Encyclopédie En ligne

Recherchez plus de 40.000 articles de l'encyclopédie originale et classique Britannica, la 11ème édition.

PHOTOGRAPHIE, CÉLESTE

Encyclopédie En ligne
À l'origine apparaissant en volume V21, page 525 de l'encyclopédie 1911 Britannica.
» Faites une correction à cet article.
» Ajoutez l'information ou comments à cet article.
Spread the word: del.icio.us del.icio.us it!

See also:

PHOTOGRAPHIE, CÉLESTE . See also:Les conditions requises pour la photographie céleste mieux sont expliquées par une comparaison avec la photographie See also:ordinaire dans plusieurs See also:points essentiels. a. See also:Illumination.In prenant à un portrait la lumière artificielle est employé, étant jeté dessus au See also:visage du sitter directement ou par réflexion. Si See also:le See also:jour est mat une plus See also:longue See also:exposition est exigée, et la lumière artificielle peut être employée quand le jour échoue. En photographiant les étoiles il n'y a aucune question de les illuminer par la lumière artificielle; pour le searchlight le plus fort que nous pourrions jeter dans la direction See also:des See also:corps merveilleux n'aurait aucun effet sensible. La lumière utilisée est leur propre, et son feebleness le rend nécessaire de faire de longues expositions, la longueur augmentant pendant que nous essayons d'obtenir des images des objets plus faibles. L'invention du See also:plat sec, en permettant pour donner des expositions très longues; a causé une révolution dans la photographie céleste. Avec le plat humide, des expositions ont été limitées aux quelques minutes lesoù le film resterait humide; mais le plat sec peut rester dans le télescope pendant des See also:jours, des See also:semaines ou même des années au besoin. Sur l'approche du jour, le See also:chapeau est mis sur l'See also:appareil-photo, ou le plat enlevé dans la See also:salle foncée; mais quand la See also:nuit retourne le plat est remis dans le télescope, qui est exactement dirigé aux mêmes étoiles, le chapeau est enlevé, et l'exposition est reprise sans n'importe quelle See also:perte de l'interruption. b. Magnification.In nous prenant à un portrait pouvons obtenir une grande ou petite See also:taille en plaçant l'appareil-photo près du sitter ou loin loin.

Mais See also:

cette méthode n'est pas disponible pour les corps merveilleux, puisque nous ne pouvons pas raisonnablement les approcher. Pour magnifier une See also:image nous devons rallonger le centre de l'appareil-photo, directement ou indirectement. La méthode directe est de construire un See also:objectif ou un See also:miroir avec du See also:long See also:foyer; l'appareil-photo devient semblable dans la longueur à un télescope; et ressemble en effet à un télescope à d'autres égards, sauf que nous emportons l'oculaire et mettons dans un plat photographique à la See also:place. Si, cependant, nous avons déjà un objectif de foyer court que nous souhaitons utiliser, nous pouvons rallonger le foyer indirectement en utilisant une loupe secondaire, See also:celle est par la See also:mise dans un autre objectif près du centre du See also:premier. Dans l'un ou l'autre See also:cas les magnificationis profitables limités, non seulement par les imperfections de l'appareil See also:optique mais par des perturbations dans l'atmosphère. Les courants d'See also:air, en dehors ou à l'intérieur du télescope, See also:acte car les objectifs irréguliers de la See also:forme variable, et produisent de tels défauts dans l'image que nous ne gagnons rien en l'agrandissant au delà d'un See also:certain See also:point. De telles perturbations d'air ne préoccupent pas le photographe ordinaire du tout, ou à peine du tout: il est seulement concerné par quelques pieds d'air, tandis que le photographe céleste ne peut pas s'échapper de la nécessité de See also:regarder par beaucoup de See also:milles d'elle. c. Steadiness.In prenant à un portrait le photographe est seulement concerné pour fixer son appareil-photo fermement et pour induire son sitter pour rester toujours. Les corps merveilleux sont dans le See also:mouvement constant, bien que leurs vrais et apparents mouvements soient heureusement lisses, excepté des perturbations d'air mentionnées ci-dessus. Si, donc, il étaient possible de concevoir le rouage d'horloge parfaitement See also:doux, nous pourrions garder l'appareil-photo ou télescoper continuellement aigu à l'étoile ou aux étoiles priée. Mais l'exécution humaine n'a pas encore fait le rouage d'horloge de la force et de l'exactitude suffisantes pour maintenir un See also:grand télescope d'une manière satisfaisante aigu. Le rouage d'horloge qui avait été trouvé assez bon pour l'See also:usage avec les télescopes visuels s'est bientôt avéré tout à fait insatisfaisant pour la photographie.

La première méthode adoptée était de lier deux télescopes, un visuel et l'autre photographique, fermement ensemble; et en regardant par le visuel pour garder un certain See also:

objet solidement sur les crosswires en utilisant les See also:vis de mouvement See also:lent; en attendant l'autre télescope a été maintenu correctement dirigé pour prendre une photographie. Pendant qu'on le constatait parfois que des mouvements extrêmement bons ont été exigés, des arrangements électriques ont été conçus, par lequel l'observateur, sur appuyer sur simplement un See also:bouton, ait pu accélèrent ou retardent le See also:taux du rouage d'horloge par une quantité minutieuse, au See also:lieu de tourner réellement les vis à la See also:main. Et See also:temps à peu près identique l'idée a surgi de faire See also:ces corrections automatiquement. Cette correction automatique est basée sur le principe qu'un pendule librement l'See also:oscillation, qui n'a aucun travail à faire, maintiendra naturellement un temps bien meilleur que le rouage d'horloge qui doit conduire un télescope lourd; et si un tel pendule est donc arrangé pour envoyer à un See also:courant chaque seconde par certains électro-aimants, l'appareil peut être conçu pour détecter si le rouage d'horloge va correctement; et pour le corriger dans la bonne direction, si elle n'est pas. Un ou plusieurs de ces trois méthodes, qui peuvent s'appeler main-guidage, commande électrique, et commande électrique automatique, est employée en prenant toutes les photographies célestes. L'image photographique d'Image.The d'une étoile calorie le plat devrait être, théoriquement, simplement un point; mais dans la See also:pratique c'est une petite pièce rapportée du plat qui se développe dans la taille pendant que l'exposition est rallongée, alors qu'en même temps elle devient plus foncée au See also:milieu. Une See also:raison de ceci est que la lumière beaucoup de-est colorée, et quand nous essayons de la focaliser par un objectif, nous pouvons seulement obtenir très peu de See also:couleurs dans même le foyer approximatif; les autres couleurs ne sont pas apportées au foyer du tout, et forment les pièces rapportées concentriques d'une lumière plus faible du plat, qui augmentent dans la taille avec l'See also:erreur du foyer. Ainsi au mieux notre se focaliser est seulement un See also:compromis. Quand l'exposition est courte, ces couleurs qui le plus presque ont été apportées au foyer ont un effet, alors que la lumière faible des autres peut ne pas produire aucune impression sensible. Il est normal de choisir pour les couleurs pour être apporté le plus brusquement pour focaliser ceux qui sont les plus importants photographiquement, à savoir ceux à la See also:fin violette du spectre. Pendant que l'exposition procède la lumière faible des autres couleurs affecte le plat par See also:accumulation, et par conséquent l'image écarte, alors qu'en même temps la See also:partie centrale devient naturellement plus noire. Un télescope se reflétant apporte toutes les couleurs au même foyer; et il pourrait être évident, donc, que les images formées avec lui ne s'étendront pas de cette façon.

Il y a, cependant, une autre cause de la See also:

propagation sans compter que See also:cela dû à la See also:couleur; ni le télescope se reflétant ni l'objectif ne peut focaliser toute la lumière reçue par eux pour plus d'une étoile particulière. Il est théoriquement possible simplement de construire un miroir qui focaliserait toute la lumière d'une étoile vue dans la direction de son See also:axe; mais la lumière d'une autre étoile vue dans une direction légèrement différente ne serait pas vraiment focalisée depuis directement nous laissent l'axe, quelques pièces du miroir ont un foyer légèrement différent d'autres pièces; et si l'image produite est magnifiée, on le See also:voit pour avoir une forme comme cela d'un visage du plat. Le point N est d'importance fondamentale dans, See also:cerf-volant. Pendant que l'exposition est prolongée le See also:petit See also:chiffre cerf--formé augmente graduellement dans la taille du point vers la tête, et ce défaut est plus plus nous nous écartons du centre du plat est plus prononcé loin. Le résultat est, parlant généralement, que les images près du centre d'un plat peuvent être See also:assez See also:petites et circulaires, mais à une certaine distance du centre elles deviennent tordues et grandes. C'est un problème pratique de grande importance pour avoir cette distance aussi grande comme possible, de sorte que le See also:champ de la bonne définition puisse être grand. Estimant en termes de distance angulaire du centre du champ, le télescope se reflétant a un bon champ de pas davantage qu'40'; un télescope avec un objectif composé (le réfracteur ordinaire) un champ environ de 1°, alors que si deux objectifs composés sont employés (de même que le cas dans la photographie de portrait) le champ peuvent être très considérablement prolongés, 1o° ou 150 ayant été avec succès couverts. C'est naturellement un See also:avantage très grand du l'"doublet" au-dessus d'autres formes de télescope, un avantage qui tout récemment a été entièrement réalisé. Mais il y a un inconvénient compensateur; pour nous obtenir à un grand champ devons utilisation d'eitlter un grand plat, qui est exposé à plier ou avoir une See also:courbure permanente; ou si nous utilisons un petit plat l'image sera sur une petite échelle, de sorte que nous perdions l'exactitude d'une autre manière. Des diagrammes d'étoile peuvent être faits ainsi par la photographie avec n'importe quelle See also:combinaison désirée de ces avantages. Le See also:cap Durchmusterung photographique est un aperçu photographique de l'hémisphère méridional à l'aide de 250 plats chaque bâche 5° x 5° pris à l'See also:observatoire royal, cap de bon See also:espoir; les plats étant après mesurés à Groningue en Hollande par See also:professeur J. C. Kapteyn qui a enregistré les endroits à Oa'1 et à O''1.

Un degré d'exactitude beaucoup plus élevé est visé dans l'See also:

arrangement See also:international pour une See also:carte du See also:ciel entier entrepris conjointement par See also:dix-huit observatoires en 1887. Les plats sont seulement 20 X 2°, et chacun des dix-huit observatoires doit prendre environ 600 pour couvrir sa See also:zone du ciel une fois, 1200 pour le couvrir deux fois. Des expositions de 6 See also:mn, de 3 mn, et de 20 sec sont données, le télescope étant dirigé dans une direction légèrement différente pour chaque exposition; de sorte que chaque étoile environ à la 9ème grandeur See also:montre 3 images, et étoiles à la 11ème ou 12ème exposition 2 de grandeur; ce qui a l'avantage fortuit de distinguer des étoiles des poussière-points. Un reseau des See also:lignes a exactement régné aux distances de 5 millimètres de distant dans deux directions perpendiculairement est impressionné sur le plat par la lumière artificielle et développé avec les images d'étoile; et au See also:moyen de ces lignes de référence les endroits de toutes les étoiles montrées avec 3 mn d'exposition sont mesurés avec une erreur probable ce qui, par une résolution du comité de direction, ne doit pas excéder l'o•ò ". Un arrangement additionnel pour une série de diagrammes agrandis des plats semblables avec une exposition beaucoup plus longue a prouvé trop coûteux, et seulement quelques observatoires l'ont essayé. En attendant professeur E. C. See also:Pickering de Harvard, en utilisant les objectifs de doublet qui couvrent un champ beaucoup plus grand immédiatement, a photographié le ciel entier plusieurs fois. Les plats n'ont pas été mesurés, et pas de toute façon résultats de See also:rendement tout à fait de la même exactitude que ceux de l'arrangement international; mais étant systématiquement stocké à l'observatoire de Harvard ils forment une bibliothèque de valeur inestimable de référence, dont l'See also:histoire des objets remarquables peut être lue vers l'arrière quand une fois l'See also:attention est appelée sur eux. Ainsi l'histoire de l'See also:eros en forme d'étoile, découverte en 1898, a été tracée de nouveau à 1894 de ces plats; de See also:nouvelles étoiles ont été trouvées des plats pris précédent à la période de la découverte, et de l'époque de leur flambage vers le haut récupérée dans des See also:limites étroites; et l'histoire de beaucoup d'étoiles variables s'est considérablement prolongée. La valeur de cette collection de photographies augmentera solidement avec du temps et la croissance. L'étoile spectroscopique Charts.By plaçant un See also:prisme de See also:verre devant le verre d'objet d'un télescope la lumière de chaque étoile peut être prolongée dans un spectre: et un See also:diagramme peut être ainsi See also:apparence obtenue non seulement les positions relatives, mais le caractère de la lumière des étoiles. Cette méthode a été employée avec le grand effet à Harvard: et à partir de l'inspection des plats beaucoup de découvertes ont été faites, notamment ceux de plusieurs novas. La géométrie de l'See also:cOs de l'étoile Chart.Let dans la figure soit le verre d'objet avec lequel la photographie est prise, et a laissé son centre optique être C.

Phoenix-squares

Let See also:

PL soit le plat, et la perpendiculaire de l'aspiration CN à la géométrie de sur- du diagramme et d'elle d'étoile est normale de l'appeler le centre de plat; mais elle doit être soigneusement distinguée de deux autres points qui devraient théoriquement, mais ne peut pas dans la pratique, coïncider avec elle. Le premier est le centre du plat matériel, comme placé en position dans le télescope. Dans la figure NL est plus grand exprès dessiné que le PN, et ce centre matériel serait à la droite point de N. The du deuxième est que là où l'axe optique du verre d'objet (CG. dans la figure) See also:coupe le plat. Le verre d'objet est dessiné avec une inclinaison exagérée de sorte que le CG. See also:tombe à la droite de CN. à l'See also:ajustement bloqué, le verre d'objet devrait "être ajusté sur" au See also:tube par une opération familière, de sorte que le tube soit parallèle au CG.: et alors le plat devrait être placé normal au tube et donc au CG.. Ceci est fait en observant des images reflétées, combinées avec la rotation du plat dans son See also:avion. Le champ de la volonté en verre d'objet en général soit courbé: de sorte que les points du meilleur foyer pour différentes étoiles se trouvent sur une See also:surface telle que l'cAgb (exprès exagéré). Les meilleurs résultats pratiques pour le foyer seront ainsi obtenus par compromis, plaçant le plat de sorte que quelques étoiles, comme A, soient focalisées au delà du plat, et d'autres, comme B, plus près le verre d'objet: foyer exact étant seulement possible à un See also:anneau See also:particulier du plat. La volonté de l'étoile A soit représentée ainsi par une petite pièce rapportée de la lumière, pq du plat, qui se développera dans la taille comme au-dessus d'expliqué. Quand nous mesurons la position de son image nous choisissons le centre comme mieux nous pouvons: et dans la pratique il est important que le point choisi devrait être qui là où la ligne CA tracée de l'étoile au centre optique coupe le plat. Si ceci peut être fait, alors le diagramme représente la See also:projection géométrique des cieux du point C dessus à l'avion PL. Les étoiles sont habituellement conçues comme se trouvant sur la sphère céleste, avec un See also:rayon et un centre arbitraires à l'observateur, qui est dans ce cas-ci le verre d'objet: décrivant une telle sphère avec C comme le centre et le CN comme rayon, les lignes bCB et aCA projettent la surface sphérique dessus à un avion de tangente au point N, que nous appelons le centre de plat.

Si nous dirigeons le télescope à une partie différente du ciel, nous choisissons un avion différent de tangente sur lequel au projet. C'est une propriété fondamentale des projections qu'une See also:

ligne droite projette dans une ligne droite; et dans l'exemple nous pouvons ajouter que chaque ligne droite correspond à un grand See also:cercle sur la sphère céleste. Par conséquent si nous mesurons n'importe quel rectiligne coordonne (x, y) d'une série d'étoiles d'un plat, et coordonne (X, Y) des mêmes étoiles d'un autre plat, et (x, y) sont reliés par une relation linéaire, doit ainsi (X, Y) soit. Cette propriété mène immédiatement aux équations, X = (ax+by+c)/(i kxly), Y = (dx+ey+f)/(1-kxly), (i) les numérateurs étant toutes les fonctions linéaires de (x, y) mais les dénominateurs étant la même fonction linéaire. Quand x = o, y=o, puis X=c et Y=f, qui est ainsi coordonne d'origine de (xy) du plat (XY). La coordination d'origine de (XY) du plat (xy) peut être montrée pour être (k, 1) si des unités appropriées de la longueur soient choisies. Pendant qu'un cas particulier coordonne le x=cot S cos a, le péché y=tan de I que un (2) représente le rectangulaire coordonne d'une étoile du RA et de la déclinaison a et I, projetée sur l'avion de tangente au pôle du See also:nord. Si la même étoile soit projetée sur l'avion de tangente au point (A, D), alors son rectangulaire coordonne (1;, n) sera = le péché q sec (qD), n = tan (qD) de tan (aa), où tan I q=tan sec (aa), (3) l'axe de n étant orienté sur le See also:poteau. Il peut aisément vérifier que (f, n) peut être exprimé en termes de (x, y) par des relations de la forme (i). Coordonne (t, n) ont été appelés "See also:norme coordonne et représente des positions d'étoile sur un plat idéal exempt des effets de la réfraction et de l'See also:aberration. Pour des plats d'un champ pas trop grand, la réfraction et l'aberration différentielles sont si petites que leur produit par des places de coordonne peut être négligé, et les positions réelles d'étoile (x, y) sont reliés à (&See also:amp;gt;;, n) par des relations linéaires. La linéarité de ces relations n'est pas évidemment troublée par le choix d'origine des haches et d'See also:orientation; dans ce que les effets du cortège et de la mutation pour n'importe quelle époque peuvent être inclus.

Par conséquent obtenir la norme coordonne (, n) de n'importe quel objet d'un plat il est seulement nécessaire de savoir la position du centre de plat (le point N dans fig. I) et les six constantes dans les relations t=Ax+By+C, n=Dx+Ey+F, (4) où (x, y) sont rectiligne coordonne s'est rapporté à toutes les haches. Les constantes peuvent théoriquement être déterminées quand il y a trois étoiles du plat pour lequel f, n sont connus: mais dans la pratique il vaut mieux d'employer autant d'étoiles "connues" comme possible. Ces équations sont bien adaptées à la See also:

solution par See also:dispositif des moindres carrés ou n'importe quel équivalent. La photographie de Nebulae et de Clusters.Some des succès les plus tôt et les plus saisissants dans la photographie céleste étaient les images des nebulae. DR A. A. Common (1841-19o3), F.r.s., d'See also:Ealing, a mené la manière en 1883 avec une photo réussie du grand nebula dans See also:Orion, prise avec un miroir See also:concave de 3 See also:pi par Calver. DR See also:Isaac See also:Roberts (1829-1904) était le premier pour montrer la vraie structure du grand nebula dans See also:Andromeda, par une photographie également prise avec un réflecteur. Dans l'atmosphère claire de l'observatoire de lèchement en Californie, de petits nebulae ont été photographiés dans de grands See also:nombres par professeur J. E. Keeler (1857-1900): et on lui a montré quel grand pourcentage étaient en See also:spirale See also:sous la forme.

Prof. See also:

G. W. Ritchey, à l'observatoire de Yerkes, a continué ces succès avec un réflecteur 2-ft., et construit un 5-ft., pour être érigé sur le millitorr Wilson (calorie.); mais il a également prouvé que les photos des faisceaux sont meilleures prises avec un télescope de long foyer, tel que le grand réfracteur de Yerkes; et par ailleurs que ce télescope, bien que destiné au travail visuel, peut être adapté à la photographie en utilisant un "écran de couleur" juste devant le plat, qui tamise hors des rayons non apportés au foyer. Photographie du Moon.G. W. Ritchey a utilisé le même dispositif d'un écran de couleur pour la See also:lune, et obtenu encore meilleures des images que ceux obtenus à Paris, qui étaient précédemment les meilleurs. Les positions d'un grand nombre de cratères et d'autres points ont été mesurées par DR J. H. G. See also:Franz et S. A.

Saunder sur des photographies, et une See also:

nouvelle époque en See also:topographie lunaire a été de ce fait créée. La photographie des succès saisissants de Planets.Some ont été obtenues à l'observatoire de See also:Lowell, Flagstaff, Arizona: en réduisant l'See also:ouverture du l'objet-verre certaines des inscriptions sensibles, appelé des canaux, sur la planète See also:Mars ont été photographiées; mais même ceux-ci n'approchent pas ce qui peut être vu par l'See also:oeil. La photographie des images merveilleuses de Comets.Some ont été obtenues des comètes par professeur E. E. See also:Barnard et d'autres. Ici, comme dans le cas des nebulae, la photographie est supérieure à l'oeil en détectant la luminosité faible, et des détails sensibles de la structure de queue ont été photographiés qui pourrait ne jamais être vue. Dans plusieurs images que les queues ont un See also:aspect de l'éclatement violent, et si des images successives peuvent être obtenues à de telles fois nous peut apprendre quelque chose de la nature de telles perturbations. La lumière See also:solaire de Photography.The du See also:soleil est si intense que la difficulté en See also:chef doive obtenir un short assez d'exposition. Une fois avec succès pris, photographies de l'exposition extérieure les taches bien connues et le chinage de la surface. L'image tombe raisonnablement au loin dans l'intensité vers le See also:membre, dû à l'absorption de la lumière par l'atmosphère solaire; et les faculae See also:lumineux (qui sont ainsi impliqués pour se trouver au-dessus de la See also:couche absorbante principale) sont vus près du membre. Mais une immense avance dans la photographie solaire a été faite environ il y a des douzaine ans par l'invention du See also:spectroheliograph, qui est un See also:instrument pour photographier à la lumière d'un coloursay très défini une ligne See also:simple d'hydrogène. Les aspects faculous peuvent être photographiés avec le ce instrument partout le See also:disque du soleil, au lieu de simplement près du membre.

L'aspect présenté change énormément avec la ligne choisie, ou (dans le cas des "lignes" larges dans le spectre, tel que les lignes de H et de K) avec la partie particulière de la même ligne choisie.

End of Article: PHOTOGRAPHIE, CÉLESTE

L'information et commentaires additionnels

Il n'y a aucun commentaire pourtant pour cet article.
Svp lien directement à cet article:
Accentuez le code ci-dessous, le bon déclic, et choisissez la "copie." Collez-alors la dans votre website, email, ou tout autre HTML.
Situez le contenu, les images, et le copyright de disposition © 2006 - Produisez net les industries, copie de worldwide.
Do pas, téléchargement, transfert, ou repliez autrement le contenu d'emplacement dans entier ou dans part.

Links aux articles et au Home Page sont toujours encouragés.

[back]
PHOTOGRAPHIE (polarisation, lumière, et ypa W de g... 		[next]
PHOTOMÉTRIE (de gr. (Pews, xarrbs, lumière, µerp...

Emplacement © 2006 - Net Industries