Cơ hội của kính thiên văn quang học

26

Một bài báo của V. E. Belonuchkin và S. M. Kozel “Điện thoại quang” đã được đăng trên tạp chí của chúng tôi số tháng 4. Nó mô tả cấu trúc của điện thoại, nguyên lý hoạt động và nói về các đặc tính quang học chính của thiết bị này. Bài báo được xuất bản dưới đây nói về khả năng của điện thoại quang, những thiên thể nào có thể được quan sát bằng điện thoại hiện đại và những thiên thể nào không thể quan sát được khi có sự trợ giúp của chúng. Để hiểu rõ hơn về bài viết này, trước tiên người đọc nên làm quen với bài viết “Điện thoại quang”.

Sự bùng nổ của những khám phá thiên văn học trong những thập kỷ gần đây phần lớn là do điện thoại hiện đại và lớp phủ công nghệ. Đâu là giới hạn của những gì có thể làm được đối với điện thoại quang học hiện đại? Những thiên thể nào có thể được quan sát ở giới hạn trên điện thoại hiện đại lớn nhất và những thiên thể nào không thể tiếp cận được?

Trước khi trả lời các câu hỏi được đặt ra, chúng ta sẽ tìm hiểu những khả năng hạn chế của mắt thường khi quan sát các thiên thể và sau đó xem xét điện thoại quang hiện đại đã mở rộng những khả năng này đến mức nào.

Từ phổ rộng của sóng điện từ do các thiên thể phát ra, mắt người cảm nhận được một dải tần số tương đối hẹp - từ tia đỏ đến tia phlottic: $v_{кр} = 4,0 \cdot 10^{14} \text{ eU}, v_{\phi} = 7,7 \cdot 10^{14} \text{ eU}$, tương ứng với bước sóng $\lambda_{кр} = 7600 \text{ Å}, \lambda_{\phi} = 3900 \text{ Å}$ (dải bước sóng này được gọi là phần nhìn thấy được của phổ sóng điện từ).

Tất cả các loại bức xạ điện từ khác từ các thiên thể: sóng vô tuyến ở nhiều phạm vi khác nhau, tia hồng ngoại, tia cực tím, RENTEN và tia gamma mà mắt người không cảm nhận được.

Với ánh sáng chuyển động tích hợp, mắt người tiếp xúc với bức xạ có bước sóng $\lambda = 5550 \text{ Å}$ (vùng màu xanh lá cây của quang phổ). Trong điều kiện ánh sáng rất yếu, kể cả khi quan sát các thiên thể mờ nhạt, độ nhạy tối đa của mắt sẽ chuyển sang các bước sóng ngắn hơn ($\lambda = 5130 \text{ Å}$).

Xác định ranh giới bên trong các thiên thể có thể có bằng mắt thường, các nhà thiên văn học sử dụng thang đo cường độ.

Ngay từ thời cổ đại, Hipparchus đã chia tất cả các ngôi sao nhìn thấy được thành 6 cấp độ (tất nhiên, đây là những ngôi sao có thể nhìn thấy bằng mắt thường). Ông phân loại những ngôi sao mạnh nhất là sao có cường độ 1 và những ngôi sao yếu nhất là sao có cường độ 6.

27

Để làm rõ thang đo cường độ trong thế kỷ trước, người ta cho rằng các ngôi sao có cường độ thứ 6 so với các sao có cường độ thứ 1 (chênh lệch 5 độ) cung cấp độ chiếu sáng ít hơn 100 lần. Do đó, thang độ lớn được dựa trên số $\sqrt[5]{100} = 2,512$. Điều này có nghĩa là một ngôi sao có cường độ thứ 1 gửi cho chúng ta luồng sáng lớn hơn 2,512 lần so với một ngôi sao có cường độ thứ 2 và ánh sáng gấp $2,512^2 = 6,31$ lần so với một ngôi sao có cường độ thứ 3, v.v.

Do đó, tỷ lệ chiếu sáng $E_1$ và $E_2$ từ hai ngôi sao, một trong số đó có độ sáng $m_1$ và ngôi sao còn lại là $m_2$, được xác định theo công thức sau:

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

Mắt người, với khả năng thích ứng lâu dài trong những đêm đặc biệt tối và bầu khí quyển trong suốt tốt, có khả năng nhìn thấy các ngôi sao có cường độ thứ 8. Đây là ngưỡng nhiễu thị giác của mắt người trung bình tính theo đơn vị vật lý. Cuộc sống hàng ngày đã chứng minh rằng khi một ngôi sao có cường độ 1 ở đỉnh trên bề mặt ở $1 m^2$, vuông góc với các tia sáng, thì quang thông $0,85 \cdot 10^{-6}$ lumens ($\lambda m$) giảm xuống.

Không khó để tính toán rằng một mắt có đường kính đồng tử 6 mm nhận được quang thông từ một ngôi sao có cường độ 8

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

Bây giờ chúng ta hãy ước tính có bao nhiêu lượng tử đi vào đồng tử trong 1 giây tương ứng với dòng ngưỡng này. Chúng ta sẽ giả sử rằng luồng này bao gồm các tia có bước sóng $\lambda = 5130$ Å ($v = 5,85 \cdot 10^{14} e\mu$), liên quan đến bước sóng mà mắt cảm thấy tối đa khi quan sát những ngôi sao rất mờ. Cuộc sống hàng ngày đã chứng minh rằng quang thông 1 lm do bức xạ đó tạo ra tương ứng với quang thông 0,00058 VM.

Do đó, một luồng năng lượng đi vào đồng tử của mắt có đường kính 6 mm từ một ngôi sao có cường độ thứ 8.

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

Một lượng tử bức xạ có tần số $v = 5,85 \cdot 10^{14} e\mu$ mang năng lượng

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

Do đó, trong một giây từ một ngôi sao có cường độ 8,

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

Chúng ta hãy lưu ý ngay rằng kết quả thu được chỉ nên được xem dưới dạng ước tính, vì ánh sáng từ các ngôi sao không đơn sắc - nó không bao gồm lượng tử như một phần, và đường kính của đồng tử cũng như độ nhạy của mắt con người không giống nhau.

Việc sử dụng ống nhòm và kính thiên văn giúp mở rộng đáng kể khả năng thị giác của con người. Với sự giúp đỡ của họ, nhiều ngôi sao mờ nhạt có thể nhìn thấy được. Hơn nữa, hóa ra một số ngôi sao “mờ” này thực ra là những hệ gồm hai, ba, hoặc thậm chí một số lượng lớn sao (những hệ như vậy thường được gọi là “nhiều sao”). Khi quan sát bằng kính thiên văn, đường kính của vật càng lớn thì quang thông bị thấu kính chặn lại càng lớn. Kích thước đường kính của vật thể quyết định công suất quang học hoặc khả năng xuyên thấu của kính thiên văn. Những thuật ngữ này có nghĩa là độ lớn của những ngôi sao cực kỳ mờ có thể được quan sát bằng kính thiên văn này.

Nếu không tính đến sự mất mát ánh sáng trong quang học và một số tinh tế khác thì công suất quang học của kính thiên văn khi quan sát sao có thể tính được ở thời điểm gần nhất chỉ cần xác định

28

Cơm. 1.

diện tích của vật lớn hơn diện tích màn hình của mắt người bao nhiêu lần và biểu thị kết quả bằng độ lớn. Do đó, một chiếc điện thoại trường học có đường kính vật thể là 60 mm so với mắt (đường kính màn hình 6 mm) sẽ chặn luồng ánh sáng nhiều hơn 100 lần, tương ứng với chênh lệch độ chiếu sáng do các ngôi sao mang lại, một sự chênh lệch tuyệt vời là 5 độ lớn. Do đó, nếu mắt thường nhìn thấy, chẳng hạn như các ngôi sao có cường độ thứ 6, thì các ngôi sao có cường độ lên tới 6 + 5 = 11 sẽ trở nên đáng chú ý trên điện thoại.

Hình 1 cho thấy thang đo độ lớn biểu thị độ lớn của một số thiên thể. Hình vẽ cho thấy khả năng giám sát mở rộng đến mức nào khi sử dụng điện thoại.

Tại đài quan sát thiên văn, nằm gần ga Zelenchukskaya thuộc Lãnh thổ Stavropol, việc lắp đặt điện thoại phản xạ lớn nhất thế giới với đường kính gương 6 m hiện đang được hoàn thành (Hình 2). Điện thoại này cho phép bạn quan sát trực quan các ngôi sao đến với chúng ta với ánh sáng ít hơn $\left(\frac{6000}{6}\right)^2 = 10^6$ lần (15 độ) so với các ngôi sao có độ sáng thứ 6 có thể nhìn thấy bằng mắt thường, tức là nhìn thấy các ngôi sao có độ sáng 6+15=21.

Tuy nhiên, cường độ 21 không phải là giới hạn cho khả năng xuyên thấu của một chiếc điện thoại dài sáu mét. Bằng cách sử dụng nhũ tương ảnh đặc biệt, điện thoại này có thể chụp ảnh các ngôi sao có cường độ lớn hơn 2-3 độ với thời gian phơi sáng trong vài giờ.

30

Cơm. 5. Mizar và Alcor khi quan sát chúng bằng mắt thường, qua ống nhòm và kính thiên văn. Mũi tên chỉ hướng của các sọc phía bắc của thế giới ($P_N$).

giá trị $R = \frac{1}{\psi}$, trong đó $\psi$ là khoảng cách góc tối thiểu giữa hai đối tượng được quan sát mà tại đó chúng vẫn khác biệt riêng biệt với sự trợ giúp của một đối tượng nhất định, nghĩa là được giải quyết. Mắt như một thiết bị quang học cũng được đặc trưng bởi độ phân giải của nó. Nhiều thí nghiệm đã chứng minh rằng khoảng cách góc tối thiểu giữa hai vật mà mắt vẫn có thể phân biệt được chúng là 1-2 phút cung. Khi quan sát những ngôi sao mờ, giá trị của góc giới hạn tăng lên nhiều lần. Vì vậy, có thời gian bình thường, bạn có thể nhận thấy rằng gần Mizar - ngôi sao ở giữa trong tay của chiếc xô Ursa Major - có một ngôi sao mờ nhạt Al-

lõi *) (Hình 5). Không thể xác định tính hai mặt của ngôi sao ở Lyra (Hình 6) bằng mắt thường. Khoảng cách góc giữa Mizar và Alcor là $11'48''$, và giữa các thành phần $\varepsilon_1$ và $\varepsilon_2$ của Lyra là $3'28''$. Việc sử dụng kính thiên văn mở rộng đáng kể khả năng phát hiện nhiều ngôi sao.

Kích thước góc của các mẫu nhiễu xạ nói chung là nhỏ; Để nhìn thấy chúng, cần phải sử dụng thị kính có độ phóng đại sao cho kích thước góc của các chi tiết của hình ảnh quan sát được sẽ lớn hơn góc phân giải của mắt người.

Do đó, một kính thiên văn có thấu kính lý tưởng có đường kính 6 cm cho phép người ta thu được mẫu nhiễu xạ có kích thước góc bằng bán kính của đĩa trung tâm $\alpha = 14:6 = 2,3''$. Để mắt có thể nhìn thấy bán kính này ở góc $3' = 180''$ thì cần sử dụng thị kính có độ phóng đại $180'':2,3'' \approx 80$ lần. Khi độ phóng đại của kính thiên văn ngày càng tăng, kích thước góc khả kiến ​​của ảnh nhiễu xạ của các ngôi sao tăng lên, nhưng đồng thời cường độ của các mẫu nhiễu xạ giảm xuống và ở những ngôi sao mờ, các vòng chỉ biến mất - không có đủ năng lượng ánh sáng để làm hỏng võng mạc trên một diện tích tăng lên.

Kinh nghiệm cho thấy rằng đối với các ngôi sao có cùng độ sáng, sự khác biệt xảy ra khi khoảng cách góc giữa tâm các thành phần của sao đôi bằng

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

Do đó, góc $\psi_0$ đặc trưng cho độ phân giải của kính thiên văn tốt.

Khi độ phân giải sao nhị phân thực tế của kính thiên văn không đạt $\frac{1}{\psi_0}$, điều này có thể xảy ra

*) Được dịch từ tiếng Ả Rập “Mizar” là “Horse”, “Alkor” - “Horseman” quen thuộc.

31

Cơm. 6. $\varepsilon_1$ và $\varepsilon_2$ Lyra khi quan sát bằng mắt thường, ống nhòm và kính thiên văn.

vì hai lý do: khiếm khuyết về quang học và bầu không khí bất ổn.

Hiện tại, các nhà thiết kế và kỹ sư thường tính toán và tạo ra kính thiên văn, hệ thống quang học giúp đạt được giới hạn độ phân giải theo công thức (2), nhưng kính viễn vọng lớn trong thực tế không thể cung cấp độ phân giải như vậy - sự hỗn loạn của khí quyển cản trở. Trạng thái của khí quyển được coi là tốt nếu có thể đạt được độ phân giải $1''$ bằng kính thiên văn lớn. Và chỉ trong những khoảng thời gian ngắn nhất định, khi trạng thái của khí quyển đặc biệt tốt, các cặp sao có khoảng cách góc giữa các thành phần lên tới $0,4''$ mới được phân giải.

Nếu chúng ta so sánh dữ liệu mới nhất với độ phân giải lý thuyết của kính thiên văn sáu mét ($\psi_0 = 0,02''$), có thể thấy rõ bầu khí quyển, ngay cả trong điều kiện tốt, làm hỏng hình ảnh đến mức nào: nếu không có nó, khi kiểm tra các thiên thể có kích thước góc đáng chú ý, có thể phân biệt được các chi tiết nhỏ hơn 20-50 lần. Nếu chúng ta tính đến kích thước góc thực sự của từng ngôi sao lớn hơn góc phân giải của kính thiên văn 6 mét (ví dụ, đường kính góc của Mira Ceti là 0,056’’, Betelgeuse - 0,047’’, Antares - 0,040’’), thì khi không có bầu khí quyển, người ta có thể hy vọng cuối cùng sẽ nhìn thấy các đĩa sao, trống rỗng, chúng sẽ chỉ lớn hơn hai đến ba lần so với các đĩa nhiễu xạ. Tuy nhiên, đây sẽ là những đĩa sao thực sự (mặc dù có hình ảnh nhiễu xạ xếp chồng lên nhau) chứ không chỉ là sản phẩm của bản chất sóng của ánh sáng sao truyền qua lỗ kính thiên văn.

Trong trường hợp không có bầu khí quyển, có thể tăng khả năng xuyên thấu của kính thiên văn và ngoài ra, có thể thực hiện các quan sát bằng tia cực tím và tia hồng ngoại với sự trợ giúp của chúng. Vì vậy, các nhà nghiên cứu vũ trụ mơ ước đưa kính thiên văn ra ngoài bầu khí quyển Trái đất.

Theo những ý tưởng hiện đại, sự thành công trong tương lai của thiên văn học phần lớn liên quan đến việc tạo ra các đài quan sát thiên văn học trên các vệ tinh nhân tạo của Trái đất và trên Mặt trăng không có bầu khí quyển.

Bài tập

1. Xác định độ phóng đại góc thực tế của kính thiên văn theo các cách sau: a) so sánh kích thước góc của vật thể quan sát được bằng mắt thường và bằng kính thiên văn; b) thiết lập tỷ lệ kích thước tiêu cự của thấu kính và thị kính; b) bằng cách xác định tỷ lệ giữa đường kính của quần áo và đường kính ra của đồng tử.

2. Bạn có thể quan sát số lượng lớn các ngôi sao được thể hiện trong Hình 4 và 5 bằng kính viễn vọng tùy ý sử dụng không?

Bạn có quan sát các mô hình nhiễu xạ của các ngôi sao không? Dựa trên những quan sát này, bạn có thể nói gì về chất lượng quang học của kính thiên văn và trạng thái của khí quyển?