Удивительная астрономия - Брашнов Дмитрий Геннадьевич. Страница 27

Окуляр (от латинского oculus – «глаз») представляет собой систему линз, которые переносят изображение в глаз наблюдателя. Астроном во время работы смотрит в окуляр, а объектив наводит на заранее намеченный участок неба.

Объективы различаются на визуальные и фотографические. Визуальные состоят из линз, которые собирают в основном желтые и зеленые лучи. Эти лучи лучше всех остальных воспринимаются человеческим глазом, поэтому задача визуального телескопа состоит в том, чтобы создать хорошо видимое изображение. Линзы фотографического объектива рассчитаны на сбор преимущественно синих и фиолетовых лучей, к которым чувствительна фотопластинка. Такой объектив позволяет получать качественные фотографии космических тел.

Принцип работы рефрактора

Визуальные объективы в настоящее время почти не используются, они устанавливаются главным образом на школьные и любительские телескопы. Рефракторы для профессиональной научной работы снабжены фотографическими объективами, чтобы ученые могли осуществлять фотосъемку звездного неба.

Важнейшим параметром объектива является его диаметр. Чем больше поперечник крупнейшей линзы объектива, тем больше света сможет уловить инструмент. Самый большой в мире рефрактор, построенный в 1897 году в Йеркской обсерватории (США), обладает объективом с диаметром 102 см.

По степени блеска небесные тела характеризуются так называемой видимой звездной величиной. Видимая звездная величина (или просто звездная величина) – это различимая глазом разница в яркости точечных светил на небе. Первым начал измерять блеск звезд древнегреческий астроном Гиппарх, живший во II веке до н. э.

Рефрактор Йеркской обсерватории

Гиппарх выделил для своего каталога шесть звездных величин. При этом блеск звезды первой величины (самой яркой) примерно в 2,5 раза ярче блеска звезды второй величины. А блеск звезды второй величины в 2,5 раза ярче блеска звезды третьей величины и т. д. Сегодня астрономы улучшили способ измерения видимых звездных величин, причем за точку отсчета принимается нулевая звездная величина, которая соответствует блеску таких ярких звезд, как Вега и Арктур.

Таблица 5

Блеск некоторых звезд, обладающих экзопланетами

Звездными величинами сегодня измеряется блеск не только звезд, но и всех остальных космических объектов, кажущихся светящимися точками. Таким образом, можно измерить даже блеск космических аппаратов. Сама по себе техника не светится, но она отражает солнечные лучи, отчего в бинокль или слабый телескоп кажется точкой-звездочкой. Например, Международная космическая станция (МКС) при наиболее ярком блеске видна невооруженным глазом как звездочка величины –4.

Знак «минус» означает, что перед нами источник света гораздо более яркий, чем Вега. Блеск более сильный, чем нулевая звездная величина, измеряется в отрицательных числах. Например, Юпитер при максимальном блеске достигает звездной величины –2,9. Вспышки сверхновых способны достигать звездной величины –6. Луна в полнолуние сияет как объект звездной величины –12,7. Ну а Солнце в погожий день достигает звездной величины –26,7.

Подсчитано, что космонавты перестанут различать в иллюминаторах наше Солнце, когда улетят на расстояние свыше 55 световых лет от Солнечной системы.

Это произойдет потому, что на большем расстоянии солнечный блеск окажется слабее шестой звездной величины, а менее яркие космические тела человек не видит невооруженным глазом. Лишь единицы очень зорких людей способны различать объекты, имеющие блеск в пределах 7,7 звездной величины. Это предел проникающей силы нашего глаза. Поэтому, например, Нептун (7,8) совершенно не виден для невооруженного глаза земного наблюдателя.

Что можно сказать о проникающей силе астрономических инструментов? Телескоп с диаметром объектива 80 мм позволяет увидеть объекты с блеском до 12,0 звездной величины. Объектив с поперечником 760 мм обеспечивает проникающую силу, достаточную для наблюдения объектов 16-й звездной величины. Крупнейшие рефракторы обладают объективами с диаметром свыше 2500 мм (два с половиной метра!). Их проникающей силы хватает для наблюдения тусклых объектов 19-й звездной величины.

Чтобы увидеть еще более тусклые объекты, астрономам приходится использовать орбитальные обсерватории или системы телескопов.

Разрешающая способность телескопа зависит не только от размеров объектива, но и от расстояния между объективом и окуляром. Если диаметр объектива велик, то и расстояние до окуляра тоже должно быть подобрано достаточно большим.

Схожие принципы лежат в основе построения и работы телескопов второго класса – рефлекторов, то есть, в переводе с латинского, «отражателей». Иначе их называют «зеркальными телескопами», поскольку такие инструменты вместо линз объектива оснащены большим вогнутым зеркалом для сбора света. Окуляр у рефлектора оснащен линзами и похож по устройству на окуляр рефрактора.

Принцип работы рефлектора

Рефлекторы получили сегодня более широкое распространение, чем рефракторы. Большинство обсерваторий мира оснащены зеркальными телескопами. Дело в том, что изготавливать гигантские линзы гораздо сложнее, чем гигантские зеркала, а значит, проникающая сила линзовых телескопов ограничена.

Крупнейшие рефлекторы оснащены зеркалами с диаметром 3–4 м. Самое большое цельное зеркало было отлито в нашей стране в 1971 году. Оно смонтировано на объективе Зеленчукского телескопа, о котором мы уже говорили. Диаметр этого зеркала составляет 6 метров, а масса равняется 42 тоннам. Когда зеркало было отлито из расплавленного стекла, его пришлось охлаждать в течение двух лет.

Чтобы получить крупное зеркало, его удобнее собрать из нескольких составных зеркал меньшего размера. Именно так сегодня конструируются объективы для большинства гигантских рефлекторов. Например, телескопы Кека, построенные в 1992–1996 годах на Гавайских островах, оснащены зеркалами диаметром 10 м каждое.

Одно время предполагалось построить 50-метровые составные зеркала для сверхгигантских рефлекторов, но сегодня к этим замыслам не возвращаются, поскольку астрономы предпочитают пользоваться оптическими интерферометрами. Интерферометром называется устройство в виде группы из нескольких телескопов, которые собирают излучение от одного и того же источника, но с разных позиций. Компьютер интерферометра объединяет информацию с разных телескопов и строит единое изображение, которое оказывается более четким и качественным, чем изображение с одного телескопа.

К примеру, «Очень большой телескоп» (Very Large Telescope – VLT) в Чили представляет собой четыре рефлектора, у каждого из которых зеркала имеют диаметр 8,2 м. Самый большой в мире интерферометр введен в действие в 1999 году в США при обсерватории Маунт-Вилсон. Устройство называется Центр астрономии большого углового разрешения (сокращенно – CHARA). Оно включает в себя пять телескопов, расположенных в радиусе 400 м.

Вплоть до конца XIX века астрономам приходилось вести наблюдения, полагаясь не столько на технику, сколько на самый главный инструмент любого наблюдателя – собственные глаза. Сам по себе глаз является естественным прибором высокой точности и чувствительности, но человек не умеет пользоваться своим зрением должным образом. Люди во время наблюдений устают, отвлекаются, допускают ошибки. И, кроме того, человек способен попросту забыть часть из того, что он увидел, особенно когда приходится охватывать взором участок неба с сотнями звезд.