Оптичні характеристики телескопа
Багато хто вважає, що найголовніша характеристика телескопа - його збільшення: чим воно більше, тим більше в телескоп можна побачити. Це не зовсім так: цінність інструменту визначається в першу чергу розмірами його об'єктива. Найважливіше зібрати якомога більше світла від досліджуваного небесного об'єкта.
Всі предмети випромінюють або відбивають світло. Частина його потрапляє на зіницю ока, проходить всередину і викликає відчуття світла. Якщо світла мало, предмет видно погано або не видний взагалі. Якщо якимось чином збільшити кількість світла, що потрапляє в око, видимість можна поліпшити.
Діаметр об'єктива телескопа набагато більше, ніж зіницю, і збирає набагато більше світла. Це дозволяє реєструвати дуже слабкі зірки та інші світила - в 100 млн разів слабкіше, ніж видимі неозброєним оком.
При спостереженні небесних тіл неозброєним оком існує й інша трудність. Подивившись на Місяць, ми бачимо на її поверхні темні плями. Сказати що-небудь про їх природі за зовнішнім виглядом досить важко, хочеться розглядати більш дрібні деталі. Однак простому оку це недоступно, незважаючи на достатню кількість світла. Зрозуміло, що, якщо б видимий розмір Місяця був набагато більше, ми змогли б розглянути її докладніше. Користуючись науковою термінологією, ми скажемо: кут, під яким видно Місяць, занадто малий. Найпростіший спосіб збільшити кут, під яким видно предмет, - це наблизитися до нього.
Отже, телескоп потрібен для того, щоб, по-перше, збільшити кількість світла, що приходить від небесного тіла, а по-друге, щоб дати можливість вивчити дрібні деталі спостережуваного об'єкта. Здатність телескопа показувати (або реєструвати за допомогою приладів) слабкі зірки називається проникною силою, а здатність розрізняти дрібні деталі - роздільною силою. Розглянемо, від чого залежать ці характеристики телескопа.
Здавалося б, проникаюча сила повинна бути пропорційна площі об'єктива: чим більше площа, тим більше прилад збирає світла і тим більш слабкі об'єкти видно. Насправді можливість фіксувати слабкий світловий сигнал залежить від рівня фону, на якому він проявляється. З цієї причини, наприклад, зірки не видно вдень, хоча і випромінюють стільки ж світла, що і вночі. Яскравий фон денного неба "забиває" їх світло. Світлові перешкоди, хоча і невеликі, є і вночі. Тому реальна проницающая сила телескопа нижче теоретичної. При наявності фону (перешкод) вона росте пропорційно всього лише діаметру (а не площі), що зменшує вигоду від збільшення діаметра об'єктива.
Зображення зірки, побудоване телескопом, має певний розмір. Якщо відстань між зображеннями двох зірок менше, ніж їх розмір, вони зіллються і побачити їх роздільно буде неможливо. Роздільна здатність визначається тим, наскільки мале зображення світиться точки будує об'єктив телескопа. Таким чином, показником якості об'єктива є розмір зображення світиться точки: чим він менший, тим краще. Астрономи характеризують розмір зображення величиною кута, під яким воно видно з центру об'єктива.
Можна теоретично оцінити мінімальний розмір зображення світиться точки, яке будує об'єктив. Виражений в секундах дуги, він дорівнює
де X - довжина хвилі світла, D - діаметр об'єктива. Ця величина і служить мірою роздільної здатності телескопа. Довжина хвилі світла, до якого найбільш чутливий очей, - 555 нм. Підставивши в формулу це число і діаметр, рівний, наприклад, 13 см, отримаємо дозвіл близько 0,9 ". Тобто, якщо спостерігати за допомогою телескопа діаметром 13 см дві зірки однакової яскравості, що знаходяться на небі на відстані 0,9", можна сподіватися побачити, що це дві зірки, а не одна.
Крім проникною і роздільної сили є й інші важливі характеристики телескопа. Розповімо про фокусну відстань, збільшенні, поле зору і світлосилі телескопа.
Телескоп складається з об'єктива і окуляра. Світло від зірок, розташованих дуже далеко від об'єктива, проходить через нього і збирається в фокальній площині. Відстань від об'єктива до цієї площини називається фокусною відстанню об'єктива. Далі світло потрапляє в окуляр і потім в око спостерігача.
Кутовий розмір зображення в телескопі більше кутового розміру об'єкта на небі. Ставлення цих кутів називається збільшенням телескопа. Воно дорівнює F / f, де F - фокусна відстань об'єктива, a f - фокусна відстань окуляра.
Окуляр використовувати не обов'язково. Можна поставити в фокусі приймач світла, наприклад фотопластинку. І в цьому випадку чим більше фокусна відстань об'єктива, тим крупніше буде зображення. Взявши два об'єктива з однаковими діаметрами, але різними фокусними відстанями, ми отримаємо два зображення небесного тіла різних розмірів. Але кількість світла, що потрапив в кожне з них, однаково, так що освітленість більшого зображення виявиться менше.
Якщо ми хочемо, збільшуючи розмір зображення, зберегти його освітленість, доведеться одночасно зі збільшенням фокусної відстані об'єктива збільшувати і його діаметр. Ставлення D / F (т. Е. Діаметру до фокусної відстані) називають відносним отвором або світлосилою об'єктива. Якщо світлосили двох об'єктивів однакові, то однакові і освітленості зображень небесних тіл.
При конструюванні телескопа його світлосилу розраховують, виходячи з тих завдань, для яких цей телескоп будується. Телескопи з великою світлосилою потрібні, наприклад, для вивчення слабосветящіхся туманностей. Найбільша світлосила існуючих телескопів дорівнює приблизно 1/2.
Нарешті, дуже важливою характеристикою телескопа є його полі зору. Одна фотографія на телескопі з великим полем зору показує багато небесних тіл. Але треба подбати про те, щоб і в центрі поля зору, і на його краю зображення зірок були різкими. Для цього доводиться будувати спеціальні телескопи, об'єктив яких складається з лінзи і дзеркала. Такими телескопами є телескопи Шмідта і Максутова. Вони застосовуються для фотографування неба. Розмір поля зору у цих інструментів 5 - 6 ° при хорошій якості зображень. У великих телескопів-рефлекторів поле не перевищує, як правило, 1 °. Для порівняння: діаметр Місяця на небі близько 0,5 °.