WWW.DOC.KNIGI-X.RU
БЕСПЛАТНАЯ  ИНТЕРНЕТ  БИБЛИОТЕКА - Различные документы
 

Pages:   || 2 |

«ТКАЧУК ЛЕОНИД ГРИГОРЬЕВИЧ Киевский астрономический клуб «Астрополис» Фильтры для любителей астрономии. 1. ...»

-- [ Страница 1 ] --

ТКАЧУК ЛЕОНИД ГРИГОРЬЕВИЧ

Киевский астрономический клуб «Астрополис»

www.astroclub.kiev.ua

Фильтры для любителей астрономии.

1. Несколько вводных слов.

Данный материал не является моей научной работой. Это скорее попытка

обобщить все то, что я узнал из Интернета, книг и практики об астрономических

фильтрах. Не секрет, что когда любитель астрономии исчерпает все возможности

телескопа, он задумается о том, как бы повысить его возможности. Ведь становится понятным, что целый ряд объектов или деталей известных объектов так никогда и не будет виден, поскольку поверхностная яркость туманностей или определенных деталей оказывается заметно меньше яркости неба. Вот тут и могут прийти на помощь астрономические фильтры. Но что бы понять, чего можно ждать от фильтра, необходимо знать, как они работают. Однако и этого мало, ведь нужно еще знать кое-что и о свойствах небесных объектов, понимать, почему они имеют определенный спектр.

2. Что такое спектр?

Вы никогда не задумывались над тем, что для получения знаний о Вселенной мы длительное время использовали из всех органов чувств только одно – зрение. Мы видим и фотографируем светящиеся объекты. Но даже радиоастрономы изучают Вселенную по приходящему от нее электромагнитному излучению. Что же это за загадочная субстанция? А это не что иное, как поток фотонов, летящих со скоростью света. Фотоны могут иметь самую различную энергию. Фотоны с низкой энергией регистрируются громадными радиотелескопами, фотоны с большей энергией воспринимаются глазом.



Оставим пока вопрос о причинах и механизмах излучения этих фотонов и поговорим о том, как мы воспринимаем свет, в общем, и свет небесных объектов в частности.

Если мы, вслед за Ньютоном возьмем призму и пропустим через нее луч солнечного света, мы увидим, что в результате на экране образуется разноцветная радужная полоска.

Аналогично, солнечный свет, преломляясь в каплях воды, образует радугу.

Причина этого явления в том, что белый свет состоит из фотонов с разной энергией, и их мы воспринимаем как разные цвета. Для нас белый свет состоит из множества лучей всех цветов, которые преломляются по-разному: красные - слабее всего, синие и фиолетовые сильнее всего. Именно синие лучи, рассеиваясь на молекулах воздуха, придают небу его голубизну. Радуга - это разложенный на цвета свет Солнца, его спектр.

С детства мы привыкли к тому, что радуга состоит из семи основных цветов:

красного, оранжевого, желтого, зеленого, голубого, синего и фиолетового. В действительности же спектр состоит не только из этих цветов, а и из множества переходных оттенков. Почему же цвета расположены именно в таком порядке?

Было выяснено, что свет представляет собой распространяющуюся в пространстве смесь электромагнитных колебаний, каждое из которых имеет свой период и соответствующую ему длину волны. Длины волн в спектре принято измерять в специальных единицах - ангстремах ( ), составляющих одну стомиллионную часть сантиметра. В видимом спектре длины волн уменьшаются от красных (около 7000 ) до фиолетовых (около 4000 ). Длины волн остальных цветов заключены между ними.

Позже выяснилось, что помимо видимых лучей есть еще лучи и не воспринимаемые глазом. К таким лучам относят лучи с длинами волн меньше 4000 - так называемых ультрафиолетовых лучей и лучи с длинами волн длиннее 7000 - инфракрасное излучение. Но и это еще не все.





Шкала электромагнитных волн и "окна прозрачности" земной атмосферы.

Лучи, открытые Рентгеном и названные рентгеновскими лучами, оказались еще более коротковолновым излучением и длина волны таких лучей уже порядка одного ангстрема.

Еще более коротковолновое излучение носит название гамма-излучения. Радиоволны, благодаря которым мы можем слушать радио, общаться по мобильному телефону, являются длинноволновым излучением с длинной волны уже порядка миллиметров, сантиметров и даже метров. Оказалось также, что земная атмосфера пропускает излучение всего в двух окнах – видимый свет и радиоизлучение. И только благодаря этим двум окнам мы можем изучать Вселенную с поверхности Земли. Изучать радиоволны – это удел радиоастрономов, любители астрономии же наблюдают звездное небо лишь в оптическом диапазоне.

3. Спектры бывают разные.

Для исследования спектра звезд и планет астрономы в настоящее время используют специальные дифракционные решетки. Это пластинки с нанесенными на них штрихами, причем расстояние между штрихами сравнимо с длиной волны видимого света. Благодаря таким решеткам свет расщепляется в спектр, аналогично тому, как это происходит при использовании призмы. Было выявлено еще Фраунгофером, что спектр небесных тел может быть двух видов. Первый вид – непрерывный спектр, второй же тип – это линейчатый спектр, в котором наблюдается лишь некоторое число ярких линий.

Плавный, непрерывный по длинам волн спектр наблюдается у нагретых твердых и жидких тел. Яркость того или иного участка спектра характеризует количество излучаемой телом энергии на этой длине волны. Например, у тел, нагретых до 4000 К, наиболее ярким будет красный участок спектра, а у более горячих тел ярче становятся другие участки спектра. Например, у тел, нагретых свыше 7000 К, излучение ярче всего в области ультрафиолетовых лучей.

Типичный спектр тела, нагретого до температуры в 6000 К. Именно такую температуру имеет фотосфера Солнца, и распределение интенсивности излучения от длинны волны для Солнца имеет именно такой вид.

Оказывается, что звезды имеют спектр именно такой, как у нагретых тел. Например, спектр Солнца очень похож на спектр тела, нагретого до температуры 6000 K.

У газообразных тел спектры имеют совсем другой вид. Вместо непрерывно переходящих друг друга оттенков мы будем наблюдать лишь несколько ярких узких линий, которые называют спектральными. Благодаря такому свойству спектров газов астрономы смогли узнать состав атмосфер планет, звезд, планетарных и диффузных туманностей. Но почему газы излучают именно узкие спектральные линии. Для того, что бы это понять, нужно рассмотреть хотя бы вкратце законы атомной физики.

4. Почему же излучают атомы или все о квантовых переходах.

Законы микромира – это законы квантовой механики. А согласно квантовой механике, всякая квантовая система (например, атом) характеризуется определенным набором состояний. В общем случае этот набор состояний может быть как дискретным, так и непрерывным. А основной характеристикой состояния атома является внутренняя энергия атома, полный момент количества движения и четность.

Если бы электрон был бы не связан с атомным ядром, он мог бы позволить себе иметь любую энергию. Однако когда электрон движется по своей орбите вокруг атомного ядра, то его энергия, согласно квантовой механике, может принимать вполне конкретные определенные значения. Если же вокруг атома более тяжелого элемента, чем водород движется несколько электронов, то и они могут иметь вполне определенные значения энергии, а полная энергия данного состояния будет определяться суммой этих энергий.

Среди всех возможных состояний атома с электронами есть и состояние с наименьшей энергии. В атомной физике принято называть его основным. Все остальные состояния называют возбужденными состояниями. Обычно для удобства понимания все возможные уровни энергии изображают на вертикальной диаграмме, где горизонтальными линиями изображают уровни энергии и дают им обозначения. Самому нижнему уровню, то есть основному состоянию, присваивают обозначение E1.

Следующему, более высокому состоянию присваивают обозначение E2. В общем случае пишут En и об этом состоянии говорят, что система находится в состоянии с квантовым числом n. Однако такая схема оказывается сильно упрощенной и в реальных атомах квантовая система характеризуется уже не одним квантовым числом, а целым набором разных чисел.

Может также оказаться, что разным наборам квантовых чисел соответствует одна и та же величина уровня энергии. В таком случае говорят, что энергетический уровень вырожден, а количество совпавших состояний называют кратностью вырождения.

Еще одним важным параметром, который характеризует любую квантовую систему, и атом в частности, является полный момент количества движения. Эта величина на самом деле представляет собой вектор, причем величина этого вектора определяется путем сложения момента количества движения всех частиц.

Момент количества частиц на самом деле составной и состоит из собственного момента количества движения, называемого спином, и орбитального момента, вызванного движением частицы относительно общего центра масс системы. Оказывается, что и момент количества движения может быть не любым, а принимать определенные значения, а j - это квантовое число, которое может принимать только неотрицательные целые и полуцелые значения. Квантовое число орбитального момента количества движения может быть только целым.

Если мы рассматриваем сумму двух моментов, то согласно правилам квантовой механики суммарный момент J=J1+J2 может принимать только такие значения:

|j1-j2|, |j1-j2-1|,...., |j1+j2-1|, j1+j2, Поскольку момент количества движения – величина векторная, то помимо абсолютной величины этого момента можно говорить и о величине проекции этого вектора на заданную ось. Оказывается, что и направления векторов магнитного момента могут быть не любыми, а только такими, которым соответствуют квантовые величины проекции в диапазоне от –j до j и это квантовое число принимает значения с шагом 1, то есть -j, j+1,...,j. Данное квантовое число называют проекцией момента и обозначают mj.

Проекции моментов системы частиц являются простой суммой проекций моментов каждой частицы.

Еще одним параметром системы частиц является так называемая четность.

Наличие этого параметра связано с тем, что любому квантомеханическому состоянию может соответствовать две разные волновые функции, описывающие состояние системы.

Эти волновые функции различаются только знаком. Четность в атомной физике обозначают индексом P, и этот параметр может принимать только два значения: P=+1 и P=-1.

Атомы не находятся все время в одном и том же состоянии. Квантовый мир довольно кипуч, в нем все время с электронами сталкиваются фотоны или другие частицы или происходит излучение частиц. Если электрон в своем движении вокруг атома столкнется с фотоном, то он может поглотить его или отобрать часть энергии, в результате чего состояние атома изменится. Такие изменения состояния атома называют квантовым переходом, поскольку происходят они мгновенно. Только что система была в одном состоянии и вот она уже в другом состоянии. Переходы системы из одного квантового состояния в другое называют квантовыми переходами.

Вероятность перехода является одной из его основных характеристик, ведь разные виды переходов могут иметь существенно разную вероятность. Она измеряется в единицах за секунду и определяется благодаря так называемым коэффициентам Эйнштейна. Если спонтанный переход электрона с уровня на уровень имеет ненулевую вероятность, значит, он может находиться на этом уровне конечное время. А из соотношения неопределенности, которое говорит, что мы не можем точно измерять одновременно время и энергию, следует, что в реальности каждый уровень имеет некоторую, пусть и небольшую ширину.

Переходы в квантовых системах подчиняются некоторым правилам отбора. Такие правила устанавливают изменение при переходе квантовых чисел, характеризующие состояние системы, например четность, момент количества движения и т.п. Наиболее просто правила отбора формулируются для переходов, при которых происходит излучение или поглощение фотонов, ведь именно этот случай нас интересует. Ведь туманности в основном светятся за счет излучения фотонов при таких переходах.

Оказывается, что наибольшей вероятностью обладают электрические дипольные переходы. Эти переходы осуществляются между уровнями противоположной четности, полные МКД которых отличаются на величину, причем переход оказывается невозможным. Такие переходы принято называть разрешенными. Все остальные типы переходов называют запрещенными. Это не значит, что они невозможны, а значит это лишь то, что их вероятности намного меньше вероятностей дипольных электрических переходов.

5. Свет межзвездного водорода.

Не секрет, что наиболее распространенным элементом во Вселенной является водород. Он выгорает в звездах, превращаясь в гелий, из водорода в основном состоят гигантские межзвездные облака. Какой же спектр излучения межзвездного водорода?

Оказывается такой же, как и у любого газа – линейчатый. Рассмотрим это спектр.

Рассматривать спектр атомов водорода студенты-физики очень любят, ведь это простейший атом и спектр у него довольно простой. Атом водорода состоит из ядра – единственного протона, и единственно электрона, который «вращается» вокруг ядра.

Оказывается, что решая уравнение Шредингера можно легко получить уровни энергии для атома водорода. Если не учитывать теорию относительности, то они определяются формулой где эВ – постоянная Ридберга. Целое число n называется главным квантовым числом и может принимать целые значения от одного до бесконечности.

Схема энергетических уровней атома водорода. Длины волн даны в. Для серий Брэкета и Пфунда в мкм.

Рисунок взят с astronet.ru Уровень с n=1 называют основным уровнем, и на нем электрон может находиться сколь угодно долго. Однако под действием внешнего излучения электрон может переходить на более высокие энергетические уровни. Такие уровни называют возбужденными.

Поскольку электрон не может находиться на таких уровнях сколь угодно долго, он переходит на более низкие уровни. Переходы с верхних уровней на основной дают спектр линий, называемый серией Лаймана. По имени открывателя этой серии уровни обозначают латинской буквой L c греческим индексом, показывающим с какого уровня перешел электрон. Например, переход со второго уровня на первый обозначают L, переход с третьего уровня на первый - L, переход с четвертого уровня на первый - L и т.д. Однако все эти линии лежат в ультрафиолетовой области и любителям астрономии не интересны. Переходы на второй уровень с более высоких уровней обозначают буквой H (читается аш) и также с греческим индексом. Например, переход с уровня с n=3 на уровень с n=2 обозначают H, переход с уровня с n=4 на уровень с n=2 обозначают H и т.д. Эта серия линий интересна тем, что излучение при таких переходах видно невооруженным глазом. Следующие серии Пашена, Брекета, Пфунда и т.д. имеют излучение, лежащее в инфракрасной области или даже в области радиоволн.

Как видно на рисунке, на самом деле спектр атома водорода несколько сложнее. Как было сказано выше, все уровни выше основного являются вырожденными и кратность вырождения есть n2. Это вырождение связано с тем, что энергия уровней в нерелятивистском приближении не зависит от момента и его проекции на какую-либо ось.

Однако если учесть релятивистскую зависимость массы электрона от его скорости и спин-орбитальное взаимодействие, (взаимодействие, зависящее от величин и взаимной ориентации орбитального и спинового момента количества движения), то происходит расщепление уровней. В прочем, тонкие и сверхтонкие расщепления для нашей темы не столь интересны.

6. Свет атомов и молекул.

Все атомы, кроме водорода, содержат уже несколько электронов, и по этому спектр их излучения становится существенно сложнее. Ведь в таких атомах кроме кулоновского взаимодействия электронов с ядром присутствуют также и взаимодействия электронов друг с другом, а также связанное с квантовомеханической неразличимостью электронов обменное взаимодействие. В многоэлектронных атомах электрон как бы движется в усредненном поле, создаваемом не только ядром, но и всеми другими электронами. Тем не менее, можно описывать состояние электронов при помощи квантовых чисел n и l.

Использование второго квантового числа связано с тем, что момент количества движения может принимать значения в диапазоне. Спектроскописты используют для разных значений l буквы латинского алфавита s, p, d, f, g и т.д. Перед этой буквой ставят цифру, обозначающую номер уровня n. Например, состояние n=1, l=0 обозначается как 1s, состояние n=3, l=2 - 3d.

Каждый уровень энергии с данными n и l является вырожденным по проекции орбитального и спинового момента количества движения с кратностью вырождения 2(2l+1). Согласно принципу Паули, в каждом из этих вырожденных состояний может находиться только по одному электрону и по этому 2(2l+1) состояний образуют электронную оболочку. Когда в электронной оболочке уже заняты все уровни электронами, ее называют замкнутой. Совокупность же 2n2 состояний с одним и тем же n, но разными l называют электронными слоями (K-слой с n=0, например, содержит два электрона, L-слой с n=1 содержит 8 электронов, M-слой с n=3, содержит 18 Э и т.д.).

Последовательность, в которой возрастают уровни энергии электронов такая: 1s, 2s, 2p, 3s, 3p, 3d, Поскольку, как мы уже сказали, в атомах по орбитам бегает много электронов, то для описания всех состояний электронов вводят понятие электронной конфигурации атома, в котором перечисляют состояние всех электронов с указанием индекса кратности заполнения. Например, конфигурация 1s2 2s2 2p2 означает, что в первом электронном слое находится два s-электрона, во втором слое находится два электрона в s-оболочке и два в p-оболочке.

На самом деле картина энергетических уровней несколько сложнее. Оказывается, суммарная энергия электронной конфигурации зависит от того, какой тип связи момента количества движения электрона реализуется в атоме. В атомах со сравнительно малым числом электронов реализуется связь Рассела-Саундерса или. LS-связь. Для этого типа связи все орбитальные моменты количества движения электронов складываются в орбитальный момент L, а все спины электронов суммируются в момент S. Моменты L и S складываются в полный момент электронной оболочки J. В многоэлектронных атомах, где существенную роль играет спин-орбитальное и спин-спиновое взаимодействие реализуется jj-связь, при которой орбитальный j и спиновый s момент каждого электрона складываются в полный момент электронной оболочки J. Однако этот случай нам будет не так интересен, поскольку межзвездные облака состоят в основном из легких элементов.

У таких элементов каждый уровень энергии расщепляется на целый ряд уровней, называемых спектральными термами и характеризующихся значениями L и S. Для обозначения термов обычно используются заглавные буквы латинского алфавита.

Значения L=0, 1, 2,... соответствуют термы S, P, D, F, G и т.д. Вместо значения спина S указывают мультиплетность терма, равную 2S+1, которая ставится слева вверху у знака терма. Если мультиплетность равна 1, терм наз. синглетным, 2 - дублетным, 3 триплетным и т.д. Эмпирически установлено правило Хунда, утверждающее что наименьшей энергией обладает термы с наибольшими возможными для данной электронной конфигурации значением S и наибольшим при этом S значением L.

Релятивистские эффекты, и прежде всего спин-орбитальное взаимодействие, приводят к расщеплению терма с данными L и S на ряд уровней, соответствующих различным возможным значениям J полного момента. По этому при наличии тонкой структуры наряду с электронной конфигурацией, термом и мультиплетностью указывают также значение полного момента количества движения J, которое ставят справа внизу от символа терма. Например, обозначение 3P0, расшифровывается так: полный орбитальный момент L=1, полный спиновый момент S=1, полный момент электронной оболочки J=0.

На рисунке, взятом с сайта astronet.ru, показана часть спектра атома углерода. Над каждым уровнем проставлено энергия уровня в электрон-вольтах. Слева от каждого уровня проставлено главное квантовое число n. В верхней части рисунка стоят обозначения термов для терма 3P0 и показана тонкая структура.

Столь детальное описание нам нужно было сделать потому, что в межзвездной среде наблюдается большое количество ультрафиолетовых и оптических линий, соответствующих различным переходам в многоэлектронных атомах и ионах.

Энергетический спектр молекул еще сложнее. В общем случае в спектре молекулы различают три типа уровней: электронные, колебательные и вращательные. Электронные уровни становятся зависимыми от расстояний между ядрами в молекуле и углов между ними. Наиболее простым энергетическим спектром обладают двухатомные молекулы, например молекула циана CN. Простота спектра связана с аксиальной симметрией.

Каждое электронное состояние характеризуется определенным значением проекции суммарного орбитального момента количества движения всех электронов на ось молекулы и ее обозначают числом. Электронные состояния характеризуются также суммарным спином всех электронов S. Опыт показывает, что основным электронным состоянием большинства молекул является нулевое состояние. Существует, однако, ряд молекул, например OH, NO, CH, основные состояние которых характеризуется отличными от нуля значениями L или S.

Помимо спектра электронов возникают в молекулах и другие виды переходов. Это колебательные и вращательные переходы. Молекулы колеблются. Это связано с тем, что существует такое оптимальное расстояние между молекулы, при котором силы электрического и гравитационного притяжения уравновешиваются ядерным отталкиванием. И вот относительно этого положения молекулы совершают колебания. В многоатомных молекулах колебательные движения заключаются в периодическом изменении длин связей и валентных углов относительно их равновесных значений.

Колебательное движение также квантуется и это приводит к возникновению дискретного колебательного энергетического спектра. Каждый колебательный уровень энергии двухатомной молекулы характеризуется целым квантовым числом v, а энергия уровня равна:, где и x - основная частота и постоянная ангармонизма. В многоатомных молекулах растет количество колебательных степеней свобод и каждый колебательный уровень энергии. Характеризуется уже набором колебательных квантовых чисел (v1, v2,..., vi). Характерным отличием колебательных уровней энергии от электронных является их конечность. (Количество уровней энергии электрона в атоме бесконечно, хотя и дискретно).

Еще один вид переходов – это вращательные переходы. Вращательное движение молекул можно рассматривать как повороты этой молекулы вокруг некоторой оси.

Вращательное движения также квантуется, что приводит к возникновению дискретного вращательного энергетического спектра. Каждый вращательный уровень энергии характеризуется вращательной энергией Eвр, вращательным моментом количества движения J, четностью P и некоторыми дополнительными квантовыми числами.

Наиболее интересными из трех типов электронных переходов является электронноколебательно-вращательные переходы, при которых излучаются фотоны в ультрафиолетовых и оптических областях спектра. Примером таких являются линии молекул циана с длинами волн 511 и 514 нм, которые очень сильны у комет.

7. Загадочный Небулий.

Обычно любители астрономии, говоря о туманностях, смешивают в одну кучу туманности внегалактические (это, собственно говоря, и есть галактики, например туманность Андромеды) и внутригалактические. Галактические туманности состоят либо из газа, либо из пыли. Газовые туманности бывают двух видов - диффузные, или неправильные, и планетарные туманности. Диффузные туманности, например туманность Ориона, имеют совершенно неправильную форму, нерезкие очертания и очень большие линейные размеры. Такие туманности бывают как светлыми, так и темными, а иногда и смесью темных и светлых туманностей.

Планетарные туманности названы были Гершелем так потому, что в телескоп они выглядят, как слабые диски планет. Однако с планетами у них нет ничего общего. Да и форма у них бывает самая разная, иногда круглая, иногда слегка эллиптичная, нередко такие туманности напоминают колечко дыма, выпущенное опытными курильщиками.

Планетарных туманностей не так уж и много и число их не превышает нескольких сотен.

И для диффузных и для планетарных туманностей характерным является наличие подсвечивающей их звезды. Обычно это очень горячие звезды и их излучение является источником, возбуждающим свечение в окружающей туманности. Однако спектр туманностей зачастую совершенно отличен от спектра возбуждающих их звезд.

В некоторых случая туманности имеют непрерывный спектр. Это пылевые туманности и свет просто рассеивается на пылинках. Газовые туманности имеют преимущественно линейчатый спектр – некоторое количество линий. Некоторые из этих линий относятся к известным линиям водорода или гелия, но обнаружилось, что в спектре диффузных туманностей присутствуют линии неизвестного науке элемента. Новый элемент назвали небулий. Что такое небулий, долгое время оставалось загадкой. И это притом, что большинство линий в спектрах звезд уже к началу 20-го века удалось опознать и описать. Большинство химических элементов, присутствующих в звездах было найдено и на Земле, по этому казалось очень маловероятным, что бы в туманностях присутствовало огромное количество неизвестного науке химического элемента, ведь линии небулия очень яркие.

Решить загадку небулия помог тот факт, что уже были исследованы спектры дугового и искрового разрядов. Линии дугового спектра образовывались благодаря электронным переходам в обычных, неионизированных газах. Спектр же искрового разряда был несколько другим и соответствовал электронным переходам ионизированных атомов, которые уже потеряли один электрон.

Милликэн даже успел показать, что искры в вакууме представляют собой источник света, в спектре которого появляются линии перехода не только однократно, но и двукратно, трехкратно ионизированных атомов, вплоть, приблизительно, до.семикратно ионизированных. При этих экзотических условиях появляются линии, которых нет в обыкновенных источниках света. По этому один из известных сотрудников Милликэна Д.

С. Бауэн предположил, что небулий – это какой то обычный атом, но в экзотических условиях. Далее он размышлял примерно так: «Поскольку в спектрах туманностей есть только линии самых легких элементов водорода(H), гелия (Не), углерода (С), кислорода (О) и азота (N), то естественно было поставить вопрос, не принадлежат ли линии небулия к спектру одного из этих элементов или к спектру какого-нибудь другого легкого элемента». И вот, 1 октября 1927, в журнале „Nature" появилась короткая статья, в которой Бауэн доказывал, что из восьми самых сильных линий шесть, в том числе линии N1 и N2, принадлежат кислороду и две — азоту. А через месяц известный английский астрофизик и спектроскопист А. Фаулер подтверждает открытие Бауэна некоторыми вычислениями, произведенными на основании новейших спектроскопических исследований.

Увы, ни Бауэну, ни другим исследователям так и не удалось получить линии небулия в лабораторных условиях. Однако для этого есть серьезные причины. Поскольку спектры кислорода и азота были получены, самыми разнообразными методами, при самых разных условиях и в них никогда не было обнаружено никаких следов линий небулия, значит, эти линии возникают только при особых условиях, существующих в туманностях.

Воспроизвести эти условия в лаборатории почти невозможно, так как есть два характерных для туманностей и определяющих эмиссию линий, условия — это совершенно ничтожная плотность и огромная протяженность светящегося газа. Даже самый глубокий вакуум, полученный в земных лабораториях, имеет плотность, намного превосходящую плотность газа в туманностях. Ну и конечно, нельзя выполнить второе условие. По этому нужно особо пояснить, как же все таки Бауэну удалось доказать, что линии небулия, это все-таки линии кислорода и азота.

Что бы понять объяснение Бауэна, рассмотрим рисунок.

На этом рисунке изображены три энергетических уровня, обозначенных цифрами 1, 2 и 3. Пусть далее только переходы 3 — 2 и 3 — 1 являются „разрешенными", и потому в спектре существуют практически только линии, соответствующие этим переходам; частоты этих линий на нашей диаграмме пропорциональны длинам отрезков а и b. Переход же 2—1, отмеченный на рисунке пунктирной линией, является запрещенным, и соответствующей спектральной линии с частотой с в спектре нет. Тем не менее, из разности энергетических уровней 2 и 1 мы можем, конечно, вычислить частоту и длину волны этой запрещенной линии с такой же точностью, с какой мы измеряли частоты для линий а и. b.

Бауэн задался вопросом о том, не являются ли линии небулия как раз такими линиями, которые хотя и не могут быть получены в лаборатории, так как они соответствуют запрещенным переходам, тем не менее, могут возникнуть в туманностях при особенно благоприятных условиях. В действительности существует только одна определенная группа запрещенных линий, появления которой можно ждать в туманностях. Это — линии, начальными состояниями которых являются так называемые метастабильные состояния атома. Метастабильными состояниями называются такие состояния, энергия которых больше, чем энергия нормального состояния, но для которых по правилам отбора не существует никаких разрешенных переходов к более низким энергетическим уровням. Допустим, что на нашем рисунке уровню 1 соответствует нормальное состояние атома, и что между уровнями 2 и 1 нет никаких других уровней, переход к которым с уровня 2 был бы разрешен правилами отбора. В этом случае уровень 2 представлял бы собой метастабильное состояние. Атом, находящийся в таком состоянии и не подвергающийся никаким внешним возмущениям, остается в нем довольно долгое время по сравнению с продолжительностью нормальных возбужденных состояний, существующих около 10-8 сек. Обычно это десятые и сотые доли секунды. Если в результате какого-нибудь процесса происходит возбуждение атомов, то метастабильные атомы в силу большой продолжительности их существования должны накопляться до тех пор, пока не будет достигнуто равновесие между процессами, вызывающими их возникновение и уничтожение. В лабораториях метастабильные атомы уничтожаются либо потому, что они снова возбуждаются светом, либо в результате столкновений с другими атомами и стенками сосуда. Если же метастабильный атом не испытает столкновений за время своей жизни, он будет вынужден перейти на более низкий уровень, совершив запрещенный переход. Но, поскольку даже в разреженных лабораторных условиях время между столкновениями все же мало, то запрещенные линии оказываются малозаметными. И только в туманностях, где газ очень разрежен, такие линии имеют заметную интенсивность.

Действительно, плотность газа в туманностях чрезвычайно мала. Возьмем, к примеру М57, или туманность «Кольцо». При своем радиусе в 25 угловых секунд и массе в несколько масс Солнца, можно вычислить, что средняя плотность в туманности порядка 1017 г/см3. Поскольку переизлучение атомов происходит редко, то в лабораторных условиях, даже при достижении таких низких плотностей интенсивность запрещенных линий будет мала. Но поскольку размеры и массы этих туманностей огромны и составляют от долей масс Солнца до масс намного превосходящих массу Солнца, излучение туманностей оказывается достаточно ярким.

При изучении спектров линии какого-либо элемента в случае дугового спектра спектроскописты обозначают символом элемента с римской цифрой I, первый искровой спектр - тем же символом с цифрой II. Этому спектру соответствует спектр однократно ионизированного атома. Двукратно ионизированный атом даст второй искровой спектр, обозначаемый символом элемента с римской цифрой III и т. д. Бауэн показал, что обнаруженные линии туманностей принадлежат к спектрам ОII, ОIII и NII. Эти спектры очень сложны и богаты линиями, а вычислили положение этих линий Фаулер и Бауэн, благодаря использованию правила Хунда.

Начать рассмотрение удобно с рассмотрения спектров двукратно ионизированного кислорода ОIII и однократно ионизированного азота NII. Эти ионы содержат по шесть электронов и по своему строению похожи чем то на нейтральный атом углерода. Оба спектра имеют одну и ту же структуру, в которой шесть электронов разделяются на две группы: по 2 и 4 электрона соответственно. Оба внутренние К-электрона имеют главное квантовое число п. = 1 и образуют не имеющую импульса замкнутую оболочку. Четыре электрона второй группы являются L-электронами и имеют главное квантовое число п =

2. Они снова распадаются на две подгруппы в зависимости от значений второго квантового числа J, принимающего значения 0 или 1. Два первых L-электрона образуют, так же как и К-электроны, замкнутую оболочку и не играют существенной роли в возникновении интересующих нас атомных переходов. Другие же два L-электрона с J=1 в зависимости от того, как складываются соответствующие значениям j моменты импульсов дают различные состояния, имеющие существенное значение для возникновения линий туманностей. В зависимости от направления спинов может иметь место синглетные или триплетные состояния. Суммарный момент L может принимать значения 0,1 и 2 и, как было сказано выше, этим термам присвоены символы S, P и D. Можно показать, что не все состояния возможны и остаются интересующие нас состояния 1S0, 3P0, 3P1, 3P2, 1D2.

Энергии этих состояний различны и, что самое важное, для спектров ОIII и NII известны из исследований Фаулера и Бауэна. На схеме уровней показаны эти уровни, их обозначения и переходы.

Мы видим, что ниже всего лежат состояния 3Р, за ними следует состояние 1D2, и, наконец, состояние 1S0,. Из состояний 3Р ниже вcего лежит то, для которого j=0; оно является, собственно говоря, нормальным состоянием дважды ионизированного атома кислорода или однократно ионизированного атома азота. Поскольку при разрешенных переходах должно меняться значение момента, то все пять переходов между ними являются запрещенными. Значит, все состояния за исключением основного состояния 3Р0 являются метастабильными.

Анализируя переходы 1D2—3Р2 и 1D2—3Р1 Бауэн обнаружил, что длины волн излучаемых при таких переходах совпадают с линиями небулия N1 и N2 с очень высокой точностью. Аналогично, переход 1S0—1D2 хорошо совпадает с длиной волны сильной линии небулия c длиной волны 4363,21 Ангстрем.

Аналогичные результаты получаются и для спектра NII. Здесь для длин волн линий, соответствующих переходам 1D2—3Р2 и 1D2—3Р1 получаются значения, совпадающие с длинами волн двух красных линий небулия 6583,6 и 6548,1 Ангстрем.

Линия, соответствующая переходу 1S0—1D2, лежит в той ультрафиолетовой части спектра, которая поглощается земной атмосферой и не поддается наблюдению.

8. Свет реальных небесных тел.

Мы рассмотрели основные виды спектральных линий и непрерывный спектр.

Однако глупо было бы надеяться на то, что небесные объекты будут иметь чистые спектры, ведь они же не идеальные. Да и спектральные линии бывают различными. Когда мы наблюдаем спектр туманностей, то видим линейчатый спектр – определенное количество ярких линий. Но если же на пути звездного света оказался холодный газ, то мы увидим, что он не испускает свет, а поглощает его, причем, только свет тех длин волн, которые присущи этому газу, то есть как раз тех, линии которых мы могли бы увидеть в его спектре излучения. По этому спектр холодных звезд получается в виде непрерывного спектра с линиями поглощения - линейчатого спектра поглощения. Эти линии вызваны поглощением света в атмосферах звезд.

Начнем же наше рассмотрение спектров небесных тел со спектров звезд. Чем более горячая звезда, тем больше света она излучает и тем больше ее максимум излучения смещается в коротковолновую область. У холодных звезд большая часть света приходится на красную область. По этому признаку спектры звезд разделены на несколько типов спектральных классов. Названия классов обозначают латинскими буквами и если эти классы выстроить в порядке убывания температуры фотосферы, то они будут выглядеть так: O, B, A, F, G, K, M. Студенты астрономы придумали даже мнемонические правила для запоминания этих классов по первым буквам фразы: «Один бритый англичанин финики жевал как морковь». На английском языке эта фраза будет звучать так «Oh, be a fine girl, kiss me!» (Будь хорошей девочкой, поцелуй меня). Внутри спектрального класса по убыванию температуры поверхности звезды существует 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9. Наше Солнце относят к спектральному классу G2, Сириус - к А1.

Иногда классификацию спектров усложняют добавлением еще и римской цифры. Это связано с незаметными на первый взгляд различиями в интенсивности отдельных линий в спектрах звезд с одним и тем же спектральным классом. Эти отличия позволяют судить о размерах звезд. Скажем, спектры красного гиганта и красного карлика с одной и той же температурой будут отличаться толщиной некоторых линий поглощения.

На этих графиках изображен спектр некоторых звезд в виде графика. По горизонтальной оси отложена длина волны света, а по вертикальной оси – интенсивность.

Так на верхнем левом графике мы видим спектр голубоватой звезды V696 Единорога.

Видно, что наиболее интенсивно она светит в голубых лучах. Очень сложный график спектра для звезды Альфа Андромеды. На нижнем левом рисунке изображен спектр красной звезды Альфа Геркулеса. Видно, что ее спектр смещен в красную область и сильно неоднороден, сложен. Наконец спектр звезды Бета Геркулеса приближен к спектру Солнца. Такое излучение мы привыкли воспринимать, как белый свет, хотя он в основном состоит из желто-зеленых лучей.

В 1802 году Солнечный спектр наблюдал Уильям Волластон и обнаружил темные линии в нем (на графике такие линии выглядят, как провалы). Увы, придал им значение только Фраунгофер в 1814 году и с тех пор эти линии носят название линий Фраунгофера.

В спектре обнаружилось и несколько максимумов. Один из них на длине волны 540 нм. принадлежит железу в определенном состоянии. Атомы железа выстраиваются вдоль магнитных линий и позволяют изучать магнитное поле Солнца.

Спектр Солнца хорошо изучен, но он позволяет изучать и атмосфер и поверхности планет, ведь отраженный спектр имеет подобную структуру, претерпевая лишь частичное поглощение. По изменениям в спектре отраженного планетой света, по сравнению с солнечным, судят о химическом составе планетных атмосфер и их поверхностей. По спектрам судят о химическом составе хвостов и ядер комет, поверхностей тел Солнечной системы, облаков межзвездных пыли и газа.

На этих графиках видно, что Марс поглощает часть голубых лучей и интенсивно отражает красные и оранжевые лучи. Спектр же Юпитера смещен больше в желтую область, но в спектре присутствуют многочисленные линии поглощения.

Рассмотрим теперь спектр некоторых других объектов. По сути, помимо звезд и планет мы можем наблюдать множество так называемых DeepSky объектов: галактик, туманностей и звездных скоплений. Рассеянные и шаровые звездные скопления состоят фактически из звезд. Галактики мы также видим только благодаря свету множества звезд и по этому спектры галактик, как и звезд, являются непрерывными. Но есть класс газовых туманностей, о котором мы уже говорили выше, спектр которых совершенно не похож на спектры звезд. Их спектр содержит серию отдельных линий. Спектр пылевых или отражательных туманностей является также непрерывным, как и спектр звезд.

Перед нами спектры двух туманностей: М42 и PK064.7+05.0. На графиках видно, что спектр туманности М42 содержит два основных типа линий: линии излучения водорода и запрещенные линии излучения дважды ионизированного кислорода. Именно по этому в таких туманностях можно обнаружить красные, зеленые и синие тона. Но поскольку наиболее сильная линия в спектре М42 – это линия Аш-Альфа, то о таких туманностях говорят, как о красных туманностях. А вот в спектре планетарной туманности PK064.7+05.0 линии кислорода практически отсутствуют и присутствуют лишь водородные линии.

А вот перед нами спектр типичной планетарной туманности М27. Мы видим, что наиболее сильные линии излучения у нее приходятся на линии излучения дважды ионизированного кислорода (OIII). Водородные линии присутствуют, но они гораздо слабее.

Однако не все туманности имеют такие красивые спектры.

Вот пример туманностей со смешанным спектром:

Крабовидная туманность – туманность смешанного типа. Помимо газа она содержит и пыль, по этому в ее спектре на фоне непрерывного излучения наблюдаются эмиссионные линии. Очень богатый спектр и у планетарной туманности NGC4151. В нем на фоне непрерывного спектра выделяется целая серия линий: помимо известных кислородных и водородных линий наблюдаются линии серы SII, и азота NII, а также неионизированного кислорода OI.

Как было сказано выше, галактики имеют непрерывный спектр, однако из этого правила есть исключения. Некоторые галактики содержат такое количество газа, что наблюдается излучение в линии OIII.

Еще одним классом объектов, которые можно наблюдать визуально, являются кометы.

Как мы знаем, кометы, подлетая к Солнцу, выбрасывают из своего ядра целый шлейф пыли и газа. Мы их видим, как пылевой и газовый хвост. С пылью все понятно - она отражает солнечный свет. А вот газ этот свет переизлучает в узких эмиссионных линиях.

Но газ этот другой. Здесь мы не увидим ярких кислородных и водородных линий. В газовом хвосте комет находится множество разных, в том числе и сложных органических молекул. Наиболее интересно излучение молекул циана (соединение азота и углерода).

На этих двух графиках мы видим, что спектр этих сравнительно молодых комет содержит яркие линии циана, одна из которых приходится на зеленую область.

А вот на этом графике изображен спектр более старой кометы. Спектр комет, которые часто возвращаются к Солнцу, уже содержит слишком мало газовых линий, ведь почти весь газ улетучился. А остается только пыль, которая и дает непрерывный спектр со слабыми линиями.

9. Свет бывает не только полезный.

Теперь мы уже готовы рассмотреть еще одну проблему – проблему светового загрязнения.

Посмотрим на графики спектра ночного неба двух крупных городов мира.

Присмотревшись внимательно, мы увидим, что в спектре ночного города есть две составляющие: непрерывная (как у звезд) и линейчатая, как у эмиссионных туманностей.

Причина такого спектра ночного города связана в первую очередь световым загрязнением, созданным самим человеком. Это свет, который излучают лампы накаливания, ртутные, натриевые лампы и некоторые другие источники.

Спектр излучения ламп накаливания имеет сходство с солнечным спектром. Ведь его природа практически та же самая – излучение раскаленного тела (в данном случае нити накаливания). По этому лампы накаливания являются самыми неприятными – ведь засветка от них распространяется на всю область видимого спектра. Некоторым утешением может служить лишь тот факт, что температура нитей накаливания все-таки ниже, чем фотосферы Солнца и по этому большая часть излучения таких ламп лежит в желто-красной области.

Но в целях экономии большая часть уличного освещения создается при помощи ламп высокого давления – натриевых и ртутных ламп. А их излучение имеет вид целого ряда ярких эмиссионных линий.

На этой фотографии изображен спектр уличного освещения, в котором доминируют натриевые лампы.

Чистый же спектр натриевых ламп имеет такой вид:

Именно благодаря свету всех этих ламп городское небо приобретает рыжеватый оттенок.

По этому, большинство любителей астрономии вынуждено уезжать на наблюдения подальше от города. Однако даже небо в пустыне или горах не абсолютно темное. Ведь кроме искусственных источников света есть еще свет естественный, связанный с наличием рассеяния света на многочисленных пылинках в межпланетном пространстве (так называемый зодиакальный свет), слабым излучением света многочисленных далеких звезд и галактик и рассеянием света в верхних слоях атмосферы и его переизлучением.

Понятно, что свет далеких галактик имеет непрерывный спектр, равно как и солнечный свет, отраженный от пылинок. А вот переизлучение света в верхней части атмосферы имеет такую же эмиссионную природу, как и свет планетарных туманностей.

По этому в спектре ночного неба выделяется ряд линий, лежащих в желтой и красной области. Их вклад в общее свечение ночного неба может достигать 30-40% общего излучения ночного неба. В целом же яркость ночного неба имеет величину около 22 зв.

величины с квадратной секунды.

Вот как выглядит спектр ночного неба, на котором выделяется три яркие линии.

Сведем все упомянутые линии излучения в таблицу с указанием источника, его порождающего.

–  –  –

10. Приемники излучения (глаз, пленка, ССD) Не будем глубоко углубляться в теорию цветного зрения человека, а скажем лишь, что у большинства людей свет воспринимается при помощи четырех рецепторов: трех типов колбочек и палочек. Эти виды рецепторов отличаются довольно сильно. Палочки отвечают за сумеречное зрение, в то время как колбочки отвечают за зрение цветное.

Именно из-за этих двух механизмов зрения и появляется эффект Пуркинье. Он проявляется в том, что в темноте кривая спектральной чувствительности глаза смещается в коротковолновую область. Так колбочковое цветное зрение наиболее чувствительно к желто-зеленым лучам, а палочковое к зеленым лучам.

Второй особенностью глаза является неравномерная чувствительность глаза к яркостному контрасту.

На приведенном графике видно, что имеются яркости, при которых яркостной контраст достигает 2-3%, и если поверхностная яркость небесного тела близка к оптимальной. У ярких объектов способность различать контраст в яркости снижается. Как говорится, свет слепит глаза. То же можно сказать и о слабых объектах. Тут уже задача не увидеть контраст, а вообще, хоть что-то увидеть.

На графике приведена поверхностная яркость различных объектов при равнозрачковом увеличении (обычно его принимают, как диаметр объектива телескопа, деленный на 6). При применении увеличений в 10 раз больше поверхностная яркость небесных тел снижается в 100 раз. По этому, скажем в рефрактор с объективом 100мм, при равнозрачковом увеличении (18х) яркость Сатурна будет около 10-2 стильба, то с применением увеличения 180х эта яркость будет уже около 10-4 стильба, и при такой яркости малоконтрастные детали на диске будут видны хуже. По этой причине оптимальным будет увеличении несколько меньше. Однако при увеличениях меньше, чем численно равное диаметру объектива телескопа, диск планеты будет небольшим, и мы уже не различим мелкие малоконтрастные детали по причине того, что они станут слишком мелкие. Вот почему оптимальным для Сатурна и Юпитера будет увеличение, численно равное 1.2D-1.4D. Марс заметно ярче и для него уже оптимальным окажется увеличение порядка 2D. Поверхности Луны и облачного покрова Венеры настолько ярки, что позволяют выставить еще большие увеличения и для их наблюдений допустимо применять ослабляющие свет фильтры. Применение цветных фильтров приводит к ослаблению яркости планет и оптимальные увеличения уменьшаются. Вот почему для небольших телескопов рационально применять слабые фильтры, поглощение которых небольшое (до 25%). Для крупных инструментов оптимальные увеличения часто недостижимы, поскольку обычно атмосфера редко позволяет наблюдать при увеличении больше 300х. Зачастую максимальное увеличение ограничено 200х. В этом случае можно более эффективно применить плотные фильтры, позволяющие рассмотреть диск планеты в определенном свете.

11. Фильтруем спектр.

Наступило время рассказать то, для чего пришлось изложить столько подробностей из физики. Поскольку различные небесные тела могут иметь свой уникальный спектр, то мы можем очень много чего сказать о небесном теле, только изучив спектральные свойства света, приходящего от него. Однако, поскольку спектрометры большинству любителей недоступны, да и получить спектр слабых источников света проблематично, любителями могут успешно применяться астрономические фильтры. Фильтры могут повышать контраст определенных деталей на планетах, повышать контраст туманностей по отношению к фону или помогать бороться с городской засветкой. А для этого нужны фильтры, которые пропускают желаемые длины волн и задерживают все остальные.

Физически фильтры бывают двух типов: интерференционные и фильтры поглощения. Рассмотрим в начале фильтры поглощения. Обычно это стеклянная пластинка, в которой при варке стекла вносятся определенные пигменты, поглощающие те или иные длины волн. Возможен также вариант, когда фильтры состоят из обычного стекла, но на него химическим способом наносят определенный пигмент. Кривые пропускания таких фильтров носят, как правило, пологий характер. Обычно такими фильтрами являются фильтры для наблюдения планет и Луны. Впрочем, иногда такие фильтры используют и для фотометрии в разных стандартах и для получения цветных изображений на ПЗС.

Работа интерференционных фильтров основана на явлении интерференции двух пучков.

На рисунке показано, что из себя представляет такой фильтр. Это стеклянная пластинка с нанесенным на нее слоем диэлектрика. Главной особенностью его работы является высокое отражение от плоскостей между поверхностью диэлектрика и воздуха, а также на границе диэлектрик-стекло. При некоторых толщинах диэлектрического слоя может наблюдаться такое явление, как интерференция двух пучков света, то есть луч, отразившийся от границы диэлектрик-воздух и границы диэлектрик-подложка складываются в противофазе, а прошедшие лучи складываются в фазе. Это все осуществляется благодаря подборке толщины слоя диэлектрика, при которой это, с учетом диэлектрической проницаемости диэлектрика, становится возможным. Примерно так же наносят и просветляющие покрытия. Реальные фильтры имеют не один, а до десятка различных слоев, благодаря которым удается достигнуть желаемой полосы пропускания.

Полоса пропускания фильтра - зависят от угла падения света на этот фильтр. Допустим, что мы поставили интерференционный фильтр перед источником света. Одним из наиболее заметных свойств такого фильтра будет смещение полосы пропускания в область более коротких длин волн. Если у нас есть фильтр OIII то, наклоняя его перед лампочкой накаливания, мы увидим, как он будет становиться сначала синим, а потом фиолетовым. Если этот фильтр пропускает часть инфракрасного излучения, то при определенном угле наклона фильтр начнет пропускать красную часть спектра и цвет фильтра станет пурпурным.

Если - длина волны, при которой пропускание фильтра максимально при угле падения, а 0 - длина волны при которой пропускание фильтра максимально при перпендикулярном падении света на фильтр (=0°), а n – коэффициент преломления пленки покрытия, будет иметь место следующее выражение:

Коэффициент преломления диэлектрических слоев зависит от того, из какого материала сделаны эти слои и в каком порядке они нанесены. Как правило, коэффициент преломления лежит в диапазоне от n=1.4 до n=2.0.

В телескопе фильтры обычно ввинчиваются в окуляр, а, следовательно, они оказываются хотя и в слобосходящемся, но все-таки в сходящемся световом пучке и лучи от крайних частей объектива падают под определенным углом, а не перпендикулярно поверхности фильтра.

Когда интерференционный фильтр оказывается в сходящемся пучке, как это имеет место в телескопе, итоговая кривая будет суммой (или интегралом) всех лучей конуса. Для умеренных светосил (не больше 1:2.5) смещение полосы может быть выражено, как половина максимального смещения для крайних лучей конуса.

Тогда, если величиной m мы обозначим новое положение максимума пропускания фильтра, то для нее можно записать следующее соотношение:

где - наибольший угол отклонения света от объектива, по сути равный углу конуса света и измеряющийся в радианах. Для малых углов (а этот угол будет малым в реальных оптических системах) этот угол в радианах будет иметь значение N0 = обратная светосила телескопа, численно равная отношению фокусного расстояния телескопа деленного на диаметр объектива телескопа.

Предположим, что у нас имеется телескоп, у которого светосила равна 1:5, то есть фокусное расстояние телескопа в пять раз превосходит размер объектива. Пусть у нас установлен фильтр, пропускающий излучение в области Аш-Бета (максимум пропускания находится на длине волны 4861 A). Тогда имеем, что N0=5, =0.1, а значит m=4858, если n=2.0 и m =4855, если n=1.4. То есть мы имеет некоторое уширение области пропускания и снижение кривой пропускания в области максимума.

В данной схеме не учитываются некоторые возможные особенности фильтров: при увеличении диаметра фильтра возрастает толщина стеклянной подложки или возникают изгибы стеклянной пластинки, которые довольно малы по абсолютной величине. Тем не менее, чем дальше от фокальной плоскости окажется светофильтр, тем большие искажения будут вноситься фильтром в итоговое изображение.

Есть еще одна особенность фильтров. Поскольку большинство фильтров имеют в своей основе плоскопараллельную пластинку, в этой пластинке происходит преломление лучей и положение фокуса смещается. Это следует учитывать, поскольку после установки фильтров необходимо при больших увеличениях заново наводится на резкость. Второй проблемой фильтров является та особенность, что лучи, падающие под разными углами, сходятся уже не совсем в одном месте и с разными смещениями длины волны. По этой причине использование фильтров вносит дополнительную сферическую аберрацию.

Все фильтры имеют резьбу для навинчивания фильтров в окуляр.

Внимание! Перед тем, как купить фильтр, уточните, ! подходит ли он для Ваших окуляров. Некоторые компании, такие как Meade или TeleVue могут выпускать фильтры совместимые по резьбе только со своими окулярами.

12. Какие бывают фильтры и зачем они нужны.

12.1. Планетные фильтры:

В первую очередь мы рассмотрим, так называемые, планетные фильтры. Такие фильтры бывают как интерференционные, так и абсорбционные. И те, и другие вполне пригодны для наблюдения планет, но интерференционные фильтры имеют более «заточенные» под реальные планетные наблюдения спектры. Минусом этих фильтров является их более высокая цена.

На графике приведены спектры пропускания для планетных фильтров фирмы Baader. Рассмотрим, как их лучше всего применять.

Красный фильтр. (№23А) Это довольно темный фильтр, ослабляющий яркость небесных тел более чем на 80%, однако это довольно эффективный фильтр при наблюдении внешних планет с телескопами, имеющими объектив не менее 150мм. Такой фильтр полностью отсекает все сине-зеленые лучи и позволяет выделить красные образования. Он прекрасно помогает при наблюдении различных деталей на Марсе. Кроме того, с ним можно выделить при дневных наблюдениях на небе Меркурий и Венеру, а также обнаружить некоторые детали на поверхности Меркурия. Этот фильтр может оказаться полезным и при рассматривании структуры облачного покрова Юпитера и Сатурна, а также помогает наблюдать тени на диске Юпитера от его Галилеевых спутников.

Светло-красный фильтр. (№23А) Прекрасно помогает при рассмотрение деталей на поверхности Марса. Помогает выделить некоторые детали при наблюдениях Луны.

Прекрасное средство для дневных наблюдений планет. Выделяет голубые детали в атмосфере Юпитера и Сатурна. Рекомендуется для использования с телескопами средних размеров от 130мм.

Оранжевый фильтр. (№21) Этот фильтр ослабляет яркость дисков планет в два раза, но зато сильно улучшает видимость марсианских морей. Они становятся более темными и более заметными, что позволяет рассмотреть их форму. Очень помогает фильтр и при использовании с небольшими телескопами. Повышает контраст Венеры и Меркурия при дневных наблюдениях. Помогает при наблюдениях протяженных полос на Юпитере и Сатурне.

Желтый или светло-желтый фильтр. Светло-желтый фильтр №8 является одним из самых прозрачных и задерживает лишь 17% света.

Желтый фильтр №8 темнее и ослабляет свет примерно на четверть. Эти фильтры позволяют улучшить контраст деталей при наблюдениях поверхности Луны, полярных шапок, морей и пустынь на Марсе, а также выделении облаков и выделяет оранжевые и красные детали на Сатурне и Юпитере. Облегчает наблюдение щели Кассини в кольцах Сатурна, могут применяться и при дневных наблюдениях планет.

Плотный желтый фильтр (№15). Обычно ослабляет свет примерно на треть. Такой фильтр довольно полезен при наблюдении морей и полярных шапок Марса, отдельных облачных образований в облачном покрове Венеры, а также различных образований (типа фестонов) у Юпитера и Сатурна.

Желто-зеленый фильтр. (№11) Улучшает видимость деталей на поверхности Луны.

Делает более контрастными полярные шапки и моря на Марсе, делая их более темными.

Выделяет оранжевые и красные детали на Юпитере и Сатурне, а также облака на Венере.

Фильтр оказывается наиболее полезным для владельцев небольших телескопов.

Зеленый и светло-зеленый фильтры. Светло-зеленый фильтр №56 пропускает примерно половину видимого света и по этому применяется на небольших телескопах, в то время как обычный зеленый №58 задерживает три четверти падающего на него света и может рекомендоваться для телескопов с объективом от 130мм. Эти фильтры часто используется для наблюдений Юпитера, Сатурна, в особенности полярных областей, и поверхности Марса. Зеленый фильтр хорошо использовать при наблюдениях ландшафтов Луны, ярких комет и облачного покрова на Венере.

Голубой фильтр. (№80А, №82А). Слабый голубой фильтр №82А может применяться даже на небольших телескопах, поскольку ослабляет свет всего на четверть. На более крупных любительских инструментах имеет смысл применять более темный голубой фильтр №80А. Голубой фильтр помогает при наблюдении облаков в атмосфере Марса, а также улучшает видимость большого красного пятна, улучшает контраст при наблюдениях комет, а также облегчает наблюдение Меркурия и Венеры в сумерках.

Синий фильтр. (№80A) Падение освещенности при применении фильтра около 5 раз, по этому такой фильтр имеет смысл использовать на телескопах с объективом от 150мм.

Хорошее средство для наблюдения облаков в атмосфере Марса и полярных шапок, улучшает видимость деталей в облачном покрове Венеры, различных цветных пятен на Юпитере, выделяет тени объектов на Сатурне, может применяться и при наблюдении деталей облачного покрова Венеры.

Фиолетовый фильтр. (№47). Применяется довольно редко, поскольку его пропускание составляет всего около 3%. Практически полностью задерживает все виды излучения от красного до зеленого. Можно использовать на телескопах с большой апертурой или при наблюдениях очень ярких объектов. Применяется для повышения контраста деталей на диске Венеры. На крупных инструментах улучшает видимость полярных шапок Марса. Иногда такой фильтр используют для борьбы с вредными эффектами при наблюдениях недалеко от линии горизонта в сумерках. Фильтр помогает также изучать структуру колец Сатурна или применяться для наблюдения деталей на диске Луны.

Нейтральный серый фильтр. Эти фильтры ослабляют в равной мере все длины волн, а степень ослабления зависит от индекса ослабления. В качестве такого индекса ставят десятичный логарифм. Так, обозначение 0.9 значит, что пропускание составляет 13%, а плотность 5 значит, что фильтр пропускает одну стотысячную долю света. Такие фильтры применяются при наблюдении объектов с высокой поверхностной яркостью. Если плотность фильтра составляет от 0.1-0.9, то их применяют для наблюдений Венеры и Луны. На крупных телескопах такие фильтры используются также для ослабления света Марса. Иногда эти фильтры использую для ослабления ярких тесных двойных звезд с целью обнаружения их двойственности. Фильтры с плотностью порядка 3-4 применяют при фотографических наблюдениях Солнца, а фильтры с плотностью 5 для визуальных наблюдений Солнца.

Рассмотрим более детально возможности использования цветных фильтров при наблюдении планет.

Меркурий. Эту планету не так то просто и увидеть, а не то, что бы заметить какие-либо детали. Легче всего ее увидеть на дневном небе, применив слабый красный фильтр.

Красный фильтр позволяет выделять в достаточно крупные телескопы и некоторые детали на поверхности планеты.

Венера. Выделить планету на фоне дневного неба поможет красный фильтр. Красный фильтр позволяет более четко видеть линию терминатора и удлинение рогов Венеры. На небольших телескопах для ослабления высокой яркости Венеры имеет смысл при наблюдении ее фаз воспользоваться нейтральным серым фильтром. А вот что бы выделить на фоне диска детали в облачном покрове, желательно воспользоваться темносиним или фиолетовым фильтром. Помочь увидеть некоторые образования может и зеленый фильтр.

Луна. Наш естественный спутник настолько ярок, что может наблюдаться как в дневное, так и в ночное небо. Однако на дневном небе для наблюдения деталей приходится использовать голубой фильтр. Ночью же Луна становится настолько яркой, что слепит глаза и возникает необходимость использовать нейтральный серый фильтр. Также для повышения видимости деталей в ночное время применяют зеленый фильтр. Для повышения видимости некоторых деталей желательно попробовать использовать желтый или голубой фильтры.

Марс. В моменты противостояний на нем можно увидеть множество деталей даже в сравнительно небольшие телескопы. Самыми заметными деталями являются полярные шапки. Для увеличения их контраста хороший эффект дают оранжевый, а также красный и желтый фильтры. В средние телескопы для их наблюдения можно применить зеленый фильтр, а в крупные – еще и фиолетовый. Моря марса также лучше всего видны с помощью оранжевого фильтра, однако очень здорово могут помочь и красный и желтый фильтры. Желтый фильтр также может использоваться при наблюдении облаков Марса, однако наибольший эффект даст в этом случае голубой фильтр. Пылевые бури, происходящие на Марсе вблизи противостояний, имеет смысл наблюдать при помощи голубого или зеленого фильтров. Голубой фильтр оказывается полезным при наблюдении Марса на дневном или сумеречном небе.

Юпитер. Это самая легкодоступная планета. Даже в небольшие телескопы уже хорошо видно две экваториальные полосы. А в телескопы с объективом от 110 мм можно наблюдать и самое известное образование – большое красное пятно. Для наблюдения полос могут применяться самые различные фильтры: от красных и желтых до зеленых и голубых. Большое красное пятно легче всего наблюдать при помощи голубого фильтра.

Различные выступы и фестоны становятся более заметные с помощью голубого фильтра.

Области, близкие к полюсам хорошо наблюдать с применением красного или оранжевого фильтров. А выделять планету на фоне дневного или светлого неба можно с помощью голубого фильтра. При наблюдении явлений прохождения тени спутников Юпитера по диску планеты хорошие результаты дает применение красного фильтра.

Сатурн. При наблюдении даже в скромный телескоп эта планета поражает воображение из-за своих колец. Наблюдать детали в кольцах в достаточно крупный инструмент лучше всего с помощью фиолетового фильтра. В меньшие телескопы для наблюдения колец лучше применять желтый фильтр, который облегчает наблюдения деления Кассини. Для наблюдения деталей в поясах Сатурна в телескопы с аперутрой в 150мм и более можно применять красный, оранжевый или желтый фильтры для наблюдения желтоватых деталей и зеленый или голубой фильтр для голубоватых деталей. Для наблюдений облачных образований наиболее эффективен красный или оранжевый фильтр. Для наблюдений планеты на дневном небе может пригодиться голубой фильтр.

Уран и Нептун. Диски этих планет очень малы, но при исключительно хороших условиях в крупные (порядка 250мм и больше) телескопы можно различить на их поверхности некоторые детали. Помочь в этом может желтый фильтр.

12.2. Фильтры для CCD В недавнее время появились на нашем рынке устройства, в которых основным воспринимающим свет устройством является ПЗС-матрица. В некоторых фотоприемниках используют также твердотельные КМОП-матрицы. Однако в бытовых цифровых фотоаппаратах изображение сразу формируется цветным, поскольку перед каждым светочувствительным элементом установлен маленький цветной фильтр. Как правило, эти фильтры формируют периодическую структуру, являющуюся повторением квадрата 2х2.

Два элемента, расположенные по диагонали являются зелеными светофильтрами, а два другие – синий и красный. Цвет каждого пикселя формируется из цвета самого пикселя и его окружения. В астрономических ПЗС обычно стоит матрица без фильтров и для получения цветного изображения применяются фильтры для ПЗС матриц.

На графике представлен типичный спектр таких интерференционных фильтров. Бываю помимо этого и абсорбционные фильтры с более гладкой кривой.

12.3. Фильтры для фотометрии.

Большинство любителей астрономии сравнительно быстро овладевают понятием звездная величина. Однако по началу мало кто задумывается над тем, что звезды имеют разные цвета и температуру поверхности и по этому одна звезда может быть в голубых лучах ярче другой, а в красных лучах – наоборот. Особенно остро встает вопрос о звездной величине звезд на фотографии. Ведь спектральная чувствительность разных фотоприемников неодинакова и существенно отличается от таковой для глаза. По этому с появлением фотографических методов исследования встал вопрос об измерении звездной величины звезд и анализа этой величины. Особенно остро эта проблема проявляется для переменных звезд, ведь некоторые из них меняют температуру поверхности. В начале начали различать два вида звездных величин: визуальную (для глаза) и фотографическую (для фотопластинок, нечувствительных к красному свету). Позже, с появлением фотопластинок, воспринимающих красный свет начали измерять звездную величину и для таких пластинок. Звездную величину в голубых лучах обозначали буквой «B», а в красных - «R». Однако пластинки у разных производителей различались, и встал вопрос о понимании учеными друг другом, другими словами звездные величины нуждались в стандартизации. К тому же фотопластинка, имея собственную кривую чувствительности, небыла первоначально пригодна для определения величины блеска и была заменена фотометром с фильтрами. Из ранних работ самой известной и оказавшей наибольшее влияние на фотометрию была рабата Гарольда L Джонсона и Джеральда Э Крона по формированию широкой UBVRIJHKLM-системы, охватившей область длин волн от 310 до 900 нанометров. Эта система начала служить в качестве 'стандартной' системы для многих других исследователей, которые попытались с переменным успехом (вследствие различий в датчиках, фильтрах, телескопах и методах) воспроизвести этот стандарт, то есть добиться того, что бы звездные величины в разных длинах волн были одинаковыми у всех. Для этого, используя свои собственные датчики и фильтры, астрономы измерили списочные звезды Джонсона и Крон, применив линейные преобразования полученных величин, что бы они совпадали со звездными величинами, полученными Джонсоном и Кроном. Сам Джонсон подобрал фильтры из доступных цветных стекол таким образом, что бы со своим фотоумножителем через синий фильтр получить звездную величину, определяемую по фотографиям (B), а с желтым фильтром обеспечить совпадение с визуальной оценкой звездной величины (V). Максимум пропускания голубого фильтра оказался на длине 436 нанометров, а желтого на длине 545 нанометров. Звездная величина через фиолетовый фильтр получила обозначение U (367 нанометров) и оказалась полезной при исследовании очень горячих звезд.

Конечно этот подход не очень научный. Звездные величины должны были бы выбираться в виде астрофизических данных, но в астрономии приживается много не очень физического. Таковыми стали и звездные величины в стандарте UBV. А длительные исследования в этом стандарте привели к тому, что все последующие измерения приводились к нему. В настоящее время, благодаря усовершенствованному оборудованию, расхождение в оценке блеска в разных длинах волн у разных исследователей различаются не более чем на 0.01 звездной величины.

В середине 1970-ых появились новые материалы для изготовления фотодатчиков, например арсенид галлия и мультищелочные фотоприемники, которые обеспечили высокую квантовую эффективность, достигшую 15% в диапазоне длин волн между 300 и 860 нанометрами, а также чувствительные к инфракрасным лучам фотодиоды с InSb в совокупности с малошумящими усилителями, обеспечивших фотометрию в диапазоне длин волн между 1000 и 4000 нанометров. Благодаря этому стандарт получил расширение и на более длинные длины волн. Очень полезной оказалась фотометрия для красных лучей (R) с длиной волны 638 нанометров и инфракрасная фотометрия (I) с длиной волны 797 нанометров. Звездные величины в инфракрасной области начали получать индексы в виде следующих букв латинского алфавита JKLMN (примерные длины волн 1.22, 2.19, 3.45, 4.75 и 10.4 микрон). В целом такая система сохранилась и до настоящего времени.

С появлением недорогих, но очень чувствительных ПЗС к определению звездных величин подключились и любители астрономии, однако для того, что эти измерения имели смысл, необходимо, что бы использовались откалиброванные фильтры, позволяющие с высокой точностью преобразовать полученные величины в общепризнанные стандарты. По этому фильтры должны быть не только цветными, но еще и иметь определенную форму кривой и положение максимумов. В приведенной табличке и на графике отображены характеристики требуемых фильтров. Увы, на Украине эти фильтры на данный момент (конец 2007 года) пока не приобрели распространения.

–  –  –

Кривые пропускания фильтров в стандарте UBVRI с типичным спектром звезды.

12.4. Фильтры, отсекающие инфракрасное или ультрафиолетовое излучение Поскольку ПЗС матрицы очень чувствительны к инфракрасному свету, то для того, что бы не нарушать цветовой баланс в обычных бытовых цифровых фотоаппаратах устанавливают специальные фильтры, отсекающие инфракрасное или ультрафиолетовое излучение, которое недоступно человеческому глазу, но к которому чувствительна ПЗС.

На этих рисунках представлены спектры типичного фильтра, отрезающего инфракрасное излучение. В данном случае приведены фильтры, стоящие в цифрозеркалках Canon и Nikon. Однако такие фильтры не позволяют использовать фотоаппараты для съемки протяженных красных туманностей, поскольку они отрезают наиболее интенсивные линии излучения этих водородных туманностей, показанных красным цветом. Однако наличие такого фильтра позволяет получать естественные цвета звезд.

Многие любители для астрономических целей курочат свои цифровые фотоаппараты путем вынимания родного фильтра и установки фильтра, блокирующего инфракрасного излучения, но пропускающих излучение в линиях H и SII. Это позволяет сохранить естественные цвета небесных объектов, но получать снимки и водородных облаков.

Помимо фильтров с широкой полосой пропускания, не пропускающих излучение, длиннее определенной длины волны существуют фильтры, имеющие большую ширину пропускания, но ограниченную как в длинноволновой, так и в коротковолновой области.

Примером такого фильтра может служить фильтр Baader Fringe-Killer. Данный фильтр широко применяется в рефракторах, поскольку позволяет отсечь ту часть излучения, которую ахроматы не в состоянии свести в фокусе и придать более эстетичный вид ярким источникам без пурпурного или фиолетового ореола.

12.5. Фильтры против светового загрязнения.

Еще одной группой фильтров являются фильтры, которые призваны любителям помочь при наблюдении небесных объектов на засвеченном небе. Ведь розоватый спектр неба обусловлен перерассеянием излучения ламп высокого давления.

.

На этом графике изображен спектр натриевой лампы высокого давления. Видно, что большая часть его излучения сосредоточена в области желтых и красных длин волн.

Рассмотрим, как работает с такими лампами так называемый DeepSky фильтр. На рисунке показан спектр полосы пропускания такого фильтра. Видно, что он задерживает излучение в желто-оранжевой области и пропускает почти все остальное видимое излучение. По этому он лишь в сравнительно небольшой мере ослабит яркость звезд и галактик, а также совершенно не ослабит яркость планетарных и многих эмиссионных туманностей.

А вот излучение ламп высокого давления после применения фильтра окажется очень сильно ослабленным, хотя и не удаленным полностью.

Помимо фильтрации искусственной засветки такие фильтры предназначены и для фильтрации переизлученного во внешних слоях земной атмосферы линий излучения кислорода и натрия. Благодаря этому фон неба становится темнее и на загородном небе. В прочем ослабление естественной яркости фона неба составляет не более 50%, поскольку в значительной мере фоне неба обусловлен рассеянием света на частичках пыли (зодиакальный свет), излучением слабых галактик и звезд. Очень интересным в этом отношении является фильтр Baader Neodinium, который выполняет две функции. С одной стороны он вырезает из спектра неба эмиссионные линии кислорода, а также линии засветки от ламп высокого давления, а с другой стороны выделяет отдельно красный, желтый и синий цвет. Благодаря таким свойствам такой фильтр может успешно использоваться наблюдателями планет для повышения контрастности цветных деталей.

Такой фильтр оказался полезен для наблюдений Марса (резко улучшает видимость морей, полярных шапок и облаков), Юпитера (улучшает видимость деталей в поясах) и Сатурна.

Очень хорошо работает фильтр по Луне, резко улучшая видимость многих деталей. Для городских жителей фильтр может помочь в борьбе с засветкой, снижая яркость фона неба, улучшая видимость всех видов объектов (галактик, туманностей, скоплений). В прочем рост проницания по звездам не так велик и обычно составляет несколько десятых звездных величин. Благодаря сравнительно высокой пропускной способности фильтр хорошо работает на небольших телескопах.

Для борьбы с городской засветкой может быть также полезен фильтр Lumicon DeepSky фильтр. Он также задерживает линии излучения ночного неба и искусственной засветки и пропускает свет полезный. По этой причине он также помогает улучшить видимость различных объектов для городских условий. Высокая пропускная способность делает его полезным для любых телескопов. К сожалению, в наших условиях эффективность фильтра не так высока, как хотелось бы.

12.7. Фильтры UHC

Компании Lumicon, Astronomic и другие выпускают также фильтры, которые пропускают свет различных туманностей (эмиссионных и планетарных) и не пропускают свет в других длинах волн. Такие фильтры получили наименование UHC (Ultra High Contrast) – фильтры высокого контраста. Обычно для человеческого глаза такие фильтры гасят от одной до двух звездных величин, и при этом яркость многих планетарных и диффузных туманностей ослабляется не столь сильно.

Наиболее плотным из таких фильтров является Lumicon UHC. Этот фильтр пропускает только линии Аш-Бета и линии OIII. Такой фильтр эффективен практически для всех туманностей, которые излучают в основном в этих линиях. Однако по сравнению со специализированными фильтрами типа OIII или Аш-Бета он по большинству объектов проигрывает. Тем не менее, есть ряд объектов, у которых излучение водородных и кислородных линий примерно одинаково и по этому для таких объектов фильтр оказывается наиболее полезен. Среди таких объектов можно упомянуть Sh-2-13, IC 4685, NGC 604 область HII в M33, NGC 40. Этот фильтр можно рекомендовать для владельцев средних телескопов (от 150 мм), особенно если предполагается, что фильтр будет использоваться только один.

Нужно сказать, что в разные годы компанией Lumicon производилось несколько модификаций этого фильтра и есть фильтры, пропускающие линии излучения Аш-альфа, а есть, непропускающие. В первом случае фильтр может использоваться и астрофотографами. Перед покупкой этого фильтра разумно уточнить пропускание фильтра на этой линии.

Наиболее светлым из UHC фильтров является Baader UHC-S. Особенностью этого фильтра является существенно более широкая полоса пропускания, близкая к широкополосным DeepSky фильтрам, хотя и заметно уже их. Преимуществом такого фильтра является то, что он ослабляет звезды для глаза всего на одну звездную величину.

Это позволяет любоваться звездными скоплениями, погруженными в туманность, облегчает ориентирование на небе по сравнению с Lumicon. Однако с другой стороны эмиссионные и планетарные туманности становятся не такими контрастными по отношению к фону неба и, соответственно, хуже видны. Еще одной особенностью фильтра является его большая пропускающая способность в области голубых лучей, благодаря чему заметно повышается контраст пылевых туманностей, окруженных голубыми звездами. Например, лучше становится видна туманность в Плеядах, которая, как и большинство подобных туманностей, имеет голубоватый цвет. Фильтр также пропускает и линии циана, которыми богаты хвосты комет. По этому можно смело рекомендовать этот фильтр для наблюдения комет, особенно с низким контрастом. То есть этот фильтр работает по наибольшему числу объектов, но с меньшей, чем у других фильтров, эффективностью. Этот фильтр хорош для владельцев небольших телескопов с апертурами от 80мм для наблюдения диффузных (эмиссионных и пылевых), планетарных туманностей и комет. Для галактик, звездных скоплений фильтр не применим.

Еще этот фильтр может быть полезен для городских фотографов, поскольку, снижая общую засветку неба, он пропускает все полезные линии излучения.

Промежуточным, между этими двумя крайностями, может служить фильтр Astronomic UHC. Он делает туманности более заметными, чем Baader UHC-S, но менее заметными, чем Lumicon UHC. С другой стороны с этим фильтром видно больше звезд, чем с Lumicon UHC.

На графике изображена кривая пропускания этого фильтра по сравнению с Lumicon DeepSky фильтром. Видно, что у него кривая пропускания в два раза уже.

Есть подобные фильтры и у других производителей. На этом графике изображена кривая пропускания для фильтра TeleVue Bandmate NebuStar. Особенностью этого фильтра является хорошая пропускная способность для линий циана, а также голубой водородной и кислородной линий. Это значит, что фильтр будет эффективен как для туманностей (эмиссионных и планетарных), так и для комет.

Компания Meade также выпускает фильтр для туманностей, но, судя по кривой пропускания, он не является очень уж хорошим.

12.8. Фильтры для наблюдения комет.

Чисто кометные фильтры выпускаются очень редко. По сути, любителям доступен лишь один кометный фильтр – Lumicon Comet filter. Он пропускает лишь небольшую часть излучения в области линий циана, которые светят наиболее интенсивно у молодых комет.

Однако такой фильтр может помочь любителям в поиске новых комет на не очень темном небе, а также в наблюдении комет на засвеченном небе или очень слабых комет, которые, имея доступную яркость, практически ненаблюдаемые из-за большого размера комы.

12.9. Узкополосные фильтры Узкополосными фильтрами обычно называют фильтры, которые рассчитаны на то, что бы пропускать одну определенную линию излучения (например, линии излучения водорода или однократно ионизированной серы) или дублета линий (как в случае дважды ионизированного кислорода). Большая часть таких фильтров пропускает еще инфракрасное или ультрафиолетовое излучение. Однако, не все узкополосные фильтры такие. Некоторые из этих фильтров маркируются обозначением ССD. Это обозначение в первую очередь обозначает пригодность данного фильтра для съемок на ПЗС камеру. Для того, что бы можно было нанести такое обозначение на фильтр, необходимо, что бы фильтр пропускал лишь излучение определенной длины волны и не имел хвостов пропускания в области, в которой чувствительна ПЗС.

12.9.1. H-альфа фильтры Начнем наше рассмотрение с самого популярного у астрофотографов фильтра – фильтра H-альфа. Не секрет, что множество водородных облаков вдоль млечного пути светят наиболее ярко именно в этой линии. По этому узкополосные фильтры, пропускающие свет водородных туманностей и гасящих любой другой, очень эффективны.

На этом графике мы видим кривую пропускания фильтра Astronomic Halhpa CCD. На правом графике можно рассмотреть более детально вид кривой в области максимума. Спектр же излучения, пропущенный через фильтр выглядит следующим образом.

А вот на этом графике изображена кривая пропускания другого фильтра для съемки водородных туманностей на ПЗС. Пунктирной линией обозначено положение линии аш-альфа. На графике изображено две кривых. Красная кривая соответствует кривой пропускания для перпендикулярно падающих на фильтр лучей, а синяя кривая соответствует кривой для лучей, падающих с наклоном в 5 градусов, что характерно для крайних лучей от объектива со светосилой 1:5.6 Очевидно, что таковая кривая была выбрана не случайно, поскольку она позволяет использовать фильтр даже с очень светосильными объективами.

12.9.2. H-бета фильтры.

Для визуальных наблюдений водородных туманностей фильтр Аш-альфа непригоден.

Ведь глаз человека практически не улавливает такие длины волн (речь идет о палочках). Однако глазу вполне доступна следующая линия в серии Бальмера – аш-бета. Она лежит в синей области спектра, к которой палочки достаточно чувствительны.

Данный фильтр бывает в двух исполнениях: для визуальных наблюдений и для астрофотографии. На приведенном выше графике изображен спектр пропускания визуального фильтра.

На этих же графиках изображен спектр пропускания фотографического фильтра Hbeta.

Видно, что его кривая сдвинута по отношению к точному положению линии излучения, обозначенной синим цветом.

Вот как выглядит спектр пропускания фильтра на фото:

Такая особенность характерна для Astronomic. Например, фильтр Baader Hbeta CCD имеет кривую пропускания, делающую его пригодным и для визуальных и для фотографических наблюдений.

Данный фильтр у любителей визуальных наблюдений получил название фильтра конской головы, и долгое время ходила информация, что данный фильтр пригоден только для наблюдения темной туманности Конская голова и туманности Калифорния. Однако это не так. Есть множество водородных туманностей, которые становятся видны намного лучше именно с этим фильтром. Понятно, что с таким фильтром лучше всего видны все водородные облака, и они будут видны тем лучшее, чем лучше полоса пропускания в области линии Аш-бета и чем уже кривая пропускания. Некоторые туманности очень хорошо видны с этим фильтром в бинокль, небольшую трубу или даже невооруженным глазом (например, Калифорния), однако то, что он гасит три звездные величины и более, ориентироваться со слабыми инструментами и наводится на резкость очень сложно. По этой причине фильтр часто рекомендуют для телескопов с объективом от 250мм и более.

Обычно туманности видны в смазанном виде без резких границ, таково свойство водородных облаков.

12.9.3. OIII-фильтры Это самый популярный и полезный фильтр, поскольку почти все планетарные туманности, а также большинство эмиссионных туманностей излучает именно в области дважды ионизированного кислорода. Именно этот фильтр позволяет увидеть наиболее эффектно такие туманности, как М8, М16, М17, М97, «Розетку», «Улитку», «Паруса», «Серп» и много других, хорошо известных и популярных туманностей. С этим фильтром очень удобно наблюдать планетарные туманности, с легкостью выделяя их среди звезд.

Для этого не надо ввинчивать фильтр в окуляр. Достаточно поднести его перед окуляром и сразу увидеть, какая звезда не погасла. Для детального же изучения планетарных туманностей, фильтр все же следует вкрутить в окуляр.

.

На этих графиках представлены кривые пропускания для фильтров OIII. Видны характерные отличия в кривых для визуального и фотографического фильтров.

Фильтры OIII бывают также с разной кривой пропускания. Чем уже кривая пропускания, тем выше контраст туманности и тем легче увидеть слабые протяженные туманности. Чем шире кривая, тем контраст туманности с фоном ниже, но зато лучше видны звезды фона, по которым легче навестись на резкость. На приведенных графиках видно, что TeleVue OIII фильтра кривая пропускания очень широкая. Такой фильтр легче использовать на средних телескопах, но менее эффективно на крупных. Фильтр Meade OIII менее удачен.

Фильтр Lumicon OIII имеет существенно более узкую кривую пропускания и по этому больше пригоден для наблюдения слабых и крупных планетарных туманностей типа Jones1.

Самая же узкая кривая у фильтра Baader OIII.

12.9.4. SII-фильтры Еще одним примером узкополосного фильтра может служить фильтр SII, который пригоден лишь для фотографических наблюдений, поскольку глаз почти не чувствителен к таким длинам волн. По сути, как и в случае с дважды ионизированным кислородом, однократно ионизированная сера порождает дублет из двух близко расположенных линий 6719 и 6730 ангстрем. Примером такого фильтра может служить фильтр Astronomik SII, кривая которого приведена на картинке выше, или Baader SII CCD, появившийся совершенно недавно (2007 год). Такой фильтр оказывается полезен для фотографирования туманностей, богатых не только водородом, но и более тяжелыми элементами. Это М17, М42 и многих других.

10. Как использовать фильтры.

Для того, что бы знать, в каких случая уместно использовать фильтры, а в каких нет, опишу некоторые объекты, которые вызывают интерес при наблюдении с фильтрами.

Понятное дело, что фильтры не помогут при наблюдении галактик и звездных скоплений в темном месте, но они удивительно эффективны при изучении диффузных эмиссионных туманностей и планетарных туманностей. Следует сказать, что фильтры могут иметь двойное применение.

Первое применение: выделить объект на фоне неба, поднять контраст по отношению к фону. Обычно этот прием используется для обнаружения и наблюдения туманностей, поверхностная яркость которых значительно ниже фона неба. Это может быть связано либо с низкой поверхностью самого объекта, либо с высокой яркостью фона неба из-за засветки или лунного света. Для этой цели объекты наблюдают мне небольших увеличениях.

Второе применение: выделить определенную составляющую в туманностях, например водородную или кислородную. Не секрет, что многие туманности имеют несколько составляющих, и вещество разной природы располагается в туманностях по-разному. Для таких задач используют обычно узкополосные фильтры и самые различные увеличения.

Вот некоторые из наиболее интересных объектов.

M1 Крабовидная туманность, Телец. Ra=05:34.5 Dec=22.02, угловые размеры 5x4'. Эта туманность видна в хорошие ночи на темном небе даже в небольшие телескопы. Однако она видна в телескопы лишь, как небольших размеров, пятно. Использование широкополосных фильтров несколько улучшает контраст туманности по отношению к фону неба. Фильтры типа UHC делают фон неба достаточно темным, и появляется намек на волокнистую структуру. С использованием фильтра OIII туманность видна практически так же, как и при использовании UHC. Фильтр H делает туманность совершенно невидимой.

M8, Лагуна, Стрелец. Ra=18:03.8, Dec=-24.38, угловые размеры 20x10'. Без фильтра видно в виде неясного туманного образования, причем даже в небольшие телескопы. С фильтром UHC-S изображение становится более четким и контрастным, а также хорошо становятся видны границы провала. С фильтром OIII туманность приобретает неподражаемый вид. Туманность приобретает четкие контуры, становится крупнее и видна волокнистая структура. Применение фильтра H не позволяет улучшить видимость туманности по сравнению с невооруженным глазом.

M16, Орел, Змея. Ra=18:03.8, Dec=-13.78, угловые размеры 35’. Без фильтра даже в небольшие телескопы видно красивое рассеянное скопление. С фильтром UHC видно это же скопление, но погруженное в слабую туманную пелену. После установки фильтра ОIII звезды скопления сильно гаснут, но зато во всей красе вылезает туманность, которая по форме напоминает настоящего орла с американского герба, только вниз головой. Очень хорошо видны распростертые крылья, лапы и голова - настоящая голова с клювом.

Фильтр H делает туманность практически невидимой.

M17, Омега, Стрелец. Ra=18:20.8, Dec=-16.18, угловые размеры 20x15'. Это очень симпатичная туманность, хорошо заметная и в небольшие телескопы, а в 15-20 сантиметровые инструменты представляет собой изумительное зрелище – туманную нить, изогнутую так, что она напоминает плывущего лебедя. С UHC-S - правее уточки (изображение перевернуто), становятся видны дополнительные волокна. С фильтром ОIII туманность становится намного больше и детальнее. Визуально туманность становится похожей на огромного осьминога. Верхняя часть туманности несколько ярче и здесь угадывается видимая без фильтров уточка, которая стала лишь частью большой туманности. А вот применение фильтра H делает туманность совершенно невзрачной, хотя и различимой среди окружающей ее черноты. Фильтры UHC и OIII делают легко наблюдаемой «Омегу» в полнолуние или на засвеченном городском небе.

M20, Трехдольная туманность. Стрелец. Ra=18:02.6, Dec=-23.03, угловые размеры 15x10'. Также очень легкая для наблюдений в небольшие телескопы туманность. Без фильтра видна окутывающая звезды туманность с неясными очертаниями. В средние инструменты можно заметить контуры туманности. С фильтром UHC-S туманность становится немного четче. С фильтром же О3, туманность практически полностью гасится, но остается очень четкий и красивый ореол вокруг одной из звезд, с размерами примерно в треть туманности. Увидеть другую часть туманности удается очень легко с фильтром H и с этим фильтром туманность становится, пожалуй, самой симпатичной.

M27, Гантель, Лисичка. Ra=19:59.6, Dec=22.73, угловые размеры 8x4'. Одна из самых ярких и эффектных планетарных туманностей. Даже в небольшие телескопы различается ее форма в виде огрызка. Однако и с ней использование фильтров увеличивает количество деталей. Так с помощью фильтра UHC уши туманности становятся немного шире и туманность уже не так похожа на огрызок из-за того, что от краев как бы появляются рога.

Фильтр OIII позволяет увидеть туманность на очень темном небе с большим количеством деталей, а рога от разных частей как бы замыкаются. Фильтр H, напротив, делает туманность практически невидимой. Фильтры UHC и OIII позволяют с успехом наблюдать «гантель» в полнолуние или на засвеченном городском небе.

M42, Большая туманность Ориона. Орион. Ra=05:35.4, Dec=-5.45, угловые размеры 25x30'. Это, пожалуй, самая известная и яркая туманность. Ее можно наблюдать даже невооруженным глазом. А в телескопы с апертурой в 80мм и более она представляет собой незабываемое зрелище: два распростертых крыла, разделенные темным провалом «рыбий рот». В более «апертуристые» инструменты можно видеть даже волокнистую структуру. Но и здесь есть работа для фильтров. Фильтр UHC-S делает туманность более очерченной и четкой. Особенно эффектен этот фильтр, если туманность наблюдается при плохих условиях, когда светит Луна или наблюдения проводятся в окружении ярких фонарей. С применением фильтра OIII фон неба становится совсем темным и во внутренней части туманности волокна становятся как бы более очерченными, хотя видимые размеры туманности несколько уменьшаются. Лично мне очень понравился вид туманности с фильтром H: периферийные области гаснут, но зато сама туманность становится очень детальной.

M43, Северная часть туманности Ориона. Орион. Ra=05:35.6, Dec=-5.27, угловые размеры 6x3'. Эта небольшая туманность отделена от Большой туманности Ориона небольшой перемычкой. Без фильтра она не так выразительна, как с фильтрами. Помочь фильтры могут и на засвеченном небе. Использование фильтров UHC позволяет увеличить контраст туманности по отношению к фону неба и облегчить возможность увидеть ее форму, похожую на запятую. Фильтр OIII заметно ослабляет яркость туманности, а вот фильтр H делает хорошо видимой форму туманности и резко повышает контраст с фоном неба. По этому фильтр H можно рекомендовать для наблюдений М43 на засвеченном небе.

M57, Кольцо, Лира. Ra=18:53.6, Dec=33.03, угловые размеры 1.2'. Даже в небольшой телескоп уже можно обнаружить эту туманность и отличить ее от звезд. В маленькие телескопы она выглядит, как тусклое туманное пятнышко. Но уже в 100мм телескоп хорошо видно ее форму, похожую на кольцо. UHC-S и ему подобные фильтры уже заметно увеличивают контраст туманности по отношению к небу. С фильтром OIII фон неба становится совершенно черным, однако использование фильтра не приводит к увеличению количества видимых деталей. Все-таки у туманности достаточно высокая поверхностная яркость. Тем не менее, с помощью фильтров можно убедится, что туманность мы видим большей частью из-за наличия в ней ионизированного кислорода.

Фильтр H и вовсе гасит туманность.

M76, Маленькая гантель, Персей. Ra=01:42.4, Dec=51.57, угловые размеры 157x87''.

Звездная величина 10.1. Эта планетарная туманность имеет вид хорошо заметной бабочки, крылья которой получили индивидуальные обозначения NGC650 и NGC651. Без фильтра туманность похожа на небольшую бабочку в 150мм или более крупный телескоп. Однако применение фильтров позволяет рассмотреть больше деталей. Так при наблюдении этой туманности с фильтром UHC-S крылья становятся немного шире и заметны некоторые периферические области. Особенно это хорошо видно при 110х в 265мм телескоп. С фильтром OIII ее видно еще лучше, а крылья начинают соединяться друг с другом дугамиусиками. А вот фильтр H делает туманность невидимой.

M97, Сова, Большая медведица. Ra=11:14.8, Dec=55.00, угловые размеры 3.3'.

Визуальный блеск этой туманности 9.9. Ее при хорошем небе удается заметить даже в Алькор с апертурой 65мм. В 150мм телескоп хорошо видна форма туманности. Фильтр UHC-S делает фон неба несколько темнее, но не улучшает вид самой туманности. А вот фильтр OIII позволяет видеть «глазки» туманности и другие неравномерности структуры.

Особенно этот фильтр помогает при наблюдении туманности в плохих условиях, когда наблюдениям мешают фонари или Луна. Фильтр H, напротив, гасит и фон и саму туманность, делая ее невидимой.

NGC 40, Планетарная туманность в Цефее. Ra=00:13.0, Dec=72.53, угловые размеры 60x40". Визуальная звездная величина 11.0. Эта туманность очень хорошо заметна при небольших увеличениях в виде круглого пятнышка диаметром около 1 минуты даже с небольшими телескопами. Особенностью туманности является тот факт, что хорошо видно центральную звезду с блеском 11.6. Еще одна особенность данной планетарной туманности в том, что ее мы видим как за счет водородных линий, так и линий дважды ионизированного кислорода. По этому лучше всего она видна при применении фильтров типа UHC. Фильтры OIII и H несколько снижают яркость туманности. В прочем при использовании фильтра OIII падение блеска более ощутимо.

NGC 246 Планетарная туманность. Кит. Ra=00:47.1, Dec=-11.88, угловые размеры 4x3'.

Визуальная звездная величина 10.9. Эта планетарная туманность также легко доступна небольшим телескопам. В 150мм телескоп она яркая, крупная и хорошо заметная, но несколько неправильной формы. Похожа на клочок тумана. На нее проектируется несколько звезд, из-за чего возникает сходство с рассеянным скоплением, погруженным в диффузную туманность. Фильтры UHC-S и OIII несколько увеличивают контраст туманности на фоне неба, но не позволяют увидеть какие-либо новых деталей. В 265мм сложная структура диска видна одинаково с фильтрами и без фильтров. Применить фильтр H мне не удалось, но, судя по отзывам зарубежных наблюдателей, они делают туманность практически невидимой, чего и следовало ожидать. Судя по отзывам тех же наблюдателей, с фильтром OIII можно увидеть ряд дополнительных деталей, но мне это не удалось. Вопрос по эффективности фильтров с этой туманностью остается открытым.

NGC 281 Диффузная эмиссионная туманность «PacMan». Кассиопея. Ra=00:52.8, Dec=56.62, угловые размеры 20x15'. Я эту туманность не наблюдал, но, судя по отзывам в журнале наблюдений DeepSky на форуме www.astronomy.ru Ее вполне можно наблюдать в 200мм телескопы. Виталий Шведун писал, что «туманность неплохо видна с широкополосным фильтром и с увеличением 55х. Без фильтра с такой погодой она совсем не заметна на светлом фоне. Здоровая плюха величиной с Луну. Форма неопределенная, но не круглая». Западные любители также отмечают, что без фильтра она практически не видна, а вот фильтры типа UHC помогают ее увидеть. С фильтром OIII туманность становится насыщенной деталями, волокнами и имеет хороший контраст с фоном неба.

Фильтр H ухудшает видимость туманности по сравнению с OIII и она видна не намного лучше с ним, чем вообще без фильтра.

NGC 604 область HII в M33. Треугольник. Ra=01:34.5, Dec=30.80, угловые размеры 3'.

Эта туманность выделяется среди мглы спиральных рукавов М33 в виде сгущения или клочка тумана, примерно круглой, слегка неправильной формы с размерами около 3 угловых минут. Использование фильтров позволяют улучшить видимость туманности.

Уже с фильтром UHC-S это облако видно лучше. Фильтры OIII и H позволяют улучшить видимость туманности и более четко выделить ее форму.

NGC 896/IC 1795 Диффузная туманность. Кассиопея. Ra=02:24.8, Dec=61.90, угловые размеры 6x4.5'. При наблюдении без фильтров, туманность заметна в средние по размерам телескопы в виде хорошо заметного, небольшого облачка тумана. Фильтр UHC-S позволяет рассмотреть структуру туманности заметить на предел небольшую дугу, соединяющую два туманных облака, разделенных темными провалами. Фильтр OIII позволяет рассмотреть эти туманности с еще большей детализацией, и дуга заметна отчетливее. А вот фильтр H не помогает при наблюдениях.

NGC 1360 Большая планетарная туманность. Печь. Ra=03:33.3, Dec=-25.85, угловые размеры 6.5'. Визуальная звездная величина 9.4. Эту крупную планетарную туманность по видимому наблюдают очень редко. Мне ее наблюдать не доводилось, и я не встречал отзывов о ней других русскоязычных наблюдателей. Англоязычные наблюдатели сообщали, что она наблюдается с телескопами 20см. и более в виде очень слабоконтрастного овала, а фильтры обеспечивают радикальное улучшение ее видимости.

Так, применение фильтра UHC обеспечивает существенное улучшение ее вида и туманность видна в виде характерного крупного и несимметричного овала. Становятся заметны неоднородности самой туманности, а центральная звезда еще видна. Фильтр OIII позволяет увидеть еще большее количество деталей структуры туманности, но гасит центральную звезду. А вот фильтр H делает туманность практически невидимой.

NGC 1432/1435 Отражательная туманность в Плеядах. Телец. Ra=03:46.1, Dec=+23.78, угловые размеры 26x30'. Туманность становится заметной в телескопы с апертурой от 100-120мм и видна в виде несимметричного облака вокруг Меропы, а возможно и еще вокруг нескольких звезд, но требует прозрачного неба и чистой оптики. Туманность отражательная, но благодаря голубоватому цвету лучше различается в широкополосные фильтры типа UHC-S. А вот фильтры OIII и H полностью гасят туманность.

NGC 1499 Калифорния, Персей. Ra=04:00.7, Dec=36.62, угловые размеры 2.5x0.8°. Это очень крупная и слабая туманность. Без фильтров ее вообще не видно. С фильтрами типа UHC или UHC-S становятся видны самые контрастные фрагменты туманности с северовосточной стороны в виде рваных малоконтрастных облаков со сгущениями яркости.

Фильтр OIII делает туманность совершенно невидимой. А вот самой эффектной выглядит туманность через фильтр H. Некоторые англоязычные наблюдатели утверждают, что с этим фильтром она видна невооруженным глазом. Мне же удавалось ее наблюдать в сравнительно небольшие телескопы и с фильтром она видна вся, напоминая небесную реку. Очень красиво смотрится туманность с фильтром H в малую оптику.

NGC 1501 Планетарная туманность. Жираф. Ra=04:07.0, Dec=+60.87, угловые размеры около 45''. Визуальная звездная величина 9.0 Хорошо видна и в сравнительно небольшие телескопы. Дмитрий Жданюк наблюдал ее в 120мм телескоп. Виталий Шведун упоминал, что в 200 мм телескоп она «С увеличением 55х видна как тусклое почти круглое пятнышко, во много раз тусклая чем “Голубой снежок” NGC7662. Но с применением увеличения 111х и с широкополосным фильтром, боковым зрением четко выделяется кольцевая структура туманности. Само кольцо толстое, т.е. дырка небольшая.

Внутренняя часть дырки серая». Но лучше всего эта туманность видна с фильтром OIII.

При 200х я в 265мм телескоп видел провал в центре очень контрастным, а также заметил, что все неоднородности колечка видны очень хорошо. Фильтр H же применять не имеет смысла.

NGC 1514 Хрустальный шар, Планетарная туманность. Телец. Ra=04:09.0, Dec=30.77, угловые размеры 2x1.5'. Визуальная звездная величина 11.0. Особенностью данной планетарной туманности является высокая яркость центральной звезды, которая на две звездные величины ярче и своим светом ухудшает видимость туманности. Тем не менее, саму туманность можно успешно наблюдать в 110мм телескоп. Так диск туманности удалось наблюдать без фильтра в Мицар Сергею Плаксе. В 265мм апертуру найти туманность мне не удалось. С фильтром UHC-S заметны намеки на туманный диск вокруг центральной звезды. Вооружившись фильтром OIII можно увидеть четкий туманный диск с диаметром больше угловой минуты. При 150-200х туманность остается округлой и не показывает дополнительных деталей, поскольку становится чересчур тусклой. Фильтр H для этой туманности не применим.

NGC1535 Планетарная туманность. Эридан. Ra=04:14.2, Dec=-12,73, угловые размеры 20". Визуальная звездная величина 9.6. Эта туманность доступна большинству любительских телескопов. Однако в небольшие 65-80 мм телескопы она выглядит, как туманный диск. Леонид Титов наблюдения ее в 150мм телескоп описал так: «нашлась не просто легко, а мгновенно. Над яркой Гаммой Эридана расположены почти на одной прямой три звезды почти одного блеска – около 6m. По поисковой карте туманность находилась практически на этой прямой левее (восточнее) на расстоянии примерно равному расстоянию между крайними звездами тройки. Навелся в искатель на это место … и, заглянув в окуляр, увидел в поле туманное пятнышко. Даже с 20мм (75х) она имела приличный размер, т.е. при поисковых 57х на Добсоне со звездой её спутать будет невозможно. Туманность находится внутри треугольника из звезд 9-10 величины. Фильтр OIII туманность выделил, но деталей не добавил. Разве что в центре появилось что-то звездоподобное. 7mm (214х) не давал четких изображений, хотя визуально звезды не мерцали … Туманность значительно увеличилась и стала очень похожа на неразрешенный шаровик. На зарисовке известного всем финна у неё четко выражена кольцевая структура вокруг центра. Я рассматривал туманность минут тридцать, меняя окуляры и ставя фильтр – нет. Шаровик, как шаровик – идеально круглый пушистый объект с сильным поярчанием к центру. … Довольно яркая, чтобы найти её даже в небольшие трубки (70-80мм), простая в поиске (удобные ориентиры) и обнаружении (крупная и диффузная)». По своему опыту скажу, что она очень хорошо выделяется с фильтром OIII и выглядит, как лохматый круглый диск без дополнительных деталей.

Двойной структуры я не заметил, в прочем наблюдал при 200х. Фильтр H полностью гасит туманность.

NGC 1624 Диффузная туманность. Персей. Ra=04:40.4, Dec=+50.27, угловые размеры 4x3'. Эта туманность доступна телескопам с апертурой от 200мм. При 50х она очень хорошо в виде компактной и округлой туманности. Фильтры OIII и H не помогают ее увидеть лучше, а вот фильтр UHC-S может действительно помочь поднять контраст по отношению к фону и делает границы туманности четкими.

NGC 1788 Диффузная туманность, Орион. Ra=05:06.9, Dec=-03.35, угловые размеры 5x8'. Это довольно яркая туманность, что бы наблюдать ее в телескопы 50-80мм. В 150мм телескоп я в месте нахождения туманности обнаружил хорошо заметный клочок тумана вытянутой трапециеподобной формы с подсвечивающей ее звездой порядка 10 звездной величины. Хорошо видна через фильтр UHC-S, а вот фильтр OIII ее делает совершенно невидимой. Фильтр H по этой туманности я не проверял.

NGC1980 Рассеянное скопление и диффузная туманность. Орион. Ra=05:35.4, Dec=угловые размеры 12x15'. Туманность заметна в относительно скромные телескопы.

В 150мм телескоп я увидел на этом месте группу из 12-14 звезд, а одна из самых ярких оказалась погружена в туманность. С широкополосным фильтром UHC-S эта туманность видна лучше. А вот фильтры OIII и H оказываются к ней неприменимы.

NGC 1999. Диффузная туманность, Орион. Ra=05:36.5, Dec=-06.70, угловые размеры 12x16'. Эту туманность можно наблюдать и в небольшие телескопы с диаметром объектива в 100мм и более. В 150мм телескоп без фильтра она напоминает крошечный клочок света с неправильными очертаниями. В 265мм телескоп она видна в виде небольшого облачка вокруг одиночной звезды с UHC-S-фильтром. Диаметр облачка меньше 2 угловых минут. Однако фильтры OIII и H делают туманность полностью невидимой.

NGC 2022. Планетарная туманность. Орион. Ra=05:42.1, Dec=9.09, угловые размеры 28". Визуальная звездная величина 12.0. Эту планетарную туманность вполне можно заметить в Мицар 110мм, но лучше ее наблюдать в более сильные инструменты. В 265мм телескоп при 50 крат она похоже на слегка расфокусированную звезду. Уже с фильтром Baader UHC-S туманность выглядит заметно контрастнее. С фильтром OIII она при 200х выглядит, как однородный, четко очерченный диск. Фильтр помогает также выделить туманность среди окружающих ее звезд. А вот фильтр H совершенно беспомощен.

NGC 2023 Диффузная туманность. Орион. Ra=05:41.6, Dec=-02.23, угловые размеры 10x10'. Хорошо видна в телескопы от 200мм в виде округлого немного неправильной формы облака, окружающего звезду 7.8m. Никакие фильтры практически не помогают, поскольку туманность в основном отражательная.

NGC 2024 След танка, диффузная туманность, Орион. Ra=05:42.0, Dec=-1.83, угловые размеры 20x15'. Это довольно яркая туманность рядом с Ориона, крупная и выделяющаяся туманность, заметна в телескопы с апертурой от 15-20см. Я ее увидел в виде двух крыльев, соединенной сверху более слабой перемычкой. С помощью фильтра UHC-S можно рассмотреть, как в одну из дуг вклинивается множество более слабых темных червоточин. С фильтром OIII деталей не прибавилось, а сама туманность стала заметно слабее. Применение фильтра H сделало туманность вообще невидимой.

NGC 2174 Диффузная туманность, Орион. Ra=06:09.7, Dec=20.50, угловые размеры 40x30'. Судя по отзывам, туманность вполне доступная для наблюдений в 20см телескопы, однако я пока не нашел времени ее исследовать. Англоязычные любители отмечали, что туманность вполне видна и без фильтров, однако с фильтром UHC резко возрастает контраст и становится видным большое округлое гало с неправильной формы внутренними деталями. Фильтр OIII несколько ослабляет туманность, но добавляет видимых деталей в виде темных прожилок. H-фильтр, напротив, делает туманность ненаблюдаемой.

NGC2185 Диффузная туманность, Орион. Ra=06:11.1, Dec=-06.23, угловые размеры 2x2'. Эта туманность вполне доступна 200мм телескопам. В 265мм телескоп она выглядит, как небольшая, около 2 угловых минут в поперечнике и слегка вытянутая.

Хорошо видна через UHC-S. А вот фильтр OIII ее ослабляет настолько, что она невидна.

Фильтр H я на ней не применял.

NGC 2237-2338-2339 Розетка, Единорог. Ra=06:32.3, Dec=5.05, угловые размеры 80x60'.

Без фильтра в этом месте видно рассеянное скопление и только в довольно крупные любительские инструменты при хорошем небе видно обволакивающее звезды облако.

Однако фильтр UHC-S резко улучшает видимость этой, очень крупной туманности. Она становится видна в виде комков тумана, окружающих некоторые яркие звезды. С фильтром OIII лично я увидел обширную туманность с перепадами яркости. А вот Леонид Титов отметил, что с этим фильтром туманность видна, как «изрезанная темными неровными, в основном радиальными, прожилками огромная белесая туманность, со всех сторон обволакивающая небогатое скопление. Столько деталей! Больше только в «Рыбачьей Сети» и М42 видел». Фильтр H делает туманность недоступной.

NGC2264, Конус, скопление, погруженное в туманность, Единорог. Ra=06:42.1, Dec=9.88, угловые размеры 25x15'. Даже в небольшой телескоп скопление поражает своей красивой формой, напоминающей вытянутый конус. Однако название свое туманность получила за темный клин, вклинивающийся треугольником с южной стороны в светлую туманность. В телескопы с апертурой 20-25см можно рассмотреть обволакивающую вершину звездного треугольника светлую туманность. С UHC-S фильтром вокруг яркой звезды видна обволакивающая ее туманность, состоящая как бы из двух фрагментов. При хороших условиях удается даже различить конус. В фильтр OIII видно, что все скопление погружено в огромную туманность, которая, расширяясь, уходит в сторону в виде большого пузыря. А вот фильтр H оказывается неэффективным.

NGC 2327 диффузная туманность «Чайка», Единорог. Ra=07:06.0, Dec=-11.00, угловые размеры 150x50'. К сожалению, я пока не наблюдал эту туманность, по этому буду опираться на опыт зарубежных наблюдателей. Без фильтра она, по-видимому, не видна.

Однако применение фильтра UHC-S позволяет увидеть слабое свечение туманности.

Фильтр OIII делает туманность практически не видимой. А вот с фильтром H туманность становится хорошо заметна и стают видимыми темные червоточины в северной части и более яркий западный край.

NGC 2346. Планетарная туманность «бабочка», Единорог. Ra=07:09.4, Dec=-0.80, угловые размеры 0.9'. Визуальная звездная величина 11.8. Эту туманность я, увы, не наблюдал. Не встречал я и русскоязычных описаний ее наблюдений. Однако есть описания англоязычные. Сообщается, что она видна и без фильтров в средние любительские телескопы. Фильтры UHC и OIII позволяют улучшить видимость туманности и обнаружить ее кольцевую структуру. Сообщается, также, что фильтр H делает туманность невидимой.

NGC 2438. Планетарная туманность. Корма. Ra=07:41.8, Dec=-14.73, угловые размеры 1.1'. Визуальная звездная величина 10.8. Эта планетарная туманность выделяется тем, что она видна почти в самой гуще богатого звездами скопления М46 ближе к его периферии.

Увидеть ее удается уже в 80-100мм телескопы. В 150мм телескоп она видна великолепно в виде округлого пятнышка. А вот для того, что бы увидеть дополнительные детали, потребуются фильтры. Уже с фильтрами типа UHC-S можно различить ее бубликоподобную форму. Но по настоящему эффектно она видна с фильтром OIII.

Типичным для такого типа туманностей является плохая работа по ним фильтра H.

NGC2440 Планетарная туманность. Корма. Ra=07:41.9, Dec=-18.21, угловые размеры 54x20''. Визуальная звездная величина 11.5. Эта планетарная туманность доступна для наблюдений в средние телескопы, хотя и наблюдается успешно в 100мм апертуру. Она видна, как хорошо заметный, голубоватого оттенка диск. Отлично выделяется с помощью фильтром UHC или OIII. и при 200х выглядит рыхлым шаром 30 угловых секунд в поперечнике. Фильтр H я по этой туманности еще не проверял.

NGC 2467 Диффузная туманность, Корма. Ra=07:52.6, Dec=-36.39, угловые размеры 8x7'. Это сравнительно легкая туманность, но ее сложно наблюдать из-за высокого южного склонения. Англоязычные наблюдатели сообщают, что она видна, как слабая округлая дымка, более яркая с южной стороны. Фильтр UHC подчеркивает дополнительные детали, например, светлую полоску в южной части. Фильтр OIII делает туманность очень богатую деталями, например, показывает петлю вокруг центральной звезды. А вот фильтр H оказывается бесполезен при ее наблюдениях.

NGC 2359 Диффузная туманность «Шлем Тора» или «Утка», Большой пес.

Ra=07:18.6, Dec=-13.20, угловые размеры 9x6'. Исходя из опыта зарубежных наблюдателей, можно надеяться найти ее в 100-150мм инструменты при незасвеченом небе. С фильтром UHC выделяется характерная кривая туманности. С фильтром OIII контраст туманности становится еще выше и видна вся дуга с усиками на конце. Фильтр H «убивает» туманность.

NGC 2371-2372 Планетарная туманность. Близнецы. Ra=07:25.6, Dec=29.48, угловые размеры 74x54". Визуальная звездная величина 12.0. Не смотря на кажущийся небольшой блеск туманность вполне по силам 150мм телескопу и даже меньшим инструментам. В 265мм инструмент при 50х кажется, что рядом прижались две округлые туманности друг к другу наподобие восьмерки. При 160х эта пара похожа на два треугольных облака, соединенных в вершинах и очень похоже на галстук-бабочку. Фильтры UHC-S и OIII позволяют поднять контраст туманности по отношению к фону, но не прибавляют существенных деталей. Фильтр H к таким туманностям неприменим.

NGC 2392 Планетарная туманность «Лицо клоуна», Близнецы. Ra=07:29.2, Dec=20.92, угловые размеры 4x3'. Визуальная звездная величина 9.2. Эта туманность настолько яркая что, я ее с успехом наблюдал в 65мм Алькор. В 265мм телескоп уже при 50х видно туманное белесое пятно. При 160х оно остается туманным образованием со сложным рисунком клочковатости. Изюминкой служит видимость центральной звезды. Сама туманность с фильтрами OIII и UHC-S становится контрастнее, но новых деталей не прибавляется. А вот фильтр H неприменим.

NGC 3242 Призрак Юпитера, планетарная туманность, Гидра. Ra=10:24.8, Dec=угловые размеры 0.6'. Визуальная звездная величина 7.7. Эта яркая планетарная туманность доступна даже небольшим телескопам. Очень красивая. Имеет голубоватый оттенок и размеры около 35". Нес совсем круглая, а как бы несколько сжата, как Венера в фазе 80%. Фильтр UHC-S повышает контраст туманности по отношению к фону неба и лучше очерчивает ее форму. OIII-фильтр позволяет ее резко выделить на небе и заметить легкий провал в центре, а также заметить, что ее строение сильно клочковатое.

NGC 4361 Планетарная туманность, Ворон. Ra=12:24.5, Dec=-18.80, угловые размеры 45". Визуальная звездная величина 10.9. Судя по отзывам, ее можно успешно наблюдать в 100-120 мм апертуры. В 265мм она представляется крупной, как для планетарной туманности, порядка полутора угловых минут в диаметре, и имеет клочковатое строение.

Видна хорошо уже при 50х Фильтры OIII и UHC-S позволяют повысить контраст туманности по отношению к фону. Фильтр H, наоборот, гасит ее.



Pages:   || 2 |
Похожие работы:

«УДК 336.7 БАНКОВСКИЕ ИННОВАЦИИ – ИМПЕРАТИВ РАЗВИТИЯ С.В. СПЛОШНОВ, Н.Л. ДАВЫДОВА Полесский государственный университет, г. Пинск, Республика Беларусь davydova_nl@mail.ru, sespl@tut.by Введение. Конец XX – начало XXI в. характеризуется формированием постиндустриального обществ...»

«География. 8 класс. Демонстрационный вариант № 1 (90 минут) 1 Диагностическая тематическая работа № 1 по подготовке к ОГЭ по ГЕОГРАФИИ по теме "Географическое пространство России" (программа "География России") Инструкция по выполнению работы На выполн...»

«Алиса А.Бейли СВЕТ ДУШИ НАУКА О НЕМ И ЕГО ВОЗДЕЙСТВИИ ПЕРЕСКАЗ ЙОГА СУТР ПАТАНДЖАЛИ Всеми правами на издание книги владеет Люцис Траст Первое издание 1927 Опубликование настоящей книги патронировано Тибетским Книжным Фондом, основанным с...»

«СТРУКТУРА ДИСЦИПЛИНЫ Социология Кол-во Объем учебного курса и виды учебных мероприятий недель, в Аудиторные занятия Самостоятельная работа Семестр Форма течение Всего Наименование курса Кол-во ЗЕТ изучения контроля которых часов по Практ. реализ-ся Всего Лекц. Лаб. Практ. Всего Л...»

«"Первоосновность света" Сухраварди РЕЗЮМЕ СТАТЕЙ НА АНГЛИЙСКОМ И ФРАНЦУЗСКОМ ЯЗЫКАХ Гуламреза Аавани Трансцендентное единство религий в суфизме Ибн Араби Одна из ключевых черт суфизма Ибн Араби — эзотерическое толкование пророчества, его природы и внутренней логики. Согласно этому т...»

«УДК 378 Н.В. Балабаева, г. Шадринск Понятие и сущность познавательной активности младших школьников В данной статье рассматривается познавательная активность как социально значимое качество личности и формируемое в процессе учебной деятельности. Активность, познавательная активность N. V. Balabaeva, Shadrinsk T...»

«1. ЦЕЛИ И ЗАДАЧИ ИЗУЧЕНИЯ ДИСЦИПЛИНЫ 1.1. Цель преподавания дисциплины Учебная дисциплина "Безопасность жизнедеятельности" обязательная обще профессиональная дисциплина, в которой соединена тематика безопасного взаимодействия человека со ср...»

«Приказ Минтруда России от 22.10.2013 N 571н Об утверждении профессионального стандарта Специалист по социальной работе (Зарегистрировано в Минюсте России 06.12.2013 N 30549) Документ предоставлен КонсультантПлюс www.consultant.ru Дата сохранения: 10.03.2015 Приказ Минтруда Росс...»

«Вестник СибГУТИ. 2015. № 2 7 УДК 621.396.96 Пассивные локационные системы. Перспективы и решения Е.М. Ильин, А.Э. Климов, Н.С. Пащин, А.И. Полубехин, А.Г. Черевко, В.Н. Шумский В обзоре рассмотрены базовые концепции построения современных радиолокационных комплексов. Акцент сделан на конфигурацию и структуру па...»

«Очерк 11 Увеличение и сокращение рабочего времени 11.1. Многослойный характер "хороших" и "плохих" тенденций в сфере рабочего времени Как ни знаменательно проникновение начатков свободы в производственную деятельность, все же не оно определяло в 90-е гг. главнейшие перемены в условиях труда и трудового быта на российских предприяти...»

«305029 Курск, ул. К. Маркса, 59/а офис №16 (5 этаж) Тел. 8 910 318 0410, E-mail: pg-grado@yandex.ru КОРРЕКТИРОВКА ПРАВИЛ ЗЕМЛЕПОЛЬЗОВАНИЯ И ЗАСТРОЙКИ МУНИЦИПАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ "СОЛДАТСКИЙ СЕЛЬСОВЕТ" ГОРШЕЧЕНСКОГО РАЙОНА КУРСКОЙ...»

«университета водных ЖУРНАЛ коммуникаций СУДОСТРОЕНИЕ И СУДОРЕМОНТ УДК 629.12.10 В. В. Сахаров, д-р техн. наук, профессор, ГУМРФ имени адмирала С. О. Макарова; А. А. Кузьмин, канд. техн. наук, профессор, ГУМРФ имени адмирала С. О. Макарова Б...»

«1 СОДЕРЖАНИЕ I. Подготовка к проведению международной промышленной ярмарки и кооперационной биржи II. Основные требования к хозяйственным договорам и их регистрация в Дирекции МПЯКБ III. Программа локализации, рекомендации по включению проектов. 16 IV. Рекомендации...»

«РОССИЙСКАЯ ФЕДЕРАЦИЯ ОТКРЫТОЕ АКЦИОНЕРНОЕ ОБЩЕСТВО "КУЗБАССГРАЖДАНПРОЕКТ" МО "Мысковский городской округ" Кемеровской области. г. Мыски. Генеральный план. Раздел 1. Пояснительная записка. Шифр 52...»

«Флора Даурии. Том V З.А. Васильченко; там же, кордон Енда, падь Дырда, ПП-Е1, лиственничноберезовый рододендроновый лес на северном склоне, 18.07.2003, А.В. Галанин, А.В. Беликович; долина р. Буреча, окр. зимовья Собачникова, березоволиственничный лес, 27.06.1983, З.А. Васильченко, Е.В....»

«Официальный журнал Европейского Союза 22.5.2008 L 133/1 Перевод с английского языка на русский язык I (Документы, принятые в соответствии с Договором об учреждении ЕС / Договором о Евратоме, подлежащие обязател...»

«Игорь Николаевич Сухих Русский канон. Книги XX века Текст предоставлен издательством http://www.litres.ru/pages/biblio_book/?art=8059841 Русский канон: Книги ХХ века: Время; Москва; 2013 ISBN 978-5-9691-1062-5 Аннотация Книга профессора СПбГУ, литературоведа и критика И. Н. Сухих включает тридцать о...»

«УДК 1: (091) Г.В. ЛЕЙБНИЦ О НРАВСТВЕННОЙ СВОБОДЕ ЧЕЛОВЕКА © 2014 Т. В. Торубарова1, Н. А. Меркулова2 докт. филос. наук, профессор каф. философии е-mail: ttorubarova@rambler.ru Курский государственный университет МГТУ им. Н. Э. Баумана аспирант каф. философии e-mail: natalia.merk@yandex.ru Курский государственный университет Статья п...»

«CEDAW/C/TJK/Q/4-5/Add.1 United Nations Convention on the Elimination Distr.: General 4 June 2013 of All Forms of Discrimination against Women Original: Russian ADVANCE UNEDITED VERSION Committee on the Elimination of Discrimination aga...»

«С е к ц и я 17 Системы управления космических аппаратов и комплексов АКТУАЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ ПОВЫШЕНИЯ ЭФФЕКТИВНОСТИ РАКЕТ-НОСИТЕЛЕЙ СРЕДСТВАМИ СИСТЕМ УПРАВЛЕНИЯ ДВИЖЕНИЕМ А.Т.Горяченков, В.Г.Динеев, М.И.Ковригин, Э.А.Колозезный, И.В.Теплова (ФГУП...»

«Фильм о дамы и юноши Выебка сиськастой дамы трахарем. Зрелые. Фрау и немецкие юноши и коллекции ебли. Зрелые, Групповуха, Анал. Чуть больше века вспять книга взрослой женщины с юным ухажером был верхом неприличия, а сейчас – это абсолютно нормально. Hot teen girls orgys. Современных женщин меньше барышуют сверстники, ведь все,...»

«Основные направления философии 20 века Экзистенциализм Экзистенциализм (от лат. exsistentia существование)—философия существования, иррационалистическое направление в западной философии. Предэкзистенциалисты: С. К...»

«Государственное бюджетное образовательное учреждение города Севастополя "Средняя общеобразовательная школа № 26 имени Е.М. Бакуниной" "РАССМОТРЕНО" "СОГЛАСОВАНО" " УТВЕРЖДАЮ" на за...»

«ПРАВИЛА УЧАСТИЯ В КОНКУРСЕ "ТЕЛЕБИЕННАЛЕ" (здесь и далее – "Конкурс"). Принимая участие в творческом конкурсе "Телебиеннале" (далее "Конкурс"), Вы соглашаетесь с условиями данного Конкурса и правилами его проведения (далее "Правила"). Настоящий Конкурс пр...»

«Acta BalticoSlavica, 40 Warszawa 2016 DOI: 10.11649/abs.2016.006 Елена Коницкая Вильнюсский университет Вильнюс Бируте Ясюнайте Вильнюсский университет Вильнюс Метафоры утренней и вечерней зари в литовской и русской поэзии Утренняя и вечерняя заря, восход и закат – яркие п...»

«а л е к с а н д р т к ач е н к о Художник ольга Громова Москва. Издательский дом "Фома". 2013 — А может быть, он просто сам был скучный человек? Сидел себе на стуле и каждый день много-много лет переписывал слова, все подряд. — Странное какое-то...»

«Санкт-Петербургский государственный университет Высшая школа менеджмента НАУЧНЫЕ ДОКЛАДЫ E. Ю. Благов ФАКТОРЫ ЦЕНООБРАЗОВАНИЯ МНОГОСТОРОННИХ ПЛАТФОРМ: СОВРЕМЕННОЕ СОСТОЯНИЕ И ПЕРСПЕКТИВЫ ИССЛЕДОВАНИЙ № 9 (R)–2012 С...»








 
2017 www.doc.knigi-x.ru - «Бесплатная электронная библиотека - различные документы»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.