Навіщо астрономам потрібні великі телескопи?
Мал. 8.2. Лінза і її фокусна відстань.
На рис. 8.2 представлені паралельні світлові промені, які падають на лінзу з протилежних сторін і збираються відповідно в точках F і F '. Залежно від свого
положення щодо лінзи фокус називається переднім або заднім. У лінз, поверхні яких мають однакові радіуси кривизни, обидва фокусних відстані рівні між собою.
Паралельний пучок світла, що пройшов через розсіюють лінзу, розходиться в різні боки, при цьому продовження заломлених променів перетинаються в точці F, що лежить на оптичній осі і званої фокусом розсіює лінзи. У цій лінзи теж є передній і задній фокуси, а відстань від лінзи до фокуса називається фокусною відстанню.
Мал. 8.3. Зображення, що дається збирає лінзою.
Рис.8.4. Космічний супутник Хаббл
Напевно ви чули про таку чудову додатку Google Maps. За допомогою цієї програми ми можемо отримати детальну карту будь-якій місцевості. Звідки ж беруться ці карти, фотознімки? Справа в тому, що існують космічні телескопи. Вони володіють великим збільшенням, тому ми можемо отримувати карти, знімки будь-якої місцевості на Землі. Ще одним видом телескопів є радіотелескоп. Вони потрібні для дослідження космічних об'єктів в радіодіапазоні Основними елементами радіотелескопів є приймаюча антена і радіометр - чутливий радіоприймач, перебудовується за частотою, і приймаюча апаратура. Оскільки радіодіапазон набагато ширше оптичного, для реєстрації радіовипромінювання використовують різні конструкції радіотелескопів, в залежності від діапазону.
Мал. 8.5. радіотелескоп
Мал. 8.6. телескопи Кека
Найбільший в Євразії телескоп БТА знаходиться на території Росії, в горах Північного Кавказу і має діаметр головного дзеркала 6 м. Він працює з 1976 і тривалий час був найбільшим телескопом в світі.
Мал. 8.7. телескоп БТА
Мал. 8.8. Телескоп Gran Telescopio Canarias
На даний момент 40-дюймовий (1.02 метра) телескоп-рефрактор, виготовлений Елвеном Кларком і розташований в Еркской Обсерваторії (Чикаго) залишається найбільшим рефракторним телескопом з коли-небудь використовувалися.
Найбільший телескоп на Землі безумовно знаходиться в Обсерваторії Аресібо (Arecibo) поблизу однойменного міста в Пуерто-Ріко. Керована SRI International - науково-дослідним інститутом від Стенфордського університету, Обсерваторія бере участь в радіоастрономії, радарних спостереженнях за сонячною системою і в дослідженні атмосфер інших планет. Величезна тарілка була побудована в 1963 році
Мал. 8.10. телескоп Аресібо
Збільшення, що дається телескопом.
А тепер поглянемо на ті ж дві зірки в звичайний шкільний телескоп. В поле зору телескопа ми побачимо, що Міцар насправді являє собою не одну зірку, а складається з двох близько розташованих зірок. Такі пари зірок прийнято називати подвійними зірками. У телескоп з 60-кратним збільшенням обидві зірки видно на відстані 14 'один від одного, т. Е. В дійсності видиме відстань між ними дорівнює 14 ". Так як збільшення телескопа дорівнює відношенню фокусних відстаней об'єктива і окуляра, то для отримання 60-кратного збільшення слід використовувати в якості об'єктива лінзу з фокусною відстанню, рівним 90 см, а в якості окуляра - лінзу з фокусною відстанню 1,5 см. Марс, видимий розмір якого близько 9 ", при використанні телескопа з 120-кратним 'збільшенням матиме кутовий розмір 18 ', що по п рядку величини вже можна порівняти з видимими розмірами Лупи. Що стосується Венери, кутовий розмір якої 1 ', то в бінокль з невеликим збільшенням вона буде видна так само, як Місяць неозброєним оком.
Таким чином, використовуючи телескопи з великим збільшенням, можна не тільки розрізнити окремі компоненти подвійних зірок, але і спостерігати поверхню планет. Щоб збільшення телескопа було великим, як окуляра використовують якомога більше короткофокусним лінзу, а в якості об'єктива -дліннофокусную. При цьому фокус окуляра можна зменшувати лише до певної межі, тому на практиці йдуть по шляху збільшення фокусної відстані об'єктива. Наприклад, X. Гюйгенс в 1650 р побудував телескоп з фокусною відстанню об'єктива 2 м (рис. 8.11), за допомогою якого йому вдалося спостерігати кільця Сатурна. На ті часи це фокусна відстань вважалося дуже великим, виготовити трубу відповідної довжини для кріплення в ній лінз нелегко, тому об'єктив і окуляр мали в просторі окремо.
Мал. 8.11. Повітряний телескоп Гюйгенса.
Безмежний зростання коефіцієнта збільшення телескопа за рахунок використання лінз із зростаючим фокусною відстанню неможливий, так як при цьому починає сильно спотворюватися зображення предмета. Причиною такого роду спотворень, або аберацій, є те, що краю лінзи відхиляють промені сильніше, ніж це потрібно для того, щоб вони могли сфокусуватися там, де збираються промені, що пройшли через центральну частину лінзи. До речі, збільшення відносини фокусних відстаней об'єктива і окуляра не обов'язково призводить до зростання коефіцієнта збільшення телескопа. Пояснюється це тим, що збільшення телескопа пропорційно апертурі його об'єктива. При апертурі 2,5 см граничне значення коефіцієнта збільшення дорівнює 100, однак для проведення нескладних спостережень досить наполовину меншого його значення. Граничне значення коефіцієнта збільшення телескопа залежить ще від двох чинників: перший - погіршення різкості оптичного зображення через дифракції, про яку буде сказано нижче, другий-зменшення яскравості зображення.
Видимі розміри нерухомих зірок.
Розглядаючи в бінокль таку планету, як Венера, має досить великий видимий діаметр, можна легко переконатися в тому, що за формою вона нагадує півмісяць. При спостереженні в телескоп планета Марс здається диском. Використовуючи телескоп зі значно більшим збільшенням, легко переконатися, що Нептун, видимий діаметр якого дорівнює 2,4 ", також є диск. Однак з яким би великим збільшенням ми не брали телескоп, нам не вдасться з його допомогою отримати зображення нерухомої зірки у вигляді диска. При великому збільшенні зображення більш чітким не стане, а його освітленість на додачу до всього зменшиться.
З усіх нерухомих зірок, що знаходяться на дуже великій відстані від Землі, навколо і одночасно найяскравішою зіркою є Сіріус. Відстань від Сіріуса до Землі одно 8,7 світлового року (1 світловий рік дорівнює 9 трильйонів 480 мільярдів кілометрів). Радіус Сіріуса в 1,78 рази більше радіуса Сонця, тому видимий діаметр Сіріуса буде дорівнює 0,0061 ". При збільшенні в 10 000 разів видимий діаметр Сіріуса ледь досягне 1 '. Лише використання телескопа з 100 000-кратним збільшенням дозволить побачити зірку в вигляді диска. Однак створення телескопів з таким великим збільшенням абсолютно позбавлене сенсу, так як у кожного оптичного приладу існує граничне значення роздільної сили. Коливання щільності повітря в атмосфері призводять до того, що товщина нечіткого краю зображення не може бути мен е 1 ". Більш того, зображення дуже далекої зірки в телескопі матиме вигляд не точки, а розмитої плями. Пляма виникає через дифракції, обумовленої хвильової природою світла.
Поширення хвиль.
Згідно Гюйгенсу, кожна точка хвильового фронту є центром нових хвиль, а огинає їх поверхня стає хвильовим фронтом в наступний момент часу. Якщо скористатися прикладом хвиль на поверхні води (рис. 8.12), то це положення можна проілюструвати наступним чином: на лінії АВ вздовж гребеня хвилі народжуються нові хвилі і їх складання призводить до утворення нового гребеня ArB '. Іншими словами, якщо відстань АВ дуже велике, то фронт хвилі перпендикулярна до напряму її поширення.
Те ж саме можна сказати про хвилях, що розповсюджуються у вигляді концентричних кіл з однієї точки. Поверхня хвильового фронту, який виник з однієї точки, в свою чергу, є джерелом нових хвиль, в результаті чого на всі боки розбігаються хвилі у вигляді кіл зростаючого радіусу.
Мал. 8.12. Поширення хвиль.
Якщо хвиля натрапляє на якусь перешкоду, то на його кордоні нові хвилі не виникають, і тому хвильовий фронт змінює свій характер. Припустимо, у перешкоджанні є отвір (рис. 8.12). Тоді, якщо його розміри великі в порівнянні з довжиною хвилі, хвильовий фронт за ним буде плоским, якщо ж ні - напівкруглим.
Те ж саме можна сказати про світловий хвилі. У телескопі роль отвори грає об'єктив з певною апертурою. Тому світлові промені, що потрапляють в телескоп, чи не будуть строго паралельними один одному і, отже, не будуть зігнані в одній точці фокальної площині. В результаті цього зображення нерухомої зірки буде не точковим, а у вигляді розпливчастого плями, утвореного темними і світлими кільцями, розміри яких залежать від довжини хвилі світла. У телескопі з діаметром об'єктива 10 см розміри першого темного кільця складуть в кутових одиницях 1,5 ". Таке уширению зображення нерухомої зірки отримало назву дифракційного. Вважається, що розмір дифракційного зображення в телескопі, об'єктив якого має діаметр D см, дорівнює
(27 / D) ".
Великий телескоп.
За допомогою звичайного телескопа ми бачимо не саму зірку, а її дифракційне зображення. Тому, якщо дифракційні зображення двох зірок накладаються один на одного, їх не можна побачити окремо. Наприклад, дві зірки, що знаходяться в межах кута 1,2 ", можливо розрізнити за допомогою телескопа, що має об'єктив з діаметром 10 см при будь-якому збільшенні. Оскільки розміри дифракційного зображення обернено пропорційні діаметру об'єктиву, то, подвоюючи його, в принципі можна було б зменшити граничний кут до 0,6 ". Однак через коливання повітря в атмосфері цю межу недосяжний. Важко відповісти на питання, яким чином в оці людини виникає зображення зірки. Вважаючи діаметр зіниці, через який світло потрапляє в око, рівним 5 мм, отримуємо дифракційне зображення зірки, рівне 1 ', завдяки ж наявності між кришталиком щілини паралельний пучок світла в одну точку F. Нехай довжини відрізків ВВ' і АА 'відрізняються на одну довжину світлової хвилі. Тоді, якщо в точці А 'знаходиться пучность світлової хвилі, то пучность буде і в точці В'. Розглянемо тепер промінь, що йде з точки Му яка лежить на оптичній осі лінзи і ділить відрізок АВ навпіл. Легко побачити, що в точці М 'знаходиться вузол світлової хвилі. З цієї причини світлові промені А А * і ММ ', досягнувши точки F, гасять один одного. Більш того, завжди можна знайти такі дві точки, що належать, відповідно, відрізків AM і MB, де промені, що виходять з цих точок, будуть гасити один одного. Виходячи зі сказаного, можна зрозуміти, чому при даній орієнтації лінзи щодо щілини в точці F буде спостерігатися темна пляма.
Мал. 8.13. Дифракція світла.
Умова рівності різницею довжин відрізків АА і ВВ довжині хвилі світла означає, що відрізок ВА ", де А" - підстава перпендикуляра, опущеного з точки А на ВВ ', дорівнює λ Якщо ширина щілини D, то для кута 0, що характеризує відхилення променя від напрямку початкового поширення, отримаємо значення Q = λ / 2 (тут в якості одиниці вимірювання кута взято радіан) 1. При круговому отворі (цей випадок тут не наводиться через свою складність) розрахунок дає для кута, в напрямку якого з'являється темне кільце, значення 8 = 1,22λ / D). Величиною цього кута визначається роздільна здатність телескопа. Розміри дифракційного зображення, що з'являється при спостереженні в телескоп нерухомої зірки, розраховуються так само.