Астрофотометр

Фотометр, предназначенный для измерений блеска или яркости небесных объектов, или же световых потоков, приходящих от них. Применяют визуальные А. и электрофотометры. Фотометрические задачи решаются также фотографическими методами путём лабораторных измерений (например, на денситометрах или Микрофотометрах) астрономических негативов, надлежащим образом экспонированных и прокалиброванных.

Визуальные А., появившиеся в 30—40-х гг. 19 в., основаны на приравнивании блеска (яркости) исследуемого объекта блеску (яркости) искусственного источника путём измеряемого изменения его с помощью поляризационных устройств, фотометрического клина или ограничением входного зрачка телескопа. Искусственный источник оптически вводят в поле зрения А., и он виден одновременно с исследуемым объектом. Объектом сравнения может служить также какая-либо звезда, проверенная на неизменность блеска во времени (звезда сравнения). Измеримому ослаблению может подвергаться и исследуемый объект, если он ярче звезды сравнения. Наибольшую известность приобрёл поляризационный А. (Цёльнер, 1861), усовершенствованный русским астрономом В. К. Цераским и др. Клиновые А. широко применялись для исследования переменных звёзд. В визуальных А. оценка равенства двух источников света не отличается высокой точностью: при измерениях точечных объектов погрешность может достигать 5—10% (очень индивидуально!). В 30-х гг. 20 в. электрофотометры, со значительно более высокой точностью, стали вытеснять визуальные А., которые сохранились только в работах по фотометрии планет.

В звёздном электрофотометре измеряется реакция (фототок) фотокатода фотоэлемента или фотоэлектронного умножителя на световой поток, приходящий от исследуемого объекта. Сравнение осуществляется в фотометрической системе, определяемой спектральной чувствительностью фотокатода, т. е. его реакцией на равноэнергетические световые потоки в разных длинах волн. Спектральная чувствительность может иметь различный вид, в частности может совпадать с кривой видимости человеческого глаза. В этом случае электрофотометр заменяет визуальный А., но с несравненно более высокой точностью, т. к. для объектов, не слишком слабых, сравнение фототоков можно делать с точностью до 1% и менее. Переменная прозрачность атмосферы и её неспокойствие — главный источник погрешностей фотометрических измерений в астрономии. В случае слабых источников удобно применять длительное накопление сигнала и измерения его либо вольтметром, либо счётом фотонов. Этим методом удалось измерить с точностью не менее 10% блеск звёзд столь слабых, что они не видны в данный телескоп (хотя и обнаруживаются на фотографиях).

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 2.

Д. Я. Мартынов.

1. а́строфото́метр;
2. а́строфото́метры;
3. а́строфото́метра;
4. а́строфото́метров;
5. а́строфото́метру;
6. а́строфото́метрам;
7. а́строфото́метр;
8. а́строфото́метры;
9. а́строфото́метром;
10. а́строфото́метрами;
11. а́строфото́метре;
12. а́строфото́метрах.

м.

Астрономический прибор для измерения блеска или яркости небесных тел.

АСТРОФОТО́МЕТР -а; м. Астрономический прибор для измерения блеска или яркости небесных тел.

* * *

АСТРОФОТО́МЕТР, прибор для измерения блеска или яркости небесных объектов или их световых потоков сравнением друг с другом и с искусственным источником света.

[от остро..., греч. phos (photos) - свет, блеск и ...метр] - прибор для измерений блеска или яркости небесных объектов или их световых потоков сравнением друг с другом и с искусств. источником света.

астрофото́метр м.

astronomical photometer

м.

astrofotometro m

техн.

астрофото́метр

техн.

астрофото́метр

техн. астрофото́метр