Книга -

Фотографическая фотометрия нашла здесь еще более широкое применение, чем визуальная, поскольку за ограниченное время она позволяла собрать богатый наблюдательный материал, особенно в связи с большими работами по составлению «Carte dn Ciel».

На фотографическом негативе звездного неба размер черных точек изменялся в зависимости от яркости звезды. Около 1890 г. многие астрономы (Шарлье, Шейнер и др.) выводили эмпирические формулы для определения звездной величины на основании измерения диаметров звездных изображений. Оказалось, что плохие объективы, где около звезды собирается много ложного света, давали лучший результат (из-за большего диаметра), чем хорошие. Однако блеск звезд выводился отсюда все же с небольшой точностью (из-за размытости краев звездных дисков).

Значительное улучшение и усовершенствование, но существу настоящее обновление основ фотографической фотометрии, произошло в 1899 г., когда Шварцшильд (в уже упоминавшемся исследовании) ввел в употребление экстрафокальные снимки звезд. Благодаря тому, что пластинка помещалась немного не в фокусе, все звезды выходили в виде довольно больших дисков, различавшихся по «почернению», т. е. плотности слоя осевшего серебра. Теперь различия в почернении поверхностей можно было измерить значительно точнее, чем разность диаметров на фокальных снимках (рис. 63).

Когда Шварцшильд впервые применил этот метод, ему пришлось оценивать почернения еще и ряда следующих друг за другом изображений сравнения. Однако в том же самом году Гартман из Геттингена сконструировал свой (вошедший впоследствии во всеобщее употребление) «микрофотометр» для измерения иочернепий посредством уравнивания изображений при помощи клина из темного стекла.

Для получения абсолютной фотометрической шкалы на каждой пластинке Герцшпрунг в 1910 г. стал помещать перед объективом грубую решетку. Благодаря этому по сторонам каждого звездного диска появлялись два дифракционных диска такого же размера, по ослабленные в вычисленном отношении относительно главного изображения. Благодаря этому вспомогательному средству стала возможна точная фотометрия. С тех пор на многих обсерваториях по такому способу стали выводить точные кривые блеска цефеид. Красные долгопериодические переменные звезды с большой