаются, при условии, что призма расположена так, чтобы наклон пучка света был одинаков по отношению к каждой поверхности. При таком устройстве нужны лишь простые недорогие линзы, а оптическая схема становится очень простой.

Как и в случае простого спектроскопа с объективной призмой, описанного выше, можно получить желаемую дисперсию, применяя объективную решётку. До самого последнего времени объективные решётки достаточного размера и достаточной световой эффективности были неизвестны.
Р. В. Вуд за последние годы усовершенствовал технику изготовления пропускающих решёток высокого полезного действия. Посредством придания бороздкам отражательной решётки, служащей матрицей, определённой формы ему удалось сконцентрировать большую часть света от решётки - отпечатка (реплики) в один спектр первого порядка. Каждый штрих его решётки имеет форму очень вытянутой призмочки, преломляющей свет в общем направлении к спектру первого порядка. Некоторые из пропускающих решёток концентрируют до 80% света в одном спектре первого порядка.
Ввиду малого размера Роуландовских делительных машин, на которых изготовляются эти превосходные решётки, решётки Вуда как отражающего, так и пропускающего типа.
Удалось составить много таких реплик на одной стеклянной пластинке и получить большую составную или мозаичную решётку. Поскольку число линий в дюйме точно одинаково во всех составляющих решётках и линии различных решёток достаточно параллельны, спектр звезды, образуемый составной решёткой, сохраняет свою чистоту. Разрешающая способность мозаичной решётки вполне достаточна, но она не выше, чем у отдельной составляющей решётки; при этом получается только выигрыш в количестве света, и можно получить спектры более слабых звёзд. Прозрачные плёнки должны быть одинаковой толщины на всём протяжении, чтобы избежать образования клиновидно, которая создала бы нежелательные отклонения спектров отдельных решёток от среднего положения. Такие большие составные решётки обещают в будущем ценные результаты, особенно для исследования красной части спектра, до сих пор недоступной призмам ввиду их малой разрешающей способности при низкой дисперсии.

Чтобы исключить влияние качества изображений на спектральные линии, желательно иметь камеру, обладающую сколь возможно малым фокусным расстоянием. Диск, обусловленный неспокойствием атмосферы в фокальной плоскости камеры данного отверстия, уменьшается пропорционально уменьшению фокусного расстояния. Как указано выше, для того чтобы собрать как можно больше света, отверстие должно быть увеличено насколько возможно. После того как принято решение о конструкции камеры, выбирают угол призмы и сорт стекла для получения желаемой дисперсии. Пока всё заставляет нас предполагать, что потребуется призма с большим углом и с высокой дисперсией перед очень короткофокусным объективом большого отверстия (например, камера Шмидта со светосилой 1/1). Но продолжительность экспозиции не может быть велика при светосильной камере по причине быстрого вуалирования фона неба. Звёзды, свет которых, развёрнутый в спектр, будет обладать меньшей яркостью, чем фон неба, не успеют отпечататься на пластинке, прежде чем последняя почернеет от вуали, создаваемой светом неба. Во избежание затруднения, создаваемого вуалью от неба, необходимо пользоваться камерой малой светосилы и призмой с малым углом. Таково печальное противоречие. Приходится искать компромисса, отыскивая наилучший наблюдательный пункт в отношении черноты неба и качества изображений, и пользоваться камерой со средним относительным отверстием.
Если принять максимальную продолжительность экспозиции равной двум часам, то следует рекомендовать относительное отверстие 1/5; за такое время телескоп не успеет заснять слишком густую вуаль на фоне неба. Более длительные экспозиции наталкиваются на серьёзные затруднения со стороны атмосферы, особенно при фотографировании вблизи горизонта. Для такой камеры при минимальной полезной ширине спектра (около 0,3 мм) достижимая предельная звёздная величина будет зависеть исключительно от дисперсии. Разрешение будет зависеть от качества изображения и от разрешающей способности фотографического материала.

Звёздный спектр, образованный в фокальной плоскости камеры с объективной призмой, представляет собой узкую полоску, ширина которой, если телескоп свободен от сферической аберрации, зависит от качества изображений. Чтобы спектр был достаточно широк для наблюдения спектральных линий, весь телескоп смещают взад и вперёд перпендикулярно к направлению дисперсии. Для этого призму устанавливают плоскостью дисперсии по склонению. Расширение спектра может быть тогда легко достигнуто путём искусственного расстройства движущего часового механизма, заставляющего его отставать или уходить так, чтобы за нужное время экспозиции получилась желаемая ширина спектра. Наблюдатель должен следить за тем, чтобы изображение звезды в телескопе тоже двигалось как можно точнее вдоль нити склонения, так как от точности гидирования зависит прямизна и резкость спектральных линий. Вследствие небольших неправильностей в ходе часового механизма и изменений в атмосферной рефракции, сопровождающейся атмосферным спектром, образуемым дисперсией в земной атмосфере, и зависящей от высоты звёзд над горизонтом, спектр может получиться с продольными полосами. Если желательно для целей фотометрии, чтобы спектр обладал равномерной плотностью по всей своей ширине, полезно проводить спектр взад и вперёд много раз в продолжение экспозиции. Для получения наибольшей отчётливости и разрешения, необходимых для классификации звёзд, желательно получить относительно широкий спектр посредством лишь одного продвижения.
Каким принципам должна удовлетворять конструкция хорошей камеры с объективной призмой? Нужно решить, какая дисперсия и какая ширина спектра требуются для данного рода исследований. Этим определяется площадь фотографической пластинки, покрываемая светом отдельной звезды. Для данной площади, покрытой спектром, продолжительность экспозиции будет зависеть от того, сколько энергии может быть сконцентрировано на этой площади, и поэтому от количества света, собранного телескопом. Чем больше отверстие объектива при данной дисперсии и ширине спектра, тем слабее звёзды, спектры которых можно сфотографировать за определённое время, при определённой фотографической плотности. 24-дюймовая камера с объективной призмой будет давать спектры звёзд примерно на 4 звёздные величины более слабых, чем 3-дюймовый телескоп за то же время экспозиции и при идентичных спектрах.