ГЛАВА 1.  ПРИБОРЫ ДЛЯ СПЕКТРАЛЬНОЙ КЛАССИФИКАЦИИ.

 

 

Для спектральной классификации звёзд применялись как обычные, щелевые, так и бесщелевые спектрографы. В обычном спектрографе свет проходит последовательно входную щель, коллиматор, диспергирующий элемент (призма или решётка) и камеру. В фокусе камеры строится изображение щели, растянутое диспергирующим элементом в полосу спектра. Поэтому качество спектра (дисперсия, спектральное разрешение) определяется только конструкцией самого спектрографа, в частности, шириной его щели. Простейшая схема сочетания щелевого спектрографа с телескопом дана на рис.1.1.

 

 

Изображение звезды в фокусе телескопа совмещено со щелью, которая пропускает в спектрограф только часть собранного телескопом света. Щелевой спектрограф обеспечивает высокое и стабильное качество спектров ценой потери некоторого количества света. Он не может одновременно давать спектры нескольких объектов. Такие спектрографы постоянно используются при решении разнообразных задач астрофизики и звёздной астрономии, требующих спектральной классификации ограниченного числа звёзд.

 

Для массовой спектроскопии звёзд используют бесщелевые спектрографы с предобъективной призмой (рис.1.2).

 

 

Они экономят свет, но спектральное разрешение зависит от углового размера звёздного изображения, определяемого состоянием земной атмосферы. Фотографируя через призму участок неба, можно получить на одном снимке спектры многих звёзд. Если во время экспонирования фотопластинки телескоп строго компенсирует вращение Земли, спектры оказываются ниточными. Чтобы снизить влияние шумов фотоэмульсии и сделать визуальную оценку спектров удобной и надёжной, их изображения расширяют поперёк дисперсии. Обычно для этого поворотом призмы направляют дисперсию по склонению, а ведение телескопа по часовому углу слегка расстраивают. В результате изображения спектров оказываются прямоугольными, и, как  в щелевых спектрах становятся заметными линии.

 

Комбинация телескопа умеренного размера, но с большим полем зрения, и объективной призмы с малым преломляющим углом весьма эффективна для массовой спектральной классификации. Она широко применялась с конца XIX века. Типичным примером является 70-см менисковый телескоп Абастуманской обсерватории с 8–градусной призмой: один снимок содержит спектры нескольких сотен звёзд до 12^m со средней дисперсией 160 Å/мм.

 

Возможности метода ограничены размером телескопа и наложением изображений спектров друг на друга. Первое из ограничений можно снять, заменив предобъективную призму на бесщелевой спектрограф в фокусе телескопа (схема рис.1.2 без щели). При этом конечно уменьшается поле зрения и число одновременно регистрируемых спектров, но прибор остаётся мультиобъектным. Одновременно устраняется и наложение спектров: в фокальной плоскости телескопа устанавливается маска с отверстиями, пропускающими свет только от нужных объектов. Отверстия достаточно велики, чтобы пропускать практически весь свет. К ним можно подсоединить стекловолоконные световоды, вытянув их концы в одну прямую линию, которая будет служить длинной входной щелью спектрографа. Тогда все спектры полностью разместятся один под другим, что особенно важно при использовании матрицы ПЗС. Такие устройства (их называют «медузами») реализованы на ряде крупнейших телескопов, в том числе и на 6–метровом телескопе Специальной астрофизической обсерватории.