Возможности оптических телескопов

26

В апрельском номере нашго журнала была опубликована статья В. Е. Белонучкина и С. М. Козела «Оптический телефон». В ней рассказывалось об устройстве телефона, о принципе его действия, говорилось об основных оптических характеристиках этого прибора. В публикуемой ниже статьи рассказывается о возможности оптических телефонов, о том, какие небесные тела можно наблюдать в современные телефоны и какие недоступны для наблюдания с их помощью. Чтобы лучше понять эту статью, читатель нужно предварительно познакомиться со статьей «Оптический телефон».

Бурный рост астрономических открытей за последние десятилетия во многом обусловлен современным телефоном и техническим накладением. Где находится границы возможного для современных оптических телефонов? Какие небесные тела можно на пределе наблюдать в самых большие современные телефоны и какие недоступны для них?

Прежде чем ответить на поставленные вопросы, выясним предельные возможности невооруженного человекаского глаза при наблюдании небесных тел и затем рассмотрим, до каких пределов расширяют эти возможности современные оптические телефоны.

Из широкого спектра электромагнитных волн, которые излучаются небесными телами, человекай глаз воспринимает сравнительно узкую полосу частот — от красных до филотовых лучей: $v_{кр} = 4,0 \cdot 10^{14} \text{ eU}, v_{\phi} = 7,7 \cdot 10^{14} \text{ eU}$, что соответствует длиам волн $\lambda_{кр} = 7600 \text{ Å}, \lambda_{\phi} = 3900 \text{ Å}$ (этот промежуток длин волн и назы-вают видимой частью спектра электромагнитных волн).

Все остальные виды электромагнитных излучений небесных тел: радиоволлы различных диапазонов, инфракрасные, ультрафилолетовые,RENTеновские и gamma-лучи — человекай глаз не воспринимает.

При интегисовном движом свете человекай глаз наблюдают к излучению с длиной волны $\lambda = 5550 \text{ Å}$ (зеленая область спектра). При очень слабом освещении, в том числе при наблюдании слабых небесных тел, максимумчевствительности глаза смещается в сторону более коротких волн ($\lambda = 5130 \text{ Å}$).

Определя границы, в пределах возможных небесных тел невооруженным глазом, астрономы обличаются на шкалу звездных величины.

Еще в древности Гиппарх разбил все видимые звезды на 6 звездных величины (разумеется, это были звезды, видимые невооруженным глазом). Наиболее звезды он отнес к звездам 1-й звездной величины, а наиболее слабые — к звездам 6-й величины.

27

Для уточнения шкалы звездных величин в прошлом вке приняли считать, что звезды 6-й величины по сравнению со звездами 1-й величины (разность в 5 звездных величин) дают освещенность в 100 раз меньше. Таким образом, в основу шкалы звездных величин было положено число $\sqrt[5]{100} = 2,512$. Это значит, что звезда 1-й величины посылает к нам световой поток в 2,512 раза больше, чем звезда 2-й величины, и в $2,512^2 = 6,31$ раза больше, чем звезда 3-й величины, и т. д.

Следовательно, относение освещенности $E_1$ и $E_2$ от двух звезд, одна из которых имеет звездную величину $m_1$, а второй $m_2$, определяется следующей формулой:

$$\frac{E_1}{E_2} = 2,512^{m_2-m_1}.$$

Человеческий глаз при продолжительной адптации в особенно темные ночки и при хорошей проразности атмосферы способен видеть звезды 8-й звездной величины. Это — порог зрительных ошушений среднего человека глаз в физических единицах. Обытами установлено, что от нахождения в зените звезды 1-й величины на поверхности в $1 m^2$, перpendикулярную лучам, падает световой поток $0,85 \cdot 10^{-6}$ люмена ($\lambda m$).

Нетрудно расчитать, что в глаз с диаметром зрачка 6 мм от звезды 8-й звездной величины попадает световой поток

$$F = \frac{3,14 \cdot 0,003^2 \cdot 0,85 \cdot 10^{-6}}{2,512^7} \approx 3,8 \cdot 10^{-14} (\lambda m).$$

Оценим теперь, сколько квантам, попадающим в зрачок за 1 сек, соответствует этот пороговый поток. Будем считать, что поток состоит из лучей с длиной волны $\lambda = 5130$ Å ($v = 5,85 \cdot 10^{14} e\mu$), по отношению к которой глаз максимально чувствует при наблюдении очень слабых звезд. Обытами установлено, что светому потоку в 1 лм, образованному таким излучением, соответствует поток энергии в 0,00058 вм.

Следовательно, в зрачок глаз с диаметром 6 мм от звезды 8-й звездной величины попадает поток энергию

$$W = 3,8 \cdot 10^{-14} \cdot 0,00058 \approx 2,2 \cdot 10^{-17} (\lambda m).$$

Один квант излучения с частотой $v = 5,85 \cdot 10^{14} e\mu$ несет энергию

$$\varepsilon = hv = 6,62 \cdot 10^{-34} \cdot 5,85 \cdot 10^{14} = 3,87 \cdot 10^{-19} (\partial x).$$

Следовательно, за одну секунд от звезды 8-й величины в глаз попадает

$$N = \frac{2,2 \cdot 10^{-17}}{3,87 \cdot 10^{-19}} \approx 60 (\text{кваантов}).$$

Сразу же отметим, что на полученные результаты следует смотрить только как на оценочные, так как свет от звезд не является монохроматическим — это он не состоит из квантов одной части, а диаметры зрачков и чувствительность глаз у людей не одинаковы.

Применение биноклей и телесопов значительно расширяет возможность человека зрачка. С их помощью становятся видными многие слабые звезды. Большое того, оказывается, что некоторые из этих «слабых» звезд на самом деле представляют собой системы, состоящие из двух, трех, а то и большого числа звезд (такие системы принято называть «кратными звездами»). При наблюдении с телесопом световой поток, перехватываемый объективом, тем больше, чем больше диаметр объекта. Величина диаметра объекта определяет оптическую мощь или проницающую силу телесопа. Под этим терминами понятно звездные величины предельно слабых звезд, которые удается наблюдаются с данным телесопом.

Если не принять во внимание потери света в оптическей и неокоторые другие тонкости, то оптическую мощь телесопа при наблюдении звезд можно подсчитать при ближайшего наdo лишь определить, во

28

Рис. 1.

сколько раз площадь объекта больше площади экрана человекаского глаза, и результат выразить в звездных величины. Так, школьный телефон с диаметром объекта 60 мм по сравнению с глазом (диаметр экрана 6 мм) перехватывает в 100 раз больше световые потоки, что соответствует разнице в освещенности, которые дают звезды, отличноцесса на 5 звездных величины. Поэтому, если неооруженный глаз видит, например, звезды 6-й величины, то в телефон становятся заметными звезды до 6+5=11 звездной величины.

На рисунке 1 приведена шкала звездных величины с указанием звездных величины некоторых небесных объектов. Из рисунка видно, насколько расширяются возможности наблюдения при использовании телефонов.

В астрономической обсерватории, расположенной возле станции Зеленчукская Ставропольского края, сейчас заканчивается монтаж самого большого в мире телефона-рефлектора с диаметром зеркала в 6 м (рис. 2). Этот телефон позволяет визуально наблюдать звезды, послелающие к нам в $\left(\frac{6000}{6}\right)^2 = 10^6$ раз (15 звездных величины) меньше света, чем видимые неооруженным глазом звезды 6-й величины, то есть увидеть звезды 6+15=21-й величины.

Однако 21-я звездная величина — это не предел для проницающей силы шестиметрового телефона. Применяя специальные фотоэмульсины, можно будет с этим телефоном фотографировать при экспозициях в несколько часов звезды на 2—3 величины более

30

Рис. 5. Мицар и Алькор при наблюлении их невооруженным глазом, в бинокль и в телесекол. Стрелка указывает направление на северный полос мира ($P_N$).

величину $R = \frac{1}{\psi}$, где $\psi$ — минимальное угловое расстояние между двумя наблюдаемыми объектами, при котором они с помощью данного объектава еще различны отделно, то есть разрешены. Глаз как оптический прибор также характеризуется разрешающей способностью. Многочисленные опытами установлено, что минимальное угловое расстояние между двумя объектами, при котором они еще различаются глазом, составляет 1—2 угловых минуты. При наблюлении слабых звезд величина предельного угла увеличивается в несколько раз. Так, обладая нормальным временем, можно заметить, что возле Мицара — средней звезды вручке ковша Большой Медведицы — находится слабая звездочка Аль-

кор *) (рис. 5). Установить же двойственность звезды в Лиры (рис. 6) невооружным глазом не удается. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором составляет $11'48''$, а между компонентами $\varepsilon_1$ и $\varepsilon_2$ Лиры — $3'28''$. Применение телесеколов значительное расширяет возможность обнаружения кратных звезд.

Угловые размеры диффрационных картины в целом небольшие; чтобы их увидеть, необходимо применять окуляры, дающие такие увеличения, при которых угловые размеры деталей обозреваемых картины были бы больше угла резрешения человекаческого глаза.

Так, телесекоп с идеальным объективом диаметром 6 см позволяет получить диффрационную картину с угловым размером радиуса центрального диска $\alpha = 14:6 = 2,3''$. Чтобы глаз мог видеть этот радиус под углом $3' = 180''$, необходимо применять окуляр, дающий увеличение $180'':2,3'' \approx 80$ раз. С повышением увеличения телесекопа растут видные угловые размеры диффрационных изображений звезд, но одновременно с этим уменьшаются ярости самих диффрационных картины, причем у слабых звезд hastолько, что исчезают колыца — не хватает световой энергии для разражения сетчатки глаза на увеличенной площади.

Обыт показывает, что для звезд одинакового блеска неразличность насупает при угловом расстоянии между центрами компонентов двойной звезды, равном

$$\psi_0 = 0,85\alpha = \frac{12''}{D(cm)}.$$

Следовательно, угол $\psi_0$ характеризует разрешающую способность хорошего телесекопа.

Когда фактическая разрешающая способность телесекопа, определяющая по двойным звездам, не достигает величины $\frac{1}{\psi_0}$, это может произойти

*) В переводе с арабского «Мицар» ознакомлен «Конь», «Алькор» — «Всадник».

31

Рис. 6. $\varepsilon_1$ и $\varepsilon_2$ Лиры при наблюдении невооруженных глазом, в бинокль и в телесоп.

по двум причины: от дефектов оптики и неспокоявия atmosферы.

В настоящее время конструкром и инженерам обычно удается расчитывать и создавать телесопы, оптика которых позволяет достичь границ разрешения согласно формуле (2), однako большие телесопы на практике не могут давать таких разрешений — мешает неспокоявние atmosферы. Состояние atmosферы считается хорошим, если с помощью большого телесопа удается достичь разрешения в $1''$. И только в отдельные кратковременные промежутки при исключительно хорошем состоянии atmosферы разрешаются звездные пары с угловыми расстояниями между компонентами до $0,4''$.

Если сравнить последние данные с теоретической разрешющей способностью шестиметрового telescopа ($\psi_0 = 0,02''$), то хорошо заметно, насоклько atmosфера даже при хорошем состоянии портит изображения: без нее при рассматривании небесных светил, имеющих заметные угловые размеры, можно было бы различать в 20—50 раз более мелкие детали. Если при этом учеть, что истинные угловые размеры отделных звезд большие угла разрешения 6-метрового telescopа (например, угловой диаметр Миры Кита — 0,056’’, Бетельгейз — 0,047’’, Антареса — 0,040’’), то при отсутствии atmosферы можно было бы надеться увидеть, наконец-то, дискчиками звезд, пусты они были бы только в два-три раза большие диффакционных дисков. Но все-tаки это были бы истинные диски звезд (хотя и с наложением диффакционной картины), а не только порождения волновой природы звездного света, прохождение через отверстие telescopа.

При отсутствии atmosферы становится возможным повысить проницающую силу telescopов и, кроме того, проводить с их помощью наблюдания в ультрафилотовых и инфракрасных лучах. Поэтому actрономы мечтают о выносе telescopов за пределы земной atmosферы.

По современным представлениям будущее успеха actрономи во многом связаны с созданием actрономических обсерватории на искусственных спутников Земли и на лишеной atmosферы Луне.

Упражнения

1. Определите практические угловое увеличение telescopа следующими темами способами: a) сравнивая угловые размеры обежды, наблюдаемых невооружным глазом и в telescopе; b) установив отношение фокусных размерий обежды и окуляра; b) определив отношение диаметра обежды и выходного диаметра зрача.

2. Удается ли вам с находящимся в вашем распоряжении telescopом наблюдать кратность звезд, изображенных на рисунках 4 и 5?

Наблюдаете ли вы диффакционные картины звезд? Что вы можете сказать на основе этих наблюданий о качестве оптики использования telescopа и о состоянии atmosферы?