испускает света больше, чем другое. Подобные сравнения делались сначала просто глазом. Уже древние астрономы, начиная с Гиппарха, разделили все звезды на 6 величин.
К первой величине относятся наиболее яркие звезды, к шестой — звезды, находящиеся на границе видимости. Разумеется, точность подобных определений была очень невелика, а главное, шкала, по к-рой производились оценки яркостей, носила в сущности совершенно произвольный характер. Поэтому вскоре после изобретения ахроматических телескопов, позволяющих получать отчетливые изображения звезд, ученые стремятся найги какие-либо объективные методы для определения звездных яркостей. Задача эта представляла, однако, большие трудности и еще до середины 19 века не была полностью разрешена.
По свойству нашего глаза мы можем довольно точно судить только о равенстве яркостей двух звезд одинакового цвета; мы можем также судить о том, какие звезды находятся на границе видимости. Соответственно этому, методы визуальной фотометрии заключаются или в том, что при помощи нек-рых инструментальных средств яркость звезды ослабляется в определенное число раз, пока звезда не достигнет предела видимости, при чем по степени сделанного ослабления судят о том, какова была первоначальная яркость; или в том, что рассматривают две звезды одновременно, но одну из них ослабляют в определенном отношении, пока оба изображения не сделаются одинаково яркими; второй способ можно заменить сравнением звезд с одной и той же искусственной звездочкой, получаемой от электрической лампочки, яркость которой можно по желанию уменьшать или увеличивать. Эти методы по идее очень просты, но их практическое применение потребовало многих усилий. Наиболее простой способ изменения яркости изображения звезды заключается в употреблении диафрагм перед объективом. Чем бблыпая часть объектива открыта, тем больше света попадает в глаз, тем звезда кажется ярче.
Изменяя отверстие диафрагмы так, чтобы наблюдаемые звезды ослаблялись почти до полного исчезновения, можно заключить, что яркости всех таких звезд обратно пропорциональны площадям этих отверстий.
На этом основано устройство первого фотометра Бугера (1730), В. Гершеля и других фотометристов. Гораздо проще и точнее пользоваться для той же цели фотометрическим клином, поставленным перед окуляром телескопа. Фотометрический клин представляет собой пластинку из темного стекла, потемнение к-рой непрерывно увеличивается от одного конца клина к другому. Рассматриваем звезду через клин и передвигаем его, пока звезда не сделается невидимой.
Отсчет, сделанный на оправе клина, будет характеризовать яркость звезды и позволит найти отношение ее к яркости других звезд, наблюдаемых таким же образом.
На этих элементарных принципах было основано устройство многих фотометров 19 в., в описание которых здесь нет надобности входить. Более современные инстру 700
менты были предложены Целльнером в Германии и Е. Пиккерипгом в Америке. Принцип фотометра Целльнера, получившего весьма широкое распространение, заключается в том, что в инструменте при помощи отражения света от маленькой электрической лампочки образуется изображение искусственной звездочки, видимой в поле зрения фотометра среди настоящих звезд.
Яркость искусственной звезды можно изменять в определенном отношении. Достаточно последовательно придать этой звездочке яркость, одинаковую с другими звездами, чтобы по отсчетам фотометра определить отношение яркости всех этих звезд.
Сам Целльнер для изменения яркости искусственной звезды пользовался двумя призмами Николя; в фотометре Паркхерста, основанном па том же принципе, па пути света от лампочки ставится фотометрический клип.
Изменение яркости искусственной звезды производится передвижением клина.
Т. о., в визуальных фотометрах суждение о яркости звезды в конечном счете производится глазом. Но глаз — несовершенный инструмент. В самом лучшем случае он не может различить разницу в освещении, если она меньше 1%. При наблюдении же звезд, изображения к-рых редко бывают спокойными, ошибка сравнения может легко дойти до 10%. Вследствие этого уже давно стремились выработать более объективные методы определения яркости, и уже Банд, получивший в 1857 первые фотографические снимки ярких звезд, тщательно исследовал законы образования фотографических изображений, имея в виду применение их к фотометрии. Прежде всего бросается в глаза, что звезды более яркие получаются на пластинке в виде больших кружков. Экспонируя на той же пластинке ряд звезд с уже известной яркостью для того, чтобы иметь шкалу сравнения, можно просто по размерам изображений судить о видимой яркости звезд. Более точно яркость может определяться по почернению пластинки, к-рое увеличивается в зависимости от силы света объекта и продолжительности экспозиции.
Задача фотографической фотометрии была бы значительно облегчена, если бы удалось найти простую зависимость между почернением пластинки и временем экспозиции, потому что тогда очень просто, при помощи последовательного экспонирования одной и той же звезды, получалась бы вполне определенная шкала сравнения. Однако, никакой точной закономерности в этом отношении не существует. Вследствие этого в паст, время стремятся соблюдать условие равенства экспозиций и получают шкалу сравнения, изменяя яркости самых объектов в определенное число раз. Для этой цели применяются разные способы, в описание к-рых нет надобности входить. Применение фотографии к фотометрии представляет несомненную выгоду, т. к. при этом повышается объективность результата, обеспечен контроль измерений, наконец, делаются доступными для фотометрического исследования чрезвычайно слабые объекты, недоступные глазу, даже вооруженному сильным телескопом. Однако, точность фотографического
