Измерение угловых диаметров звезд

Интерферометр Рэлея. Измерение углового диаметра звезд [c.193]

Интерферометр Майкельсона действительно использовался для измерения углового расстояния между двойными звездами, а также для измерения угловых диаметров звезд. Однако вследствие трудностей, присущих работе с большим интерферометром, этим способом было измерено лишь небольшое число звездных диаметров. Очевидно, что для такой системы требуется очень большая механическая точность кроме того, интерференционную картину легко могут смазать случайные изменения коэффициента преломления вдоль оптического пути. [c.15]

Измерение угловых диаметров звезд [c.380]

ИЗМЕРЕНИЕ УГЛОВЫХ ДИАМЕТРОВ ЗВЕЗД [c.381]

Он позволил также измерить угловые диаметры нескольких десятков звезд. Других способов измерения угловых диаметров звезд в настоящее время не существует. [c.486]

Возвращаясь к снижению видности полос, вызванному увеличением размера источника, заметим, что этот эффект служит основой измерения с помощью звездного интерферометра Майкельсона угловых диаметров звезд, слишком малых для измерений обычным способом на телескопе. Этот метод описывается в гл. 6, где показано также, каким образом изменения видности полос в зависимости от расстояния между двумя апертурами позволяют получить информацию о распределении яркости источника. [c.18]

Метод астрономической навигации используется главным образом в дальних космических полетах. Он основан на наблюдении светил на небесной сфере и во многом аналогичен используемому штурманами морских кораблей и самолетов. С помощью оптических приборов измеряются угловые расстояния между планетой и какой-либо из ярких неподвижных звезд (сфера неподвижных звезд в любой точке солнечной системы не отличается от видимой на Земле), между планетой и Солнцем, между Солнцем и звездой. Вблизи планеты измеряется угловое расстояние между звездой и краем видимого диска планеты или каким-либо ориентиром на ней регистрируется момент затмения планетой звезды или захода Солнца измерение углового диаметра планеты позволяет определить расстояние до нее. Метод астронавигации вполне автономен. [c.84]

Чтобы создать представление об использовании интерференции как непрямого способа применения телескопа для измерения угловых размеров астрономических объектов, рассмотрим рис. 6.1, а. На нем представлен апертурный экран, имеющий две щели, перпендикулярные рисунку и размещенные перед линзами телескопа (аналогичную схему нетрудно осуществить и для отражательного телескопа). Волновые фронты поступают от всех точек видимой части поверхности звезды, имеющей угловой диаметр фо (стягиваемый ею угол с вершиной у Земли). На рисунке показаны только граничные фронты волн Wi, испущенный на одном краю диска, и Wj от противоположного края. В фокальной плоскости линз образуется непрерывная система интерференционных полос типа os (источник считается некогерентным) от полос, вызываемых Wj, до полос, определяемых W2. Окончательным результатом является картина, показанная на рис. 6.1,6 с видностью < 1. Отметим, что расстояние между полосами остается таким же, как если бы источник был точечным, а именно A=fk/D [уравнение (1.11)]. На практике интенсивность картины полос снижается с той и другой стороны от оси (ср. с выборкой на дифракционной картине от одиночной щели в разд. 2.4). Мы можем пренебречь этим понижением, если щели узкие и, в частности, если наблюдения, как случается на практике, ограничены центральной областью картины полос. [c.123]

Другой астрономический метод определения скорости света основан на явлении аберрации света (см. 8.2), которое было открыто английским астрономом Брэдли в 1725—1728 гг. Это явление заключается в кажущемся смещении положений звезд, вызываемом движением Земли по орбите. Звезды, расположенные в направлении нормали к плоскости орбиты Земли, описывают в течение года на небесной сфере окружности с угловым диаметром около 41". В соответствии с теорией этот угловой диаметр равен 2и/с, что позволяет определить с. Наиболее точные измерения аберрации дают = 2,999-10 м/с. [c.127]

Таким образом, идея состояла в том, что если флуктуации интенсивности на двух близких антеннах коррелировали, то уменьшение корреляции (отсюда корреляционный интерферометр) с увеличением базы позволяло бы определять угловой размер источника (это был бы аналог метода Майкельсона, использующий интенсивности для измерения диаметров оптически видимых звезд). Тогда трудность, связанная с взаимной нестабильностью далеко разнесенных гетеродинов, была бы преодолена. (В то время не были разработаны атомные часы, которые сейчас используются в интерферометрии с длинными базами.) [c.160]

В связи с изложенным выгае предстает в новом свете метод Майкельсона измерения угловых диаметров звезд (см. п. 7.3.6). Согласно (5) и (13) видпость полос равна стспени когерентности световых колебаний на двух внешних зеркалах (М1 и уИз на рис. 7.16) звездного интерферометра Майкельсона. Для звездного диска в виде круга постоянной яркости с угловым радиусом а наименьшее разделение зеркал, при котором степень когерентности обращается в нуль (первое исчезновение полос), равно, согласно (30), 0,61Х/а, что соответствует (7.3.42). Более того, из измерений видности и положения полос в принципе можно определить пе только диаметр звезды, но и расиределение интенсивности по ее диску. В самом деле, согласпо п. 10.4.1, измерения видности и положения полос эквивалентны определению как амплитуды, так и фазы комплексной степени когерентности Ци, а согласпо (26) распределение интенсивности пропорционально обратному фурье-преобразованию Ц12. [c.470]

Эффект интерференции или, точнее, корреляции интенсивностей был обнаружен Брауном и Твиссом в 1956 г. [39] (см. также [1, 2, 6, 18]) и применен ими для измерения угловых диаметров звезд. В отличие от обычной интерференции света, он определяется функцией корреляции поля второго порядка, т. е. моментами четвертого порядка (4.4.18). Для наблюдения эффекта используются два ФЭУ, измеряющих мгновенную интенсивность в двух обла- [c.143]

Метод оказался менее чувствительным к точности установок зеркал и флуктуациям атмосферы, что позволило раздвигать зеркала на большее расстояние и измерять меньшие угловые диаметры звезд (вплоть до 0,0005"). Укажем также, что модификация метода Брауна и Твисса оказалась очень перспективной при измерении временной когерентности интенсивностей, позволила получить интересные результаты и существенно расширить представление о когерентности высших порядков. [c.337]

Важной чертой метода Брауна н Твнсса является значительно меньшая чувствительность измерений к небольшим неточностям в перемещении приемников света, равно как и к нестабильности атмосферы, чем в интерференционном методе Майкельсона. Это обстоятельство позволило создать прибор, в котором расстояние О может доходить до 180 м и который позволяет измерять угловые диаметры звезд вплоть до 0,0005. [c.198]

Принцип этого метода, предложенного Физо в 1868 г. [20], был успешно использован Майкельсоном в 1890 г. [38] для измерения диаметров спутников Юпитера, для которых были получены значения около 1". При этом применялся 12-дюймовый (около 0,3 м) телескоп на Маунт-Гамильтон. В отношении звезд, однако, возник вопрос, позволят ли атмосферные возмущения и механические вибрации телескопа проводить наблюдения, поскольку ожидалось, что их диаметры не в пример планетам должны составлять всего лишь несколько сотых долей секунды дуги. Частично эти опасения были рассеяны успешными наблюдениями интерференционных полос на 100-дюймовом (около 2,5 м) рефлекторе на Маунт-Вилсон. Однако было ясно, что для обеспечения разноса апертур, необходимого, чтобы достичь исчезновения полос при таких малых угловьи диаметрах звезд, потребовался бы весьма боль- [c.124]

Тот же метод применим и для измерения угловых диаметров одиночных звезд. Допустим для простоты вычислений, что звезда изJтyчaeт как равномерно светящийся квадрат, плоскость которого параллельна фокальной плоскости объектива [c.381]

Измерение угловых расстояний двойных звезд и угловых диаметров звезд. Речь идет об интерференционном методе Майкельсона для измерения Iaлыx угловых расстояний между источниками света, а также угловых размеров источников. Этот метод позволяет измерять угловые расстояния между близкими звездами, составляющими двойные звезды. [c.486]

Угловые размеры бф, даваемые формулами -<60,2) и (60.3), совпадают с разрешаемым расстоянием телескопа. Однако, если угловой размер звезды порядка (60.2) или (60.3), то ее изображение в телескопе настолько мало отличается от изображения точечного источника, что непосредственное измерение диаметра звезд с помощью телескопа становится практически непригодным. Интерференционный же метод дает в этом случае еще хорошую точность. Однако, чтобы интерференционные полосы исчезли, а это необходимо по идее самого интерферен-иионного метода, нужен телескоп с большим диаметром объектива, Физо указал [c.381]

Звездным интерферометром Майкельсона были измерены угловые диаметры только нескольких звезд. Все они, как и Бетельгейзе, — гиганты, линейные диаметры которых во много раз превосходят диаметр Солнца, Одна из причин небольшого числа измеренных диаметров звезд связана с вредным влиянием турбулентности атмосферы. Правда, это влияние значительно сильнее проявляется при наблюдении в телескоп, чем при работе с интерферометром. В случае интерферометра изменение показателя преломления воздуха перед небольшими отвер- [c.383]

Это есть известная формула Баума [69] для ненасыщенного порога обнаружения. Из нее следует, что уменьшение яркости фона неба на 2 , диаметра изображения звезды т в 2,512 раза или увеличение диаметра телескопа в 2,512 раза или времени накопления I в 5,024 раза в равной мере снизят порог обнаружения на одну звездную величину. Для получения необходимой точности измерений слабых звезд необходимо применять интегрирование сигнала или счет числа импульсов счет фотонов). Для слабых звезд последнее предпочтительнее. У. Баум [86] указывает, что для получения точности 0 05 для звезды 23 " при угловом диаметре диафрагмы д = 4" при наблюдениях на 5-метровом рефлекторо с синим фильтром с попеременным чередованием регистрации звезды совместно с фоном и только фона, необходимо время накопления, равное 4 часам. Метод счета фотонов полностью свободен от эффекта насыщения, присущего, как мы увидим дальше, фотоэмульсиям. Поэтому он обеспечивает значительно большую точность, чем фотография. [c.104]

Эта функция обращается в О при с1 = Х/ц>, Несмотря на высокие требования, предъявляемые к конструкции интерферометра, допускающей перемещение зеркал М, и Мз, с сохранением их ориентации с точностью до доле11 длины волны, Майкельсону удалось обеспечить до 6 м, что соответствует угловому разрешению 0,02 угловой секунды. Определив из ин [ерференц юпиых измерений угловой размер и оценив из других соображений (параллакс, смеш ение Доплера и т. п.) расстояние до звезды, можно получить ее реальный диаметр. [c.111]

Интересно отметить, что использование корреляций более высокого порядка позволило произвести измерение диаметров звезд с необычайно высоким разрешением (определить угловые размеры до 1/30000000). Если два радиотелескопа фотографируют яркость звезды (то есть квадрат амплитуды ее электромагнитного поля), то эта яркость меняется со временем по случайному закону но если сравнивать две кривые яркости, то обнаружится, что они очень похожи друг на друга. Если фотографии были сделаны с близкого расстояния, то кривые (положение максимумов) почти совпадают. С увеличением расстояния кривые начинают отлигчаться друг от друга чем больше база между двумя телескопами, тем больше различие между кривыми. [c.133]

Первой звездой, угловой размф которой был измерен таким способов была Бетельгей (ф = 0,047"). Расстояние до этой звезды было известно по земному параллаксу. По известным угловым размерам и расстоянию "можно рассчитать линейные размеры звезды. Диаметр Бетельгейзе оказался примерно в 300 раз больше диаметра Солнца. Так же были измерены диаметры некоторых других звезд и объектов Солнечной системы. [c.168]

Таким образом, нет надобности в телескопе с большим объективом. (Интерферометр Майкельсона был смонтирован на большом рефлекторе с диаметром зеркала 2,5 м обсерватории Маунт Вильсон, выбранном только из-за"прочности своей механической конструкции. При расстоянии между зеркалами Мз и УИ4 114 см расстояние между интерференционными полосами в фокальной плоскости составляло около 0,02 мм.) Необходимо только иметь возможность достаточно далеко раздвигать отверстия О1 и 0 с зеркалами Мх и М2. Это предъявляет весьма жесткие требования к механическим качествам установки. Случайные колебания зеркал с амплитудами, составляющими незначительные доли длины волны, сделали бы измерения тто этому методу невозможными. Допустим ради простоты, что центр зеркала все время остается неподвижным, а его концы испытывают беспорядочные смещения порядка Л. Если бы зеркало было абсолютно твердым, то такие смещения вызвали бы беспорядочные вращения плоскости зеркала на углы порядка 2h/d, где й — диаметр зеркала. Благодаря этому отраженные от зеркала лучи беспорядочно меняли бы свое направление на углы порядка ih/d. Это повело бы к дрожанию дифракционных колец. Для устойчивости интерференционных полос необходимо, чтобы угол ih/d был мал по сравнению с угловым расстоянием между звездами к/(2В), т.е. должно быть h< dk/ ЪB). Хотя действительные беспорядочные колебания зеркал сложнее рассмотренных беспорядочных вращений, приведенный пример дает правильное представление о трудностях, которые должны быть преодолены при конструировании прибора. Майкельсон успешно справился с этой задачей. [c.383]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...