Шпаргалки ао "Астрономии"

  Телескопы

 

После того как в 1609 г. Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности

астрономических наблюдений возросли в очень сильной  степени. Этот год явился

началом новой эры в науке - эры телескопической  астрономии. Телескоп Галилея по

нынешним  понятиям был несовершенным, однако современникам казался чудом  из

чудес. Каждый, заглянув в него, мог убедиться, что Луна - это сложный мир, во

многом  подобный земному, что вокруг Юпитера  обращается четыре маленьких

спутника, так же как Луна вокруг Земли, и  т.д. Все это будило мысль, заставляло

задумываться  о сложности Вселенной, ее материальности, о множественности

обитаемых миров. Изобретение телескопа вместе с системой Коперника сыграло

немалую роль в ниспровержении религиозной  идеологии средневековья.

Изобретение телескопа, как и большинство  великих открытий, не было случайным,

оно было подготовлено всем предыдущим ходом  развития науки и техники. В XVI в.

мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые  линзы, а отсюда был один

шаг до телескопа и микроскопа.

Телескоп  имеет три основных назначения:

1) собирать  излучение от небесных светил  на приемное устройство (глаз,

фотографическую пластинку, спектрограф и др.);

2) строить  в своей фокальной плоскости  изображение объекта или определенного

участка неба;

3) помочь  различать объекты, расположенные  на близком угловом расстоянии  друг от

друга и  поэтому неразличимые невооруженным  глазом.

Основной  оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет и

строит  изображение объекта или участка  неба. Объектив соединяется с приемным

устройством трубой (тубусом). Механическая конструкция, несущая трубу и

обеспечивающая  ее наведение на небо, называется монтировкой. Если приемником

света является глаз (при визуальных наблюдениях), то обязательно необходим

окуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом. При

фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях  окуляр не нужен.

Фотографическая пластинка, входная диафрагма электрофотометра, щель спектрографа

и т.д. устанавливаются  непосредственно в фокальной  плоскости телескопа.

Телескоп  с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим

телескопом. Так как световые лучи различных  длин волн преломляются по-разному,

то одиночная  линза дает окрашенное изображение. Это явление называется

хроматической аберрацией. Хроматическая аберрация  в значительной мере устранена

в объективах, составленных из двух линз, изготовленных  из стекол с разными

коэффициентами  преломления (ахроматический объектив, или ахромат).

Законы  отражения не зависят от длины  волны и естественно возникла мысль заменить

линзовый  объектив вогнутым сферическим зеркалом (рис. 92). Такой телескоп

называется  рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор

(диаметром  всего лишь в 3 см и длиной  в 15 см) был построен Ньютоном  в 1671 г.

 

Сферическое зеркало не собирает параллельного  пучка лучей в точку; оно дает в

фокусе  несколько размытое пятнышко. Это  искажение называется сферической

аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида  вращения, то сферическая

аберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид вдоль

его оси, собирается в фокусе практически  без искажений, если не считать

неизбежного размытия из-за дифракции (см. ниже). Поэтому  современные рефлекторы

имеют зеркала  параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы.

До конца  XIX в. основной целью телескопических наблюдений было изучение видимых

положений небесных светил. Важную роль играли также  наблюдения комет и деталей

на планетных  дисках. Все эти наблюдения производились  визуально, и рефрактор с

двухлинзовым  объективом полностью удовлетворял потребности астрономов.

В конце  XIX и особенно в XX в. характер астрономической науки претерпел

органические  изменения. Центр тяжести исследований переместился в область

астрофизики и звездной астрономии. Основным предметом  исследования стали

физические  характеристики Солнца, планет, звезд, звездных систем. Появились

новые приемники  излучения - фотографическая пластинка  и фотоэлемент. Стала

широко  применяться спектроскопия. В результате изменились и требования к

телескопам.

Для астрофизических  исследований желательно, чтобы оптика телескопа не

накладывала никаких ограничений на доступный  диапазон длин волн: земная

атмосфера и так ограничивает его слишком  сильно. Между тем стекло, из которого

делаются  линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение.

Фотографические эмульсии и фотоэлементы чувствительны  в более широкой области

спектра, чем глаз, и поэтому хроматическая  аберрация при работе с этими

приемниками сказывается сильнее.

Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому же

большое зеркало рефлектора изготовить значительно  легче, чем двухлинзовый

ахромат: надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны l ,

 или  0,07 микрона для визуальных лучей)  одну поверхность вместо четырех,  и при

этом  не предъявляется особых требований к однородности стекла. Все это  привело к

тому, что  рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В астрометрических

работах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, что

рефлекторы  очень чувствительны к малым  случайным поворотам зеркала: так  как угол

падения равен углу отражения, то поворот  зеркала на некоторый угол b  смещает

изображение на угол 2b . Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздо

меньшее смещение. А так как в астрометрии  надо измерять положения светил с

максимальной  точностью, то выбор был сделан в  пользу рефракторов.

Как уже  сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень

четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать

идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси

появляются  искажения (внеосевые аберрации). Поэтому  рефлектор с одним только

параболическим  зеркалом не позволяет фотографировать  больших участков неба

размером, скажем, 5° ´ 5°, а это необходимо для исследования звездных скоплений,

галактик  и галактических туманностей. Поэтому  для наблюдений, требующих большого

поля  зрения, стали строить комбинированные  зеркально-линзовые телескопы, в

которых аберрации зеркала исправляются тонкой линзой, часто увиолевой (сорт

стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи).

Зеркала рефлекторов в прошлом (XVIII-XIX вв.) делали металлическими из

специального  зеркального сплава, однако впоследствии по технологическим причинам

оптики  перешли на стеклянные зеркала, которые  после оптической обработки

покрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой  коэффициент отражения (чаще

всего алюминий).

Основными характеристиками телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F

объектива. Чем больше диаметр, тем больший  световой поток F собирает телескоп:

      (8.1)

 

где Е - освещенность объектива и S - его площадь. Другой существенной

характеристикой является относительное отверстие

      (8.2)

 

Как нетрудно убедиться, освещенность в фокальной  плоскости, создаваемая

протяженным объектом,

      (8.3)

 

Поэтому при фотографировании слабых протяженных  объектов (туманностей, комет)

существенно иметь большое относительное  отверстие. Однако с увеличением

относительного  отверстия быстро возрастают внеосевые  аберрации. Чем больше

относительное отверстие, тем труднее их устранять. Поэтому относительное

отверстие рефлекторов обычно не превышает 1:3. Зеркально-линзовые системы и

сложные объективы могут обеспечить в  некоторых случаях относительное  отверстие

1:1 и  более.

Для визуального  телескопа важной характеристикой  является увеличение, равное

отношению фокусных расстояний объектива и  окуляра:

Если  невооруженным глазом можно различить  две звезды с угловым расстоянием  не

менее 2', то телескоп уменьшает этот предел в n раз (далее мы увидим, что это

улучшение не является, однако, безграничным).

 

При фотографировании представляет интерес масштаб изображения  в фокальной

плоскости. Он может быть выражен в угловых  единицах, приходящихся на 1 мм. Чтобы

найти масштаб  изображения, нужно знать линейное расстояние l между двумя точками

изображения с взаимным угловым расстоянием  a

      (8.4)

 

где F - фокусное расстояние объектива. Вывод этой формулы ясен из рис. 93.

При малых  углах a

l = Fa ,

если  a в радианах, и

 

если  a  в градусах. Тогда масштаб изображения

      (8.5)

 

и если F выражено в мм, то l тоже будет в мм. Масштаб m ,  в зависимости от

единицы измерения a ,  получится в градусах на мм (°/мм), в минутах дуги на мм

('/мм) или  секундах. дуги на мм ("/мм).

 

Так, угловой  диаметр Солнца и Луны равен приблизительно 0°,5. При фокусном

расстоянии  телескопа F = 1000 мм. диаметр изображения Солнца и Луны в его

фокальной плоскости составляет около 10 мм  и, следовательно,

Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе

параболического зеркала, называется рефлектором с  прямым фокусом. Часто

используются  более сложные системы рефлекторов; например, с помощью

дополнительного плоского зеркала, установленного перед  фокусом, можно вывести

фокус в  бок за пределы трубы (ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклым

предфокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в

отверстие, просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус), и

т.д. Некоторые  из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рис. 94.

Они удобнее  для присоединения приемных устройств  к телескопу, но из-за

дополнительных  отражений дают большие потери света.

Сложной технической задачей является наведение  телескопа на объект и слежение за

ним. Современные  обсерватории оснащены телескопами  диаметром от нескольких

десятков  сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор  в

настоящее время действует в Советском  Союзе. Он имеет диаметр 6 м и установлен

на высоте 2070 м (гора Пастухова, вблизи станицы  Зеленчукской на Северном

Кавказе). Следующий по размерам рефлектор  имеет диаметр 5 м и находится  в США

(обсерватория  Маунт Паломар).

Монтировка  телескопа всегда имеет две взаимно  перпендикулярных оси, поворот

вокруг  которых позволяет навести его  в любую область неба. В монтировке,

называемой  вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая

лежит в  горизонтальной плоскости. На ней монтируются  небольшие переносные

телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной

монтировке, одна из осей которой направлена в  полюс мира (полярная ось), а

другая  лежит в плоскости небесного  экватора (ось склонения). Телескоп на

экваториальной  монтировке называется экваториалом.