Măsurarea fluxului de radiații trimis de o stea
Sa spus deja că chiar Hipparchus a introdus magnitudine stelare ca măsură a fluxului de radiații de la stele. În 1850, astronomul englez N. Pogson a găsit formula convenabilă privind iluminarea produsă de stele din lume, cu magnitudini lor.
Pogson a propus să fie de acord
unde E1 și E2 sunt iluminările produse de stelele de pe Pământ, iar m1 și m2 sunt magnitudinile lor stelare. În magnitudine stelare, este posibil să se exprime iluminarea de la alte corpuri celeste, de exemplu, planetele Lunii și a Soarelui. Deci, să spunem, Luna pe lună plină are o magnitudine minus 13 și Soarele minus magnitudinea a 26-a.
Cunoașterea magnitudinii aparente stelare nu este suficientă pentru a descrie luminozitatea obiectului. Orice gigantică și de fapt foarte luminată stea din afară va apărea pe cer ușor luminos. Dimpotrivă, o stea pitișoară de la o distanță apropiată poate arăta luminoasă.
Imaginați-vă că toate stelele sunt separate de noi la o distanță egală de 10 buc. Apoi, magnitudinea aparentă stelară a unei stele de la o asemenea distanță se numește magnitudinea ei absolută stelară M. Deoarece iluminarea este invers proporțională cu pătratul distanței,
unde E este iluminarea creată de stea, care este îndepărtată de pe Pământ de D parsecs; E0 - iluminare de la aceeași stea de la o distanță de 10 buc. Folosind formula Pogson, obținem:
unde m este magnitudinea aparentă stelară a stelei, M este magnitudinea ei absolută stelară. Deoarece lg2,512 = 0,4, după logaritm ajungem la egalitate
Mărimea absolută a Soarelui determinată de această formulă este de 4.72 magnitudine stelare.
Cu alte cuvinte, de la o distanță de 10 pc, Soarele ar arăta ca un asterisc slab de aproape a 5-a magnitudine.
Până la mijlocul secolului XIX. Pentru a măsura fluxul de radiații din corpurile cerești, a fost folosit ochiul uman. Cu alte cuvinte, astrophotometria a fost vizuală. Fotometru aranjate astfel încât observatorul în câmpul vizual al telescopului de lângă steaua, strălucirea aparentă a care a fost de gând să măsoare, a văzut o altă stea artificial creat de o sursă de lumină. Radiation stea artificial prin intermediul, de exemplu, pană afumat slăbit într-o măsură în care devine egală cu steaua reală. Amploarea acestei atenuări a fost calculată, ceea ce a permis, în cele din urmă, găsirea magnitudinii aparente stelare a stelei. In 1890, fizicianul rus A. Stoletov descoperit că placa luminata a unui metal alcalin (de exemplu, potasiu) își pierde rapid încărcătura electrică. Fotometrele fotovoltaice au fost construite pe acest principiu (efect fotoelectric), care a devenit rapid răspândită.
În secolul XX. S-au construit fotometre de seleniu, pe baza faptului că metalul de seleniu sub iluminare reduce rezistența la curent electric.
Din a doua jumătate a secolului al XIX-lea. la măsurarea radiației corpurilor cerești a atras o fotografie. Astrofotometria fotografică sa născut ca o nouă direcție în astronomie. Sa dovedit că înnegrirea imaginii unei stele pe un negativ depinde de cantitatea de lumină care a căzut. Cu cât este mai strălucitoare steaua, cu atât este mai mare diametrul imaginii și cu atât este mai neagră. Gradul de înnegrire a plăcii este măsurat prin microphotometre speciale.
Există multe dificultăți în această metodă. Cu aceeași cantitate de energie luminoasă, stelele roșii pe aspectul negativ sunt mai puțin strălucitoare decât albul și albul. Pe de altă parte, înnegrirea plăcii nu este proporțională cu timpul de expunere. Pe scurt, definiția magnitudinilor stelare prin mijloace fotografice este o chestiune complicată. Cu toate acestea, astrophotometry fotografice continuă să evolueze, iar eroarea în măsurarea magnitudini de către fotografice astăzi este 0,1-0,2 magnitudini.
În prezent, contoarele de radiație fotovoltaică sunt utilizate pe scară largă, a căror precizie atinge 0,1% din valoarea măsurată. In astfel de dispozitive sunt receptoare fotocelule ușoare bazate pe efectul fotoelectric sau, mai des, fotomultiplicatori (Fig. 43). Acesta din urmă utilizează un fenomen de emisie de electroni secundar - un electron cu energie suficientă a atins suprafața metalică, poate fi clar de la câteva electroni. În acest scop, în fotomultiplicatori, electronii sunt accelerați de un câmp electric. Figura arată modul în care razele de lumină care apar pe fotocatodul K distrug electronii din acesta. Acești electroni care intră în emițător E1 stamparea noi electroni din aceasta, și așa mai departe. D. are loc treptat miliarde de avalanșă de electroni, care vine la anod A. Când Steaua foarte slab, apoi folosind electrophotometer și fotomultiplicator poate obține o exactitate la 0, 01 magnitudine și chiar mai mare.
Fig. 43. Fotomultiplicator
Sistemele de televiziune permit, de asemenea, înregistrarea surselor de lumină foarte slabe, dar deoarece sunt greoaie și costisitoare, ele sunt introduse lent.