Фотография неба. — К историческому очерку, изложенному в статье Астрофотография, может быть добавлено следующее. Рутерфорд первый отшлифовал объектив (в 29 см диаметром), так чтобы собрать в фокусе не лучи видимого спектра, а химические лучи. Это дало ему возможность получить великолепные снимки Луны. Интересны попытки Рутерфорда и Гусева помощью «стереоскопических» снимков, сделанных в эпохи различных фаз либрации, получить размеры этой последней и определить вытянутую яйцевидную фигуру Луны. Из позднейших снимков Луны самые лучшие получены Лёви и Пюизё помощью equatorial coudé Парижской обсерватории (19 метров фокусного расстояния); снимки имеют 18 см в диаметре. Несколько уступают им снимки, сделанные ликским рефрактором. Вейнек, увеличив и сопоставив эти снимки, получил много интересных подробностей строения поверхности Луны, но некоторые из них подвержены значительному сомнению. По собственному признанию фотографов, снимки не дают столько отчетливых подробностей, сколько видно непосредственно в трубу при возможно спокойном воздухе или, как говорят, при хороших изображениях. — Систематическое фотографирование солнца, кроме Варрен де ла Рю, было ведено Саблером и Смысловым в Вильне, в позднейшее время Гассельбергом и др. в Пулкове, Фогелем в Боткампе и т. д. Приборы, служащие для фотографирования Солнца, носят название фотогелиографов. В общем они сводятся к рефрактору, у которого окуляр заменен фотографической камерой. Иногда трубу помещают неподвижно, а лучи Солнца отбрасываются в ее объектив гелиостатом (см.). С 1877 г. начал фотографировать солнце Жансен в Медоне; его снимки в многих отношениях лучшие из всех существующих. Жансен употреблял мокрый коллодионный способ; его инструментальные средства весьма скромны (пятидюймовый объектив). Возможность видеть выступы хромосферы (см. Солнце), указанная Жансеном и Локайером, побудила попробовать фотографировать эти выступы в монохроматическом свете, т. е. в какой-либо яркой линии спектра (см. Спектр, анализ). Одна из первых попыток принадлежит Юнгу. В последнее время вполне удовлетворительные результаты достигнуты в этом направлении Хэлем в Чикаго и Деландром в Париже. Приборы, построенные с этой целью, носят название спектрогелиографов. В них щель спектроскопа движется по ободу диска Солнца, причем самый диск прикрыт в фокусной плоскости непрозрачным щитком (см. Спектральный анализ, Астрофизика). Тем же инструментом, устраняя на время щиток, фотографируют в монохроматическом свете факелы и другие извержения (см. Солнце), проектирующиеся в данный момент не только на край диска, но и посреди его, и получают таким образом полный снимок Солнца или, вернее, снимок какого-либо из типов извержений на Солнце, дающего соответственную яркую линию спектра (обыкновенно фотографируют в линиях H или К, приписываемых кальцию; см. Спектральный анализ, Астрофизика). Фотографические снимки при солнечных затмениях совершенно вытеснили прежние наброски короны от руки. Здесь особенно выделяются снимки, полученные Шеберле во время затмения 1893 г. в Чили помощью весьма длиннофокусного объектива, укрепленного неподвижно; чувствительная же пластинка передвигалась по фокусной поверхности вслед за изображением солнца. На этих и некоторых других позднейших снимках получено много деталей, совершенно неуловимых при непосредственном наблюдении. При последних затмениях удавалось получать спектрограммы обращающего слоя Солнца с яркими линиями спектра хромосферы (см. Астрофизика). О попытках Гёггинса и других получить снимки короны Солнца помимо затмения — см. Астрофизика. Приложение Ф. к наблюдению прохождений Венеры через диск Солнца в 1874 и 1882 гг. не дало удовлетворительных результатов. Неудовлетворительны также фотографические снимки больших планет. Здесь всегда вредит отсутствие полного спокойствия воздуха: необходима сравнительно длинная экспозиция, и детали планеты выходят совершенно размытыми, так что снимки едва дают общий вид планеты, доступный каждой небольшой зрительной трубе. Лучшие результаты получены для спутников планет. Точность измерения на пластинке их положения, быть может, даже превышает точность непосредственных измерений. Ф. приложена теперь в широком размере к разысканию малых планет; эти последние вследствие своего передвижения среди звезд имеют на пластинке вид штрихов. Первая малая планета Brucia, 323, найдена Вольфом фотографией в 1891 г. (см. Эрос, там же о снимках этой последней планеты, найденных при разборе старых пластинок Гарвардской обсерватории). Ф. комет (полученные Свифтом, Пикерингом, Хёссей [Hussey]) дали много интересных результатов. Одни из самых замечательных снимков относятся к комете Брукса 1893 г. Вместо правильного, линейного строения хвостов Ф. указала изломанные, облакообразные детали. Менее удачна Ф. падающих звезд. Для их «ловли» на общую параллактическую установку помещают несколько камер, обращенных к различным местностям неба. О громадных успехах Ф. звезд, достигнутых братьями Анри, о заканчиваемой в настоящее время международной работе по составлению фотографического каталога звездного неба — см. Астрофотография, Астрофизика. Ф. приложена к определению параллаксов звезд. Для этой цели исследуемую звезду вместе с окружающими ее слабыми, подразумевается, более удаленными звездами экспонируют несколько раз на одну и ту же пластинку в эпохи максимального влияния параллакса (см.) и затем уже, проявив пластинку, измеряют относительные смещения звезд. Надежды на определение Ф. чуть ли не тысяч параллаксов еще не оправдались. Ф., быть может, полезна скорее для разыскивания звезд с чувствительными параллаксами, чем для определения самих параллаксов. Прекрасные результаты дала Ф. в применении к исследованию тесных звездных куч, недоступных измерению рефракторами. Первая такая куча (в созвездии Геркулеса) была фотографирована и измерена Шейнером в 1892 г. Помощью таких снимков найдены многочисленные переменные звезды в тесных кучах (см. Астрофизика). Широкое применение нашла Ф. в спектроскопии. Помимо снимков спектра Солнца (см. Спектральный анализ), уже упомянутых снимков спектра хромосферы и т. д., Ф. впервые дала возможность достаточно надежно измерять смещения спектральных линий; помощью Ф. открыты спектрально-двойные звезды (см. Астрофизика). О приборах, так назыв. спектрографах, см. Спектральный анализ, Астрофизика. — В последнее время Барнарду удалось получить превосходные снимки участков Млечного Пути помощью прежних больших «портретных» объективов и даже простых линз от волшебных фонарей (при значительной светосиле они охватывают зараз 10—12°). Такими же простыми средствами Барнард открыл громадные по площади, но крайне слабые по яркости туманности, невидимые глазу ни в какие трубы. С другой стороны, большой интерес представляют в настоящее время снимки туманностей и пр. помощью рефлекторов. О работах И. Робертса уже упомянуто в статье Астрофотография. Зеркало Иеркской обсерватории, имеющее 2 фт. в диаметре, прославилось открытием удивительной туманности, расползающейся веером от звезды Nova Persei (1901; см. Астрофизика); теперь там же монтировано Ричеем зеркало в 5 фт. в диаметре и 25 фт. фокусного расстояния. Были попытки приложить Ф. к регистрированию времен прохождений (см.) звезд. В приборах, назначенных для этого, — фотохронографах — на неподвижной чувствительной пластинке, попеременно открывая и закрывая ее, получают вместо сплошной черты ряд точек, соответствующих различным положениям изображения звезды в фокальной плоскости трубы. Наконец, для определения долгот в путешествиях пробовали фотографировать особыми переносными приборами, так наз. фототеодолитами, «лунные расстояния», т. е. Луну вместе с какой-либо яркой звездой, приходящейся на небесной сфере в это время вблизи Луны (см. Практическая астрономия).
Приборы, служащие для фотографирования звезд, планет, туманностей, комет и т. д., носят общее название астрографов. Объектив в них шлифован на химические лучи; вместо окуляра к трубе приделаны салазки для кассет. В зависимости от долгих экспозиций является необходимость следить за тем, чтобы труба неизменно точно была направлена на светило, перемещающееся вследствие суточного движения небесного свода. Если бы даже часовой механизм астрографа (см. Рефрактор) был бы идеально точен, изменение рефракции как вследствие перемены зенитного расстояния, так и вследствие перемен температуры принуждает все время «поправлять» инструмент. Обыкновенный «искатель» рефракторов здесь недостаточен. Братья Анри предложили помещать рядом другой объектив примерно тех же размеров, как и фотографический. Обе трубы, визирная и фотографическая, соединены наглухо, чтобы уничтожить возможно вредное влияние неравного гнутия их. Наблюдатель неотступно следит в визирную трубу за фотографируемым объектом и по мере надобности поправляет положение труб. Вместо специальной шлифовки объектива на область спектра между линиями Ηγ и Ηε (см. Спектральный анализ) можно исправлять химический фокус обыкновенных объективов одним из следующих приемов: раздвигают чечевицы объектива (так, 27-дм. венский объектив нужно раздвинуть на 2 см, чтобы исправить химический фокус); прибавляют надлежаще подобранную третью чечевицу непосредственно около объектива (такое приспособление сделано для ликского рефрактора — третья линза уменьшает его фокусное расстояние на 3 метра); наконец, третья чечевица может быть вставлена, как в пулковском рефракторе, на 1/3 фокусного расстояния от объектива; это удобнее и дешевле, так как размер требуемой чечевицы гораздо меньше. Потеря света вследствие отражений и поглощения в астрографах доходит до 60 %. В рефлекторах эту потерю можно понизить до 8—10 %; с другой стороны, рефлекторы дают снимки, менее пригодные для измерений. Часто, чтобы измерять положения звезд, их координаты, на каждую пластинку непосредственно перед фотографированием звезд получают впечатление прямоугольной сетки, оригинал которой нарезан тонкими штрихами на серебряном слое, наведенном на зеркальную поверхность. Соседние штрихи сетки отстоят друг для друга, в угловой мере, на 2', и к этим штрихам относят при измерении фотографические изображения звезд. На результаты измерений пластинок, не говоря уже о микрометренной рефракции, могут влиять дисторсия объектива, сжимание чувствительной пленки, ошибки штрихов сетки, личные ошибки измеряющего и т. д. Немало забот представляют те случаи, когда нужно перевести координаты звезды с одной пластинки на другую, изображающую соседний участок неба. Измерению всегда подвергают оригинальные негативы. Отпечатки на бумаге совершенно не годятся для этого. Достоинство снимков крайне зависит от степени спокойствия воздуха, как говорят, от достоинства изображений. Медленно изменяющиеся изображения (вследствие медленных, ничтожных перемен рефракции) не вредны для снимков с краткой экспозицией. Гораздо опаснее быстрые колебания (когда, как говорят, звезды «искрятся»), или размытые изображения, бывающие часто вследствие присутствия ледяных кристалликов в верхних слоях атмосферы.
Выдающийся интерес представляет так назыв. фотографическая фотометрия. Звезды при фотографировании вместо точек дают на чувствительной пластинке диски (кружки), размер которых зависит от яркости звезд. Бонд в пятидесятых годах прошлого столетия первый высказал мысль определять яркость звезд по величине этих кружков. Наивысшее развитие фотографическая фотометрия получила после работ Шарлье и Пикеринга. Судя по исследованиям Шарлье, диаметр кружка пропорционален корню четвертой степени из времени экспозиции, а яркость, выраженная в звездных «величинах», измеряется логарифмом диаметра кружка, т. е. ; форм.; m1 = a — blgD, где D0, a и b — некоторые постоянные, т — величина звезды. Другие исследования Шеберле, Пикеринга, Трепье дали несколько иные формулы. Во всяком случае все эти формулы совершенно эмпиричны; постоянные, в них входящие, если не самый вид формул, изменяются чуть ли не от пластинки до пластинки. Мысль, положенная в основу фотографической фотометрии еще Физо и Фуко, о том, что произведение it из напряженности света (i) на время экспозиции (t), так сказать, работа, затраченная источником света (при равных, чисто фотографических условиях, т. е. пластинке и полученному ею впечатлении), есть величина постоянная, оказывается неверной, и вся фотографическая фотометрия лишенной теоретического основания. Самое происхождение кружков звезд не вполне понятно. Объяснение их химическим последействием, распространяющимся в чувствительной пленке аналогично кристаллизации раствора, влиянием худых изображений, а также неправильным отражением света в толще пленки недостаточно. Опыты показали, что при фотографировании без объективов, когда изображения звезд на пластинке получаются помощью «малого» отверстия, кружки звезд имеют гораздо меньший размер и объяснение их образования нужно искать в оптических свойствах инструментов. Здесь могут влиять дифракционные кольца, всегда сопутствующие изображениям звезд, наличность сферической и хроматической аберрации, рассеяние света, зависящее от неправильностей строения стекла. Кружки ярких звезд снабжены еще особым ореолом, зависящим главным образом от отражения света от внутренней поверхности стекла пластинки. О соляризации фотографических изображений звезд — см. Фотография, а также Астрофизика. Фотографическая фотометрия не оправдала надежд, которые на нее возлагались. Различные цвета звезд или, лучше сказать, характер их спектров сказывается настолько сильно, что, напр., фотографическая яркость звезд III спектрального типа (см. Астрофизика) получается на 2—3 величины ниже оптической. Влияние поглощения света атмосферой сказывается при фотографической фотометрии в общем в два раза сильнее, чем при оценке яркости глазом. Помимо специальных недостатков, фотографическая фотометрия имеет все недостатки, общие всяким приемам фотометрии неба. Ничтожный, на глаз не видный туман может сделать результаты различных вечеров совершенно несоизмеримыми. Записи яркостей отдельных звезд с блеском от 7 до 10 величины, сделанные мимоходом опытными наблюдателями при меридианных наблюдениях, почти не уступают в точности результатам фотометрических измерений. Совершенно иное, вполне ценное значение имеют приемы фотометрии при исследовании относительных яркостей в звездных группах (напр. каталог фотографических яркостей Плеяд, составленный Шарлье), а также при изучении колебаний яркости переменных звезд (см. Астрофизика).
![{\displaystyle D=D_{0}{\sqrt[{4}]{t}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1c2b0c8f6560a3c426a368752304801b7de2d478)