مقدمه
در دهه ۱۸۸۰ امکان عکاسی از ستارگان با میدان دید باز امکان پذیر شد. این نتایج عکسهایی بود که گیل از دنباله دار ۱۸۸۲ در آفریقای جنوبی گرفته بود. همان طوری که قبلا ذکر شد عکسها به راحتی ستارگان کم نور را ثبت می‌کنند. گیل ۶۱۲ صفحه عکاسی را برای عکاسی از نیمکره جنوبی آسمان استفاده کرده بود، که هر یک از صفحات از نیمکره جنوبی آسمان استفاده کرده بود، که هر یک از صفحات ۵٫۵ درجه از آسمان را ثبت می‌کردند. “جی. سی. کاپتین” از رصدخانه لیدن در هلند به او در انجام محاسبات و پیاده سازی صفحات کمک کرد.
آنها در هر ساعت موقعیت ۴۰۰ – ۳۰۰ ستاره را تعیین می‌کردند. نتیجه آخر اطلسی به نام CPD بود، که مقدمه طرح Cduc شد. در سال ۱۸۸۶ گیل با “آدمیزالا ئی. کوچز” مدیر مکاتبه کرد. او پیشنهاد یک طرح همکاری بین رصدخانه‌های جهان را داد تا اطلسی از خلاصه موقعیت ستارگان و نقشه کل آسمان تهیه شود. در همین زمان “اتواسترو” از رصدخانه پالکو پیشنهاد مشابهی داد. در پاسخ به این طرحها آدمیرال دعوتنامه‌هایی برای برگزاری کنگره عکاسی نجومی در آوریل ۱۸۸۷، در پاریس فرستاد.
تهیه نقشه عکاسی از آسمان
۵۶ ستاره شناس از ۱۹کشور در اجلاس شرکت کردند و بعد از ۱۱ روز تصمیم گرفته شد که دو نقشه عکاسی از آسمان تهیه شود. او برای محاسبه مکان دقیق ستاره‌هایی تا قدر ۱ بود، که حاصل آن کاری به نام “کالتالوگ عکسهای نجومی” خوانده شد. دومی استفاده از صفحات عکاسی در نوردهیهای طولانی برای ثبت ستارگان تا قدر ۱۴ بود، که این کار به عنوان “جدول آسمان” منتشر می‌شد و به نام کارت دوسیل رسیدن به یک نتیجه یکنواخت قرار بر این شد که همه رصدخانه‌ها از تلسکوپهای مشابهی استفاده کنند.
برای این کار از یک تلسکوپ ۳۴۰ میلیمتری با فاصله کانونی ۳٫۴۳ متر و ۰٫۱۰ f استفاده کردند. نتیجه صفحات ۱۶۰×۱۶۰ میلیمتر بود که محدود ۲×۲ درجه از آسمان را می‌رساندند. یعنی هر میلیمتر یک برابر دقیقه قوسی بود. عکسها با شبکه‌ای از خطوط با حاصله ۵ میلیمتر چاپ شدند. برای اینکه محاسبات دقیقتر روی آنها انجام شود، آسمان به بخشهای کاملا برابر تقسیم شده بود و هر رصدخانه شرکت کننده ، یک بخش از آن دارا بودند.
تعداد صفحاتی که هر رصدخانه باید بکار می‌برد بین ۱۰۰۸ تا ۱۵۰۰ متغیر بود. تولید صفحات مورد نیاز برای کارت دوسیل وظیفه جدیدی را برای کارکنان رصدخانه‌های شرکت کننده در این طرح بوجود آورد. سرانجام کارت دوسیل در سال ۱۹۶۴ پس از ۷۰ سال به پایان رسید. در این میان بعضی از رصدخانه‌ها از دور خارج و بعضی دیگر جایگزین شدند.
تغییرات در امولسیونهای عکاسی ، تحولات از سال ۱۸۰۹
سرعت تحول در امولسیونهای عکاسی بعد از معرفی صفحه خشک کمتر شد. ماده انعطاف پذیری از نیترات سلولز و استات سلولز و بعدها از پلی استر ساخته شد و استفاده از فیلم آسانتر کرد. با تجاری شدن و تولید انبوه فیلم ، ثبات و قابلیت اعتماد مواد عکاسی بیشتر شد. تعداد عکاسان به دلیل کیفیت فیلم و مخفی دوربینهای ساده افزایش یافت.
فیلم حلقه‌ای در سال ۱۸۸۹ معرفی شد که حمل آن آسانتر از صفحات شیشه‌ای بود. ولی در ستاره شناسی به دلیل استحکام و پایداری همچنان از صفحات خشک استفاده می‌شد. از سال ۲۰۰۰ تمام تولیدات صفحات خشک متوقف شد. امولسیونهای رنگی در سال ۱۹۲۸ معرفی شدند، ولی در ستاره شناسی زیاد مورد استفاده قرار نگرفت. اوایل قرن بیستم، امولسیون فیلمهای پان کروماتیک بسیار متحول شد.
این موضوع باعث استفاده از طول موج فرو سرخ گردید و باعث دقت بیشتری در نورسنجی شد. سرعت امولسیونهای عکاسی به عوامل مختلف بستگی دارد. ولی با افزایش اندازه بلورهای نمک نقره حساسیت و دانه بندی تصویر نیز زباد می‌شد. فیلمهای جدید ، این موضوع را تا حدی رعایت کردند ولی مشکل هنوز باقی مانده و بالاخره متوجه شدند که اگر فیلم را در معرض نیتروژن و هیدروژن گرم شده قرار دهند، حساسیت بدون تغییر دانه بندی فیلم می‌شود.
نورسنجی عکاسی
نورسنجی عکاسی ، محاسبه قدر ستارگان با روشهای عکاسی است. این روش بسیار مشکل بود و خطاهای منظم زیادی را بوجود می‌آورد. ابتدا تصور می‌شد که با تولید بک غلظت تعریف شده از یک تصویر روی یک صفحه عکاسی ، قدر قابل محاسبه‌ای از نور تعیین شده روی امولسیون بیفتد. مثلا یک ثانیه با نسبت ۶/۵f. این قانون به نام “بونسون – روسکوو” (Bansen – Roscie) تعریف شد.
طبق این قانون سیاه شدن یک تصویر به مقدار نور بستگی دارد. بنابراین با کاهش در زمان دهی افزایش می‌یابد، این درست نبود. امولسیون عکاسی ، قانونی به نام “نقص دو جانبگی” را بوجود آورد. یعنی هنگامی که زمان نوردهی از یک ثانیه بیشتر می‌شود حاسیت به نور کاهش می‌یابد. بنابراین زمان نور دهی افزایش می‌یابد تا با قانون نقص دو جانبی تطبیق کند. پس از دو برابر کردن زمان نوردهی باعث دو برابر شدن چگالی تصویر نمی‌شد. برای مقاسیه قدر ، فیلم باید مانند چشم به تمام طول موجهای مرئی حساس باشد.
این درست همان چیزی است که فیلمهای رنگی جدید دارا هستند. فیلمهای اولیه مونوکروماتیک “(تک رنگ) به نور قرمز حساس نبودند، ولی به فرابنفش حساس بودند. به همین دلیل ستاره‌های سرخ روی عکس کم نورتر به نظر می‌رسیدند. این اثر را می‌توان با قراردادهای صافی رنگی و میانگین گیری نتایج از بین برد. فاصله کانونی برای رنگهای مختلف نور متفاوت بود و این مسأله باعث ایجاد مشکل در تنظیم دقیق تصویر می‌شد.
مشکلات تلسکوپها از نظر نور سنجی
تلسکوپهای شکستی اولیه ، مشکل زیادی برای تصحیح این مسأله داشتند و اجزایی از نور ستاره به درستی تنظیم نمی‌شد و عکسها بستگی زیادی به رنگ غالب ستاره هم داشت. هم چنین باعث تأثیر روی محاسبات در داده‌ها با رنگهای مختلف می‌شد. بعد از بوجود آمدن تلسکوپهای انعکاسی این مشکل هم رفع شد.
وضعیت جوی ساعت به ساعت تغییر می‌کرد و باعث کوچکی در اندازه تصویر ستاره‌ها می‌شد و باید هنگام محاسبه قدر به حساب می‌آمد. “ک. شوارتز شیلد” متوجه شد که شکست نور روی اندازه تصویر با تغییر مکان ستاره نسبت به محور اپتیکی تأثیر دارد.
بنابراین روی یک صفحه مشخص ، اندازه ستارگان با قدر یکسان در جاهای مختلف تصویر تغییر می‌کند. زمانی که کارت دوسیل فرمول بندی شد، هیچ روش مشخصی برای محاسبه قدر از روی صفحات عکاسی وجود نداشت. کمیته مشکل را به خود رصدخانه سپرد تا آن را حل کنند. روشهای متفاوتی بکار برده شد، که پر کاربردترین آنها ، روش اندازه گیری قطر ستاره از روی تصویر بود. سپس می‌توانستند قدر ستارگان را استاندارد کنند و تخمینهایی برای ستارگان کم نور را بزنند. فرمولهای زیادی برای این کار بوجود آمد که همین مشکل داشتند.
روشهای مختلف تعیین قدر ستارگان
بعضی از رصدخانه‌ها از روشهای آماری برای تعیین قدر استفاده کردند. “اچ. با خونریزن” از رصدخانه لیدن پیشنهاد کرد که تعداد ستارگان تا قدر ۱۱ در منطقه مشخص قابل پیشگویی است. شوارتز شیلد روی نور سنجی عکاسی تحقیق می‌کرد، تا نتایج آن را بهبود بخشید. او به این نتیجه رسید که اندازه تصویر ستاره به مقدار کافی برای محاسبه قدر آن قابل اعتماد نیست، و تصمیم گرفت که چگالی تصاویر خارج از کانون را محاسبه کند.
در سال ۱۹۰۱ او به گوتینگن رفت، تا از یک دوربین با دهانه ۴۵ میلیمتری و فاصله کانونی ۴۶۰ میلیمتری استفاده کند. این دوربین تصاویری با اندازه ۱۶۰×۲۱۰ میلیمتر به لنز می‌داد که ۲۰ درجه از میل و یک ساعت از بعد را پوشش می‌داد. او وسیله‌ای دیگر به نام Schralfiorkssette را به دوربین متصل کرد که نگهدارنده صفحه عکاسی بوده و آن را به صورت زیگزاگ (دندانه دار) حرکت می‌داد. این وسیله تصاویری مکعبی از ستارگان می‌ساخت (۰٫۲۵ میلیمتر) که برای تکمیل هر نوردهی ۳ دقیقه و ۴۵ ثانیه فرصت نیاز داشت. سپس چگالی تصویر حاصله با میکروفوتومتر هارتمن محاسبه می‌شد.
پیکرینگ در سال ۱۹۰۷ تصمیم گرفت که قدر رشته ستارگان عکاسی شده در قطب شمال سماوی را به عنوان قدر استاندارد مشخص کند. این رشته ستارگان شامل ۹ ستاره از قدر ۲۱ – ۴ بودند. زمانی که ستارگان با قدر نامعلوم روی صفحجه عکاسی ثبت می‌شدند، قطب شمال می‌توانست به عنوان مرجعی استاندارد استفاده شود. این کار در ۱۹۱۷ منتشر شد. ستاره شناسان در گرینویچ نیز روی نور سنجی تحقیق می‌کردند. چاپمن و ملوت با عکاسی در ۲۵ دقیقه قوسی اطراف قطب شمال سماوی قدر ۲۶۲ ستاره را محاسبه کردند. آنها شبکه سیمی جدا کننده در جلوی شیئی تلسکوپ شکستی ۲۶ اینچی قرار دادند.
نتایج آنها در سال ۱۹۱۵ انتشار یافت و “اف. سیرز” با استفاده از تلسکوپ شکستی ۶۰ اینچی در مونت ویلسون مقیاس یکنواخت قدر را پایه گذاری کرد. او روشهای مختلفی را بکار گرفت، بطور مثل قطر دهانه را برای ستاره‌های پر نور کاهش داد و از توریهای پراش با ضخامتهای متفاوت استفاده کرد. نتایجی که او بدست آورد بسیار دقیق بود و نشان می‌داد که استفاده از توریهای پراش ، حد خطا در ستارگان تاریکتر از قدر ۵ فقط ۰٫۰۰۲ تا ۰٫۰۳ است. مقادیری که او برای رشته قطب شمال بدست آورد، به عنوان استاندارد جهانی از سوی IAV در سال۱۹۹۲ پذیرفته شد.
استاندارد کردن نور سنجی عکاسی بسیار مشکل بود و تحقیقات بیش از ۳۰ سال به درازا کشیده بود تا به موفقیت رسید. روشهای محاسباتی دقیق کشف شدند و خطاهای ناشی از دستگاهها به حداقل رسیدند. این موارد برای تحقیقات آتی پایه محکمی شد.
منبع:زوم نیوز