Фотография в астрономии

Применение фотографии в астрономии имело громадное значение благодаря её многочисленным преимуществам перед визуальными наблюдениями.

В 1839 г. французский изобретатель Луи Жак Мандё Дагёр (1787- 1851) придумал способ получения скрытого изображения на металлической пластинке из йодистого серебра, которое он проявлял затем парами ртути. Появились первые портреты людей (дагеротипы). Директор Парижской обсерватории Доминик Франсуа Араго (1786-1853) в своём докладе Французской академии наук 19 августа 1839 г. указал на обширные перспективы применения фотографии в науке, в частности в астрономии. Уже в 1840 г. были получены первые дагеротипы Солнца и Луны, затем звёзд, солнечной короны, спектра Солнца.

Большим недостатком дагеротипов была невозможность их тиражирования. Дагеротип получался в одном экземпляре, и, чтобы получить другой, надо было снимать вторично. В 1851 г. англичанин Ф. Скотт-Арчер придумал мокрый коллоидный способ, когда пластинки незадолго до употребления заливались слоем коллоида, содержащим йодистое серебро. Последнее и служило светочувствительным материалом.

Первые же эксперименты по фотографированию небесных тел этим способом показали значительное преимущество мокрого коллоидного способа перед дагеротипным. Время экспозиций сократились более чем в 100 раз, изображения содержали многочисленные детали.

Самых больших успехов в применении мокрого коллоидного способа достиг английский астроном-любитель Варрён Деларю (1815- 1889). Будучи владельцем бумажной фабрики, он на свои средства построил обсерваторию близ Лондона и хороший телескоп, с которым и проводил фотографирование. По его предложению Британская астрономическая ассоциация построила в Кью специальную обсерваторию и прибор для фотографирования Солнца - фотогелиограф.

В 1850 г. Уильям и Джордж Бонды, отец и сын, впервые сделали фотографию звезды (Веги). В 1872 г. Генри Дрэпером была получена её первая спектрограмма, на которой были видны линии поглощения. Фотография всё больше проникала в практику астрономических исследований. В 1891 г. с её помощью была открыта первая малая планета. Это была 323 Бруция. Постепенно совершенствовалась техника фотографирования, улучшались фотоматериалы. Для фотографирования стали доступны жёлтая, красная и инфракрасная области спектра.

Ещё в древности астрономы подразделяли звёзды по блеску на шесть классов - звёздных величин. Эта величина не имеет никакого отношения к размерам звезды, она характеризует только количество света. В 1857 г. английский астроном Норман Роберт Погсон (1829-1891) предложил употребляемую и поныне шкалу звёздных величин, в которой разности в одну звёздную величину соответствует отношение блеска, составляющее 2,512 раза. Число это выбрано для удобства, потому что 2,5125 = 100. Разности в 5 звёздных величин соответствует отношение блеска ровно в 100 раз, а для разности, например, в 15 величин оно равно 1 млн. Начались точные определения блеска звёзд. Для этого применялись специальные приборы - фотометры. Благодаря этим методам стали возможными точные наблюдения изменений блеска переменных звёзд.

Наблюдательная астрофизика бурно развивалась и в XX в. Но в этом веке её впервые начала опережать астрофизика теоретическая, охватившая единым взором всю Вселенную.