§ 5.6. Оптические телескопы и радиотелескопы

После того как в 1609 г. Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот год явился началом новой эры в науке — эры телескопической астрономии. Изобретение телескопа, как и большинство великих открытий, не было случайным, оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники. В XVI в. мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы, а отсюда был один шаг до телескопа и микроскопа.

Оптический телескоп имеет три основных назначения:

1) собирать излучение от небесных светил на приемное устройство (глаз, фотографическую пластинку, спектрограф и др.);

2) строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенного участка неба;

3) помочь различать объекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом.

Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет и строит изображение объекта или участка неба. Объектив соединяется с приемным устройством трубой (тубусом). Механическая конструкция, несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой. Если приемником света является глаз (при визуальных наблюдениях), то обязательно необходим окуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом. При прочих наблюдениях окуляр не нужен. Фотографическая пластинка, входная диафрагма электрофотометра, щель спектрографа и т.д. устанавливаются непосредственно в фокальной плоскости телескопа.

Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим телескопом. Если используется зеркальный объектив, то такой телескоп называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор (диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен И. Ньютоном в 1671 г.

  Зеркала рефлекторов в прошлом (XVIII-XIX вв.) делали металлическими из специального зеркального сплава, однако впоследствии по технологическим причинам оптики перешли на стеклянные зеркала, которые после оптической обработки покрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения (чаще всего алюминий).

Основными характеристиками телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F объектива. Чем больше диаметр, тем больший световой поток собирает телескоп.

Величина

называется относительным отверстием. Его принято выражать дробью с двоеточием, например, 1:2, 1:7 и т.п. Как нетрудно убедиться, освещенность в фокальной плоскости, создаваемая протяженным объектом, пропорциональна . Поэтому при фотографировании слабых протяженных объектов (туманностей, комет) существенно иметь большое относительное отверстие. Однако с увеличением относительного отверстия быстро возрастают внеосевые аберрации. Чем больше относительное отверстие, тем труднее их устранять. Поэтому относительное отверстие рефлекторов обычно не превышает 1:3.

Изображение небесных объектов строится в фокальной плоскости телескопа. При угловых размерах d объекта (или расстоянии d между объектами) линейный размер изображения при условии малых d равен

где d измерено в угловых секундах.

Для визуального телескопа важной характеристикой является увеличение, равное отношению угловых размеров объекта, наблюдаемого с телескопом и без него. Определяется оно как отношение фокусных расстояний объектива и окуляра:

где f — фокусное расстояние окуляра.

Следующая характеристика телескопа — поле зрения (т.е. видимая в телескоп область неба) — зависит от увеличения. Диаметр поля зрения, выраженный в минутах дуги, равен

Существенной характеристикой телескопа является его оптическая мощь (или проницающая способность), определяемая предельной звездной величиной звезд, видимых в телескоп в безлунную ночь при идеальных атмосферных условиях. Для объектива диаметром D мм предельная звездная величина

У зрачка человеческого глаза диаметр составляет 6 мм, поэтому среднему зрению доступны звезды до 6^m.

Предельным разрешением телескопа называется то минимальное угловое расстояние между двумя точечными объектами, при котором они могут быть видны в телескоп раздельно, не сливаясь. Для визуальных телескопов предельное разрешение

где D выражено в мм. Разрешение человеческого глаза составляет около 100.

Радиоизлучение от космических объектов принимается специальными установками, называемыми радиотелескопами, которые состоят из антенны и очень чувствительного радиоприемника с усилителем (радиометра). 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.

Доходящее до Земли радиоизлучение подавляющего большинства небесных тел очень мало, и для оценки его мощности введена специальная единица измерения, названная янским (Ян) в честь американского инженера К. Янского, первым обнаружившего космическое радиоизлучение: 1 Ян = . Чтобы измерить радиоизлучение такой ничтожной мощности, используют антенны с полезной площадью в десятки и сотни тысяч квадратных метров.

Предельное разрешение радиотелескопа для параболической или сферической антенны равно

где  — длина радиоволны, D — диаметр антенны.

Если радиоизлучение источника одновременно воспринимается двумя антеннами, расположенными на некотором расстоянии друг от друга и подающими сигнал на один радиометр, то такие радиотелескопы образуют радиоинтерферометр, база которого равна этому расстоянию. Предельное разрешение радиоинтерферометра определяется соотношением (5.23), где вместо D берется база.

В последнее время используются радиоинтерферометры со сверхдлинной базой в тысячи километров. С помощью таких систем в радиоастрономии удалось получить предельное разрешение порядка 0,0001, что намного лучше, чем дают оптические телескопы. Разрабатываются проекты космических радиоинтерферометров, в которых одна из антенн с приемником устанавливается на искусственном спутнике Земли.