Фотографирование при слабом и ярком освещении — часть 1/5

Способность фотографической эмульсии накапливать световую энергию может казаться не столь важной, однако все наше современное знание о положении, скоростях и химическом составе небесных тел основано на фотографических наблюдениях, которые были бы вообще невозможными, если бы фотографическая эмульсия не обладала указанной способностью. Глаз не может видеть те объекты, яркости которых ниже определенной величины, независимо от длительности их рассматривания. Фотографические материалы, однако, могут фиксировать такие объекты при том, конечно, условии, что суммарная экспозиция оказывается достаточной (экспозицией в фотографии называется произведение времени освещения на освещённость светочувствительного слоя).
Таким образом, даже очень слабый свет может позволить получить хорошее изображение, если он воздействует на эмульсию достаточно длительное время. Это не значит, что фотографическая эмульсия имеет одинаковую светочувствительность при всех уровнях освещенности. Ее светочувствительность падает как при очень высоких, так и при очень низких освещенностях. При снижении освещенности необходимо непропорционально большее увеличение времени экспонирования для компенсации этого снижения и обеспечения необходимого фотографического эффекта. Степень непропорциональности, или «отклонение от закона взаимозаместимости», как это принято называть, зависит от типа применяемой эмульсии; некоторые из эмульсий оказываются лучшими для работы при слабых освещенностях. В этом можно найти объяснение методу копирования документов, в котором используется фотографический материал, практически нечувствительный к слабому белому свету и достаточно чувствительный к более яркому свету, используемому для копирования документов.
Для съемок с очень длительными выдержками были разработаны специальные эмульсии. Главной областью их применения является астрономия, где фотография почти полностью вытеснила прямые визуальные наблюдения. Обсерватории всего земного шара ежедневно регистрируют небесные тела на фотографических пластинках. Основной задачей при этом является фиксация относительных положений всезГ наблюдаемых звезд для перенесения их на астрономические карты. После составления одной полной карты небесной сферы приступают к составлению следующей, так как постоянный прогресс астрономической техники позволяет обнаруживать все новые и новые слабосветящиеся небесные тела и позволяет наносить на карту их местоположения с повышающейся точностью.
Точечные изображения было бы трудно отличать на пластинке от возможных следов пыли и дефектов светочувствительного слоя, если бы в астрономической фотографии не применялись методы съемки с двойной экспозицией или со смазкой, дающие двойные или смазанные, в виде коротких линий, изображения звезд. Все таким образом снятые изображения звезд выглядят в виде параллельных линий. Это достигается без затруднений либо при помощи двукратного экспонирования (для получения сдвоенных изображений), либо небольшим нарушением регулировки механизма, поворачивающего телескоп для компенсации вращения земного шара, превращая изображение звезды в короткую линию. Обычным в астрономии является фотографирование спектра каждой звезды вместо получения ее точечного изображения, что также легко позволяет отличать звезду от случайной точки на светочувствительном слое.
Число звезд, видимых на фотографии, зависит от продолжительности экспонирования: короткая выдержка позволяет сфотографировать лишь самые яркие звезды, однако после, например, десяти минутной выдержки на пластинке оказываются изображения всех видимых звезд; дальнейшее увеличение выдержки заставляет появиться на пластинке изображения наименее ярких звезд; еще большее время экспонирования приводит к вуалированию пластинки общим рассеянным светом неба. Таким методом было открыто колоссальное количество звезд, которые никогда не были и не могут быть обнаружены человеческим глазом. Их овет, который создает изображения на фотографической пластинке, мог начать свой путь более 10 миллионов лет назад.
Все больше и больше нового узнаем мы о составе этих звезд и о их движении, включая данные о существовании звезд, находящихся от нас на расстоянии до 1000 миллионов световых лет. Положение ближних к земле звезд может быть определено путем измерений параллакса, производимых с интервалом в шесть месяцев, за время которого земля смещается в пространстве на 299 миллионов километров, переходя по своей орбите из одного положения в другое, диаметрально противоположное, — получается своеобразная стереоскопическая фотография с гигантским базисом, из парных изображений которой можно произвести необходимые расчеты расстояний.
В добавление к регистрации положения звезд фотографические методы были приспособлены к измерениям их величин. Для определения звездной величины небесного тела диаметр его изображения на пластинке, снятой с определенной выдержкой, сравнивается с диаметром изображения небесного тела известной звездной величины, полученного на такой же пластинке при такой же выдержке. Размер изображения, который определяется рассеянием света в эмульсионном слое, является мерой относительных яркостей звезд.
Получение изображения звезды в виде спектра, осуществляемое при помощи призмы, позволяет получить важные дополнительные сведения. ^Спектрсфото-графическое определение химических элементов производится путем анализа спектральных линий, так же как и при обычном спектральном анализе в земных условиях. Каждый химический элемент при нагреве излучает свет характерного цвета, спектр которого не непрерывный, а состоит из большого количества линий. Каждая линия занимает определенный интервал длин волн; таким образом создается линейчатый спектр, характеризующий каждый элемент.
Для определения элементов, зарегистрированных спектром неизвестного тела, измеряются длины волн всех имеющихся линий; после этого производится сравнение измеренных величин с данными, известными для всех элементов. Так как обычно приходится сравнивать много линий, быстрее произвести сравнение неизвестного спектра со спектром смеси возможно присутствующих элементов, с выбором тех, которые в исследуемом спектре наличествуют или отсутствуют.
Спектральный анализ может применяться не только для определения состава звезд, но и для других целей. Характерные линейчатые спектры элементов при некоторых условиях имеют тенденцию к искажению, их линии смещаются в направлении к длинноволновому или коротковолновому концам спектра. Так, если небесное тело с большой скоростью удаляется от наблюдателя, то его свет кажется краснее, чем он должен быть. Смещение линий спектра звезды поэтому может служить показателем скорости ее движения, и фотография, таким образом, позволяет определять эту скорость. Другой пример смещения спектральных линий по сравнению с их расположением в спектре этих же химических элементов на земле относится к случаю, когда плотность звезды отклоняется от нормальной.

Добавить комментарий