Шпаргалки ао "Астрономии"

 

Чтобы следить  за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать его

только  вокруг полярной оси в направлении  роста часового угла, так как склонение

светила остается неизменным. Этот поворот  осуществляется автоматически часовым

механизмом. Известно несколько типов экваториальной монтировки. Телескопы

умеренного  диаметра (до 50-100 см) часто устанавливаются  на “немецкой”

монтировке (рис. 95), в которой полярная ось  и ось склонения образуют

параллактическую  головку, опирающуюся на колонну. На оси склонения, по одну

сторону от колонны, располагается труба, а  по другую - уравновешивающий ее груз,

противовес. “Английская” монтировка (рис. 96) отличается от немецкой тем, что

полярная  ось опирается концами на две  колонны, северную и южную, что придает  ей

дополнительную  устойчивость. Иногда в английской монтировке полярную ось

заменяют  четырехугольной рамой, так что  труба оказывается внутри рамы (рис. 97,

а). Подобная конструкция не позволяет направить  инструмент на полярную область

неба. Если северный (верхний) подшипник полярной оси сделать в форме подковы

(рис. 97,6), то такого ограничения не будет.  Наконец, можно вообще убрать

северную  колонну и подшипник. Тогда получится “американская” монтировка или

“вилка” (рис. 98 и 99).

 

Часовой механизм не всегда действует вполне точно, и при получении фотографий с

длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится следить

за правильностью  наведения телескопа и время  от времени его подправлять. Этот

процесс называется лидированием. Гидирование  осуществляется с помощью гида -

небольшого  вспомогательного телескопа, установленного на общей монтировке с

главным телескопом.

Электронные вычислительные машины позволяют осуществлять точное слежение за

небесным  светилом и при вертикально-азимутальной установке путем плавного

поворота  вокруг обеих осей. Первым в мире крупным оптическим телескопом на

вертикально-азимутальной установке является советский шестиметровый  рефлектор

(рис. 100).

 

Для многих задач, связанных с исследованием  Солнца, необходимо иметь очень

большой масштаб изображения, т.е. большое  фокусное расстояние. Поэтому

телескопы, предназначенные для исследования Солнца, часто делают неподвижными. В

этом  случае свет направляется в оптическую систему телескопа специальной

установкой, называемой целостатом (рис. 101). Целостат представляет собой

систему из плоских зеркал (обычно двух), которая  отражает пучок световых лучей,

идущих  от небесного светила всегда в  заданном неизменном направлении, несмотря

на суточное вращение неба. Для этого одно из зеркал целостата медленно

поворачивается  вокруг полярной оси (лежащей в плоскости  зеркала) со скоростью

одного  оборота за 48 часов в направлении  суточного вращения неба. Луч света  от

неподвижного  светила при этом поворачивался  бы со скоростью, в два раза большей

(поскольку  угол отражения равен углу  падения), т.е. одного оборота за 24 часа.

Так как  светило само движется с той же скоростью, то поворот компенсируется, и

луч отражается в неизменном направлении.

Существуют  два основных типа больших солнечных  телескопов - вертикальный, или

башенный, и горизонтальный. В башенном телескопе  целостат посылает луч

вертикально вниз, и оптическая система, строящая изображение Солнца,

располагается по вертикали. Спектральная и другая анализирующая аппаратура

находится в лабораторном помещении у основания  башни. В горизонтальном телескопе

целостат  посылает луч в горизонтальном направлении, в котором располагаются все

оптические  элементы системы. В конструктивном отношении горизонтальный телескоп

намного удобнее. Однако атмосферные возмущения в приземном слое сильнее влияют

на качество изображения горизонтального телескопа, чем башенного.

Самую внешнюю  и разреженную часть солнечной  атмосферы - корону, - долгое время

удавалось наблюдать только в редкие моменты  полных солнечных затмений. Яркость

короны  в 106 раз меньше яркости солнечного диска. В обычных условиях рассеяние

солнечного  света в земной атмосфере и  телескопе создает вокруг Солнца ореол, на

фоне  которого корону различить невозможно.

Во время  полной фазы солнечного затмения Луна закрывает солнечный диск, и тогда

на потемневшем  небе вокруг темного диска Луны вспыхивает жемчужное сияние

солнечной короны. Многие астрономы и оптики пытались построить специальные

телескопы, в которые можно было бы увидеть  корону вне затмения. Впервые это

удалось известному французскому астрофизику  Лио, который использовал рефрактор  с

однолинзовым  объективом. Такая система обеспечивает минимум рассеянного света в

телескопе. Чтобы уменьшить атмосферное  рассеяние, Лио установил свой прибор (он

назвал  его внезатменным коронографом) на горе. И, наконец, внутри телескопа он

поместил “искусственную Луну”, которая  закрывала от наблюдателя изображение

солнечного  диска. С этими предосторожностями солнечную корону можно было

наблюдать визуально и фотографировать  в лучах ее наиболее ярких эмиссионных

линий. В настоящее время построенные  по той же идее внезатменные коронографы

имеются во многих странах, и наблюдения короны входят в регулярную программу

Службы  Солнца. В отличие от солнечных  телескопов общего назначения, внезатменный

коронограф  устанавливается на обычной экваториальной установке, так как

целостатное зеркало давало бы слишком много  рассеянного света.

Естественно поставить вопрос: чем ограничивается качество изображения светил в

телескопе? С первого взгляда кажется, что  чем больше увеличение (или, в

фотографическом телескопе, масштаб), тем больше деталей  можно различить на

дисках  планет, видеть более тесные пары двойных  звезд и т.д. На самом деле это

не так. Здесь имеется принципиальное

 

ограничение, связанное с явлением дифракции - огибания световыми волнами краев

объектива. Даже идеальный объектив из-за дифракции  не может построить

изображение точечного объекта в виде точки. Вместо точки получается круглое

пятнышко  с системой дифракционных колец  вокруг, интенсивность которых убывает  с

удалением от центра изображения (рис. 102). Угловой диаметр центрального пятна

      (8.6)

 

где l  - длина волны и D - диаметр телескопа. Если l  = 0,55 мк (зеленый свет) и

D =100 см, то d  = 0,55×10-6 радиан = 0",1. Очевидно, две точки (например, две

находящиеся рядом звезды) можно различить  только в том случае, если расстояние

между ними больше d .  Этот минимальный угол d   называется теоретическим

угловым разрешением телескопа. Практически  угловое разрешение больших телескопов

ограничивается  другим фактором - атмосферным дрожанием.

Дрожание  вызывается оптической неоднородностью  и неспокойствием атмосферы.

Отдельные небольшие массы воздуха движутся друг относительно друга, давление в

них колеблется, в результате чего коэффициент преломления  в разных точках

атмосферы на пути луча неодинаков. Луч, проходя  атмосферу, преломляется и

отклоняется, причем величина и направление этого  отклонения меняются со

временем. Минимальный размер неоднородностей  в атмосфере составляет около 10 см

и поэтому  изображение звезды размывается, если диаметр телескопа существенно

больше 10 см. Если диаметр телескопа меньше, то изображение колеблется как

целое. Изображение звезды, размытое атмосферным  дрожанием, называется диском

дрожания. Диаметр диска дрожания зависит  от местных природных условий

(“астроклимат”), а также от размера и конструкции  телескопа и башни.

Космические тела излучают электромагнитную энергию  в очень широком диапазоне

частот - от гамма-лучей до самых длинных  радиоволн (см. § 102). Радиоизлучение

от космических  объектов принимается специальными установками, называемыми

радиотелескопами, которые состоят из антенны и  очень чувствительного приемника.

В настоящее  время космическое радиоизлучение исследуется в длинах волн от одного

миллиметра  до нескольких десятков метров. Антенны  радиотелескопов, принимающих

миллиметровые, сантиметровые, дециметровые и метровые волны, чаще всего

представляют  собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных

астрономических рефлекторов. В фокусе параболоида  устанавливается облучатель -

устройство, собирающее радиоизлучение, которое  направляется на него зеркалом.

Облучатель  передает принятую энергию на вход приемника, и, после усиления и

детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего

электроизмерительного прибора.

Радиоастрономические  зеркала не требуют такой точности изготовления, как

оптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданной

параболической  формы не должно превышать, как уже  упоминалось, l  /8, а длины

волн l ,  в радиодиапазоне намного больше, чем в оптическом. Например, для  волны

l  = 10 см достаточно иметь точность  зеркала около 1 см. Более того, зеркало

радиотелескопа  можно делать не сплошным, например, натянуть металлическую сетку

на каркас, придающий ей приблизительно параболоидальную форму. Наконец

радиотелескоп можно сделать неподвижным, если заменить поворот зеркала смещением

облучателя (в пределах до 10-20°). Благодаря этим особенностям радиотелескопы

могут намного  превосходить по размерам оптические телескопы.

Самая большая  в мире “полнопрофильная” (т.е. представляющая собой единое

сплошное  зеркало) радиоастрономическая антенна  имеет диаметр 300 м. Она

находится на обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико и установлена в естественном

углублении (кратер потухшего вулкана), которому придали форму параболоида,

закрепили бетоном и на бетон нанесли  металлическое покрытие (рис. 103). Конечно,

неподвижная антенна, направленная в зенит, не позволяет  принимать радиоизлучения

из любой  точки небесной сферы, но благодаря  суточному вращению Земли и

возможности смещать облучатель значительная часть  неба оказывается доступной

наблюдениям.

Радиоастрономические  зеркала меньших размеров устанавливают  на

вертикально-азимутальной или экваториальной монтировке. Самая  большая антенна

такого  типа (диаметр 100 м, рис. 104) находится  в Федеративной Республике

Германии (Бонн). Подобные гигантские антенны  не могут, однако, работать на

миллиметровых волнах, так как сделаны недостаточно точно (при диаметре в

несколько десятков метров выдержать параболическую форму с точностью, например,

до нескольких десятых долей миллиметра, - задача очень трудная). Среди

высокоточных  инструментов, пригодных для работы на самых коротких волнах, к

числу наилучших  принадлежат два советских 22-метровых радиотелескопа (один в

Физическом  институте им. П.Н. Лебедева, другой - в Крымской астрофизической

обсерватории).

Радиотелескопы  очень большого размера могут  быть построены из большого

количества  отдельных зеркал, фокусирующих принимаемое  излучение на один

облучатель. Примером является радиотелескоп РАТАН-600 (расшифровывается как