Глава 1. Оборудование

Телескопы

С начала XVII века, когда Галилей направил на небо свой первый телескоп, астрономию трудно представить без этого основного "орудия производства".

Назначение телескопа - построить изображение небесного объекта, будь то Солнце, планета, комета или участок звездного неба. Самые главные характеристики телескопа- сколько света он собирает и в каком масштабе строит изображения небесных объектов. В грубом приближении количество собранного света зависит от диаметра, а масштаб - от длины телескопа. Но исторически сложилось так, что телескопы характеризуются в первую очередь тем, какой оптический элемент строит изображение - выпуклый преломляющий объектив или вогнутое отражающее зеркало. Телескопы первого типа называются рефракторами, а второго - рефлекторами. За четыре века телескопической астрономии было предложено и использовано много телескопов самых разнообразных конструкций, в том числе и смешанные системы, включающие оптические элементы как преломляющие, так и отражающие.

О конкретных системах телескопов, с которыми можно наблюдать Солнце, мы поговорим позднее. Сейчас на примере телескопа со стеклянным объективом рассмотрим, как строится им изображение Солнца. На рис. 1 схематически представлен объектив телескопа (О) диаметром D и с фокусным расстоянием F.

Рис. 1. Построение изображения Солнца объективом О, имеющим диаметр D и фокусное расстояние F

Все астрономические объекты включая Солнце находятся так далеко от Земли, что расходящийся пучок света от каждой точки небесного объекта на Земле воспринимается как параллельный пучок. Каждая точка видимой полусферы Солнца также посылает параллельный пучок на всю Землю. Так как угловой размер Солнца 32 минуты дуги, от двух точек, расположенных на противоположных концах диаметра Солнца (А и В на рис. 1), приходят два пучка параллельных лучей. Угол между этими пучками равен 32'. На рис. 1 части этих пучков, попадающие на объектив, обозначены АО и ВО. Объектив собирает в точку параллельный пучок на расстоянии F от объектива. Луч АО соберется в точку А', а луч ВО - в точку В'. В фокальной плоскости S на расстоянии F от объектива будет построено изображение всего Солнца.

Таким образом, объектив выполнил основную функцию телескопа - построил изображение небесного объекта. Но каковы размеры этого изображения, его яркость, резкость или качество? Все эти вопросы не безразличны для наблюдателя.

Размер изображения (L) зависит от фокусного расстояния объектива (F) и, конечно, от углового размера объекта (Δφ). Эти величины связаны простой формулой, если Δφ не слишком велико и выражено в радианах:

Мы уже говорили, что угловой диаметр Солнца 32'. В радиане 3438', поэтому размер Солнца в радианах

т. е. для Солнца

Это очень удобная формула. Приближенно ее можно записать так:

Таким образом, если Вы имеете объектив с фокусным расстоянием 1 метр, то он построит изображение Солнца размером 1 см.

Легко запомнить такое правило:

Фокусное расстояние телескопа в метрах равно диаметру изображения Солнца в сантиметрах.

Чем же определяется яркость изображения?

Поскольку свет от каждой точки Солнца попадает на всю освещенную часть Земли, ясно, что чем большего размера будет наш объектив, тем больше света мы соберем. Но яркость единицы площади изображения будет зависеть не только от размера объектива D, но и от размера изображения L, т. е. в конечном счете и от фокусного расстояния F:

Величина D/F называется относительным отверстием объектива. Иногда её называют светосилой объектива.

Еще одной важной характеристикой объектива является качество изображения, которое этот объектив может построить.

Начнем с того, что любой объектив, как бы хорошо и тщательно он ни был сделан, не может построить изображение точки в виде точки. Это, в лучшем случае, будет кружок того или иного размера, окруженный кольцами. Чем меньше будет такой кружок, тем лучше будет разрешающая сила телескопа. Теория дает следующее выражение для диаметра (r) кружка рассеяния, изображающего бесконечно удаленную точку в фокальной плоскости объектива, диаметр которого D:

(диаметром кружка рассеяния условились называть радиус первого дифракционного кольца). В этой формуле λ - длина световой волны, выраженная в тех же единицах, что и диаметр D. Для видимого света λ≈5*10^-4 мм.

Величина называется угловым разрешением объектива. Смысл ее заключается в том, что два точечных источника (две звезды или две точки на диске Солнца), угловое расстояние между которыми меньше объектив диаметра D не сможет построить в виде отдельных кружков; их изображения наложатся друг на друга.

В качестве примера рассмотрим разрешающую силу объектива диаметром 100 мм и с фокусным расстоянием 1 м.

Угловое разрешение такого объектива равно . В одном радиане 206265", поэтому α" =1,2". Это соотношение, хотя бы округленное, стоит запомнить:

Объектив, диаметр которого 100 мм, разрешает приблизительно 1 секунду дуги.

А если не забывать, что а обратно пропорциональна диаметру объектива, то для любого объектива можно сразу же назвать угловое разрешение, сравнив его диаметр со 100 миллиметрами. Так, самое большое в мире зеркало телескопа диаметром 6 м (6 м = 6000 мм) имеет угловое разрешение в 60 раз лучшее, чем объектив в 100 мм, т. е. 0,017" или, грубо, 0,02".

На самом деле, при астрономических наблюдениях почти никогда нельзя достичь разрешения объектива, полученного по приведенным здесь формулам. Этому мешают искажения, вносимые самой оптикой - аберрации объектива и влияние нашей земной атмосферы.

Вопрос об аберрациях мы не будем здесь рассматривать. Скажу только, что искажения изображения увеличиваются с расстоянием от оси объектива. Поэтому надо стараться, чтобы углы падения света на объектив были как можно меньше, т. е. луч должен падать на объектив вдоль его оси перпендикулярно к поверхности объектива.

Искажающее влияние атмосферы на качество изображения велико, и в основном оно определяет реальное разрешение получаемых изображений. Достичь разрешения в 1" очень трудно. Чаще оно 3"-5". Луч света от Солнца проходит через толстый слой земной атмосферы. На его пути встречаются объемы воздуха с разной температурой, плотностью и скоростями движения. Это своего рода воздушные линзы с разными коэффициентами преломления. Они приводят к дрожанию изображения, изменению его качества - детали изображения замываются или становятся менее контрастными. Самые большие искажения в изображения вносят колебания и потоки воздуха в приземном слое около телескопа. Иногда бывает достаточно поднять телескоп на 2-3 метра над землей, и качество изображения становится гораздо лучше. Надо внимательно следить, чтобы воздушные потоки от нагретых предметов на пути солнечных лучей возле телескопа были минимальны. Откатные будки, крыши с телескопа должны убираться на север. Детали с южной стороны и вокруг телескопа, освещаемые Солнцем, надо выкрасить белой краской.