Большая Советская Энциклопедия (АС)

  За исключением света солнечной короны и некоторых туманностей, поляризация света небесных объектов невелика и достигает немногих % или долей %. Поляризация света у газовых туманностей свидетельствует о нетепловой природе излучения (например, у Крабовидной туманности — это тормозное излучение релятивистских электронов), а у пылевых туманностей — о рассеянии света пылевыми частицами. У планет и Луны поляризация света отдельных образований позволяет делать заключения о природе поверхности и наличии в атмосфере планеты рассеивающих частиц. Поляризация света солнечной короны вызвана в основном рассеянием света Солнца на свободных электронах. Поляризация света звёзд возникает на пути распространения световых волн от звезды к наблюдателю как результат рассеяния света на несферических пылевых частицах, ориентированных межзвёздными магнитными полями Галактики, однородными в достаточно крупных масштабах. Магнитные поля на Солнце и звёздах также обнаруживают и измеряют поляриметрическим анализом спектральных линий на теоретической основе эффекта Зеемана. Поляризация света звёзд может возникать также в их обширных атмосферах и может быть переменна во времени.

  Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965; его же. Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.

  Д. Я. Мартынов.

Астроспектрограф

Астроспектро'граф, спектральный прибор для фотографирования спектров небесных светил. Устанавливается в фокусе телескопа так, чтобы действительное изображение звезды, планеты, туманности и т. п. попадало в его щель. Для получения спектра слабого астрономического источника требуются весьма длинные экспозиции (десятки минут и часы), в течение которых спектрографируемый объект меняет своё положение относительно горизонта; одновременно меняет своё положение и телескоп, направленный на этот источник. Во избежание смещения изображения со щели А. конструкция системы телескоп — А. должна быть предельно жёсткой. Кроме того, сам А. термостатируется, т. к. даже изменение температуры на 0,1°С может вызвать смещение спектральной линии, которое приводит к ошибке в лучевых скоростях до 5 км/сек.

  Дисперсия в звёздных А. обычно составляет от 100 до 10  и ограничивается конструктивными особенностями А., укрепляемых на телескопе. Большая дисперсия достигается в стационарном фокусе куде (см. Куде фокус): до 1  при наблюдениях ярких звёзд с помощью 3—5-метрового рефлектора. Для слабых объектов применяют дисперсии от 500 до 2000 , а в специальных случаях до 10 000 . Для таких объектов пользуются сверхсветосильными камерами с очень коротким фокусным расстоянием, чаще всего Шмидта телескопами. Для спектрографирования предельно слабых объектов А. устанавливают в первичном фокусе телескопа и даже отказываются от щели, на ограничивающих щёчках которой происходят потери света.

  Разновидностями А. являются бесщелевые и небулярные спектрографы и призменные камеры. В бесщелевых спектрографах спектрально-разложенные изображения получаются не только от объекта, находящегося на оптической оси, но и от других объектов. Сходным образом работает призменная камера: камеру, перед объективом которой установлена призма без питающей оптики, направляют на исследуемую область неба. В небулярном спектрографе отсутствует коллимационная линза: щель, поставленная далеко от призмы (дифракционной решётки), позволяет выделить свет от сравнительно малой области неба. В случае спектральных наблюдений Солнца, дающего огромные световые потоки, применяют стационарные длиннофокусные спектрографы с дисперсией от 0,1 . С успехом употребляют также эшелле, позволяющие при очень высоких порядках спектра и зеркальной оптике фотографировать большие области спектра с высокой дисперсией.

  Длины волн спектральных линий в А. определяются приспособлениями, позволяющими вводить в А. свет от лабораторного источника, спектральное разложение которого даёт спектр сравнения.

  Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 1, §8.

  Д. Я. Мартынов.

Астроспектроскопия