По свойству нашего глаза мы можем довольно точно определить только равенство яркости двух звезд, которые имеют одинаковый цвет. Мы можем также судить о том, какие звезды находятся на границе видимости. Соответственно этому, методы визуальной фотометрии заключаются или в том, что при помощи некоторых инструментальных средств яркость звезды ослабляется в определенное число раз, пока звезда не достигнет предела видимости, причем по степени сделанного ослабления судят о том, какова была первоначальная яркость. Или в том, что рассматривают две звезды одновременно, но одну из них ослабляют в определенном отношении, пока оба изображения не сделаются одинаково яркими.
Если вы прилежный ученик и следите за своими предметами для учебы, обязательно посетите интернет магазин канцтоваров Nosorog.net.uaб где вы найдете все необходимое для всех предметов.
Второй способ можно заменить сравнением звезд с одной и той же искусственной звездочкой, получаемой от электрической лампочки, яркость которой можно по желанию уменьшать или увеличивать.
Эти методы по идее очень просты, но их практическое применение потребовало многих усилий.
Наиболее простой способ изменения яркости изображения звезды заключается в употреблении диафрагм перед объективом. Чем большая часть объектива открыта, тем больше света попадает в глаз, тем звезда кажется ярче. Изменяя отверстие диафрагмы так, чтобы наблюдаемые звезды ослаблялись почти до полного исчезновения, можно заключить, что яркости всех таких звезд обратно пропорциональны площадям этих отверстий. На этом основано устройство первого фотометра Бугера (1730 год), В. Гершеля и других фотометристов.
Гораздо проще и точнее пользоваться для той же цели фотометрическим клином, поставленным перед окуляром телескопа. Фотометрический клин представляет собой пластинку из темного стекла, потемнение которой непрерывно увеличивается от одного конца клина к другому. Рассматриваем звезду через клин и передвигаем его, пока звезда не сделается невидимой. Отсчет, сделанный на оправе клина, будет характеризовать яркость звезды и позволит найти отношение ее к яркости других звезд, наблюдаемых таким же образом.
На этих элементарных принципах было основано устройство многих фотометров 19 века.
Более современные инструменты были предложены Целльнером в Германии и Е. Пиккерингом в Америке. Принцип фотометра Целльнера, получившего весьма широкое распространение, заключается в том, что в инструменте при помощи отражения света от маленькой электрической лампочки образуется изображение искусственной звездочки, видимой в поле зрения фотометра среди настоящих звезд. Яркость такой искусственной звездочки можно менять в определенном диапазоне. Достаточно последовательно придать этой звездочке яркость, одинаковую с другими звездами, чтобы по отсчетам фотометра определить отношение яркости всех этих звезд.
Сам Целльнер для изменения яркости искусственной звезды пользовался двумя призмами Николя; в фотометре Паркхёрста, основанном на том же принципе, на пути света от лампочки ставится фотометрический клин. Изменение яркости искусственной звезды производится передвижением клина.
