Вимірювання потоку випромінювання, що посилається зіркою
Уже говорилося, що ще Гіппарх ввів зоряні величини як міру потоку випромінювання від зірок. У 1850 р англійський астроном Н. Погсон знайшов зручну формулу, яка б пов'язала освітленості, створювані зірками на Землі, з їх зоряними величинами.
Погсон запропонував домовитися, що
де Е1 і Е2 - освітленості, створювані зірками на Землі, а m1 і m2 - їх зоряні величини. У зоряних величинах можна висловлювати освітленості і від інших небесних світил, наприклад планет Місяця, Сонця. Так, скажімо, Місяць в повний місяць має мінус 13-ю зоряну величину, а Сонце мінус 26-ю зоряну величину.
Знання видимої зоряної величини недостатньо ще для характеристики світності об'єкта. Якась гігантська і насправді дуже яскрава зірка здалеку здаватиметься на небі слабосвітної. І навпаки, карликова зірка з близької відстані може виглядати яскравою.
Уявіть собі, що всі зірки віддалені від нас на однакову відстань, рівну 10 пк. Тоді видиму зоряну величину зірки з такої відстані називають її абсолютної зоряної величиною М. Так як освітленість обернено пропорційна квадрату відстані, то
де Е - освітленість, створювана зіркою, яка віддалена від Землі на D парсеків; E0 - освітленість від тієї ж зірки з відстані 10 пк. Використовуючи формулу Погсон, отримуємо:
де m - видима зоряна величина зірки, М - її абсолютна зоряна величина. Так як lg2,512 = 0,4, то після логарифмування приходимо до рівності
Визначена за цією формулою абсолютна зоряна величина Сонця дорівнює 4,72 зоряним величинам.
Інакше кажучи, з відстані 10 пк Сонце виглядало б слабенькою зірочкою майже 5-ї зоряної величини.
До середини XIX в. для вимірювання потоку випромінювання від небесних світил використовувався людське око. Інакше кажучи, Астрофотометр була візуальної. Фотометри влаштовувалися так, що спостерігач в поле зору телескопа поруч із зіркою, видиму яскравість якої він збирався виміряти, бачив ще штучну зірку, створювану якимось джерелом світла. Випромінювання штучної зірки за допомогою, наприклад, димчастого клина послаблювалося до тієї міри, при якій вона ставала однаковою зі справжньою зіркою. Величина цього ослаблення обчислювалася, що дозволяло в кінцевому рахунку знайти видиму зоряну величину зірки. У 1890 р російський фізик А. Г. Столетов відкрив, що освітлена пластинка з лужного металу (наприклад, калію) швидко втрачає свій електричний заряд. На цьому принципі (фотоефекті) були побудовані фотоелектричні фотометри, швидко набули широкого поширення.
У XX ст. сконструювали селенові фотометри, засновані на тому, що метал селен при висвітленні зменшує опір електричному струму.
З другої половини XIX в. до вимірювання випромінювання небесних світил залучили фотографію. Народилася фотографічна Астрофотометр, як новий напрямок в астрономії. Виявилося, що почорніння зображення зірки на негативі залежить від кількості світла, що впало. Чим яскравіше зірка, тим більше діаметр її зображення і тим воно чорніше. Ступінь почорніння пластинки вимірюється спеціальними Мікрофотометр.
У цьому методі є чимало труднощів. При одному і тому ж кількості світлової енергії червоні зірки на негативі виглядають менш яскравими, ніж білі і блакитні. З іншого боку, почорніння пластинки не пропорційно часу експозиції. Словом, визначення зоряних величин фотографічним шляхом - справа складна. Проте фотографічна Астрофотометр продовжує розвиватися, і помилка у вимірі зоряних величин фотографічним шляхом сьогодні становить 0,1-0,2 зоряних величин.
Широко застосовуються нині і фотоелектричні вимірювачі випромінювання, точність яких досягає 0,1% вимірюваної величини. В таких приладах приймачами світла служать фотоелемент, заснований на фотоефекті, або, частіше, фотопомножувачі (рис. 43). В останніх використовується явище вторинної електронної емісії - електрон з достатньою енергією, вдарившись об металеву поверхню, може вибити з неї кілька електронів. Для цієї мети в фотопомножувачем електрони розганяються електричним полем. На малюнку видно, як промені світла, що падають на фотокатод K, вибивають з нього електрони. Ці електрони, потрапляючи на катод Е1 вибивають з нього нові електрони, і т. Д. Поступово виникає лавина з мільярдів електронів, яка приходить на анод А. Якщо зірки не дуже слабкі, то за допомогою електрофотометрами і фотоумножителя можна отримати точність вимірювання до 0, 01 зоряної величини і навіть вище.
Мал. 43. Фотопомножувач
Телевізійні системи також дозволяють реєструвати дуже слабкі джерела світла, але через громіздкість і дорожнечі вони впроваджуються поки повільно.