Файл: Уллерих К. Ночи у телескопа путеводитель по звездному небу.pdf
ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 04.04.2024
Просмотров: 89
Скачиваний: 0
Рис. 40. Образование изображения в астрономическом телескопе.
М ' — о б р а т н о е д е й с т в и т е л ь н о е и з о б р а ж е н и е о б ъ е к т и в а ; М" — о б р а т н о е м н и м о е у в е л и ч е н н о е и з о б р а ж е н и е , к о т о р о е о к у л я р с т р о ? и т н а с е т ч а т к е г л а з а ( д л и н а т е л е с к о п а F -\- /, у в е л и ч е н и е F / f ).
струментами для наблюдения неба (рис. 39). Тубус трубы содержит две системы линз. Одна из них, обращенная к объекту (свети лу), называется объективом и дает по воз можности подобное светилу, но обратное изображение. Преломленные объективом лу чи встречаются в фокальной плоскости, пер пендикулярной оптической оси (средней ли нии) телескопа. Расстояние от объектива до фокуса, лежащего на оси, называют фокус ным расстоянием объектива (рис. 40). Чем больше фокусное расстояние объектива, тем больше размеры изображения.
Построенное объективом обратное изобра жение рассматривается далее с помощью вто рой системы линз — окуляра. Окуляр дей ствует как лупа, он дополнительно увеличи вает изображение объектива. Что картина ос
244
тается перевернутой, не мешает астроному он охотно мирится с переменой северного и южного, восточного и западного направле ний, в то время как восстановление ориента ции повлекло бы за собой лишние потери света. Чем короче фокусное расстояние оку ляра, тем больше его собственное увеличение и тем больше размер изображения.
Таким образом, общее увеличение систе мы зависит от фокусных расстояний обеих систем линз в телескопе. Его можно вычис лить по формуле
Фокусное расстояние объектива Увеличение = Фокусное расстояние окуляра
I |
840 м м |
1 напР имеР- |
|
Так как окуляр телескопа является сменной линзой, то окуляры с различным фокусным расстоянием обеспечивают различные увели чения.
2. Зеркальные телескопы (рефлекторы)
Благодаря возможности изготовлять все большие стеклянные линзы (прежде всего отливать их) диаметр объектива можно было увеличивать все больше и больше. Но так как это увеличение имеет технические границы, то уже давно пришли к мысли о том, чтобы вместо линзы поставить на ее место большое зеркало. Такие зеркала изготовлять легче, чем большие линзы из стекла. Во-первых, в случае зеркала обработки (шлифовки) требу ет лишь одна поверхность, во-вторых, они мо гут состоять из намного более толстого стекла, чем оно лучше защищается от повреждения
245
ПО КАССЕГРЭНУ
Рис. 41. Устройство зеркального телескопа систем Кассегрена и Ньютона.
(кроме того, зеркало поддерживается крепле нием на его стороне, не обращенной к объек ту). Каждый телескоп с отверстием более мет ра (диаметр объектива) является зеркальным.
Цель применения вогнутого полированно го зеркала в рефлекторах состоит в том, что бы при помощи его построить по возможнос ти яркое изображение объекта. Так как та кое зеркало (несмотря на его преимущества, на которых мы здесь не можем подробно ос танавливаться) не является «прозрачным», как объектив, то встает вопрос, как изображе ние, построенное зеркалом в его фокусе внут ри тубуса телескопа, сделать доступным для наблюдения глазом.
246
На рис. 41 показаны два возможных ва рианта. Конструкция Ньютона содержит на оптической оси малое плоское зеркало, кото рое меняет ход лучей, направляя их под пря мым углом в сторону, к окуляру.
В систему Кассегрена включено выпуклое «улавливающее» зеркало, которое направля ет лучи к окуляру через отверстие в центре главного зеркала. Во многих рефлекторах чувствительное к изменениям температуры зеркало и окуляр помещаются не в одном жестком тубусе трубы, а поддерживаются в необходимом взаимном положении при по мощи конструкции стержней. Зеркальные ин струменты дают возможность получать зна чительно более яркие изображения.
Монтировка
Большое значение для правильной работы . телескопа имеет его установка. Чтобы защи тить инструмент от сотрясений, он вместе со своей монтировкой ставится на основание в виде колонны, не связанной с окружающим ее зданием. Таким образом, колебания по следнего не передаются инструменту. При этом большую роль играет также то, что инструмент допускает точное и удобное для работы сопровождение небесного свода.
Здесь выручает параллактическая мон тировка (рис. 42). Сущность ее состоит в сле дующем : телескоп может вращаться вокруг двух осей — часовой оси и оси склонения. Часовая ось параллельна земной оси (она должна выставляться в каждом месте на блюдения в соответствии с его широтой) и
247
Телескоп
Противовес
Ось склонения
Колонна
Рис. 42. Параллактическая монтировка.
направлена на полюс мира. Так как видимое вращение неба происходит вокруг земной оси (ось мира), то необходимо только двигать телескоп с той же скоростью вокруг часовой оси; тогда каждая звезда, пойманная в поле зрения, остается в нем. Слежение ведется с помощью точных механических или электри ческих приводных устройств, которые обыч но управляются точными астрономическими часами, идущими по звездному времени.
Наиболее крупные современные телеско пы — рефлекторы с очень большими диа метрами зеркал. Крупнейший инструмент в
248
Европе установлен в Таутенбурге близ Иены1 (диаметр зеркала 200 слг); в СССР заплани ровано строительство 6-метрового рефлекто ра. Крупнейший рефлектор в мире (диаметр зеркала 5 ж) находится в Калифорнии, круп нейший рефрактор (с диаметром объектива 102 см и фокусным расстоянием 18 м) — в Чикаго.
Разумеется, телескопы представляют со бой самую значительную часть астрономиче ского «арсенала», но в следующем разделе мы будем иметь возможность убедиться в том, что астрономы располагают еще и ря дом других инструментов для исследования небесных тел и процессов во Вселенной.
Методы исследования
Днем и ночью работают астрономы в на учных обсерваториях Земли. Кроме описан ных исследовательских работ, к их задачам относятся и такие, которые должны быть по ставлены на службу ежедневным практиче ским потребностям человека. Из большого числа таких задач некоторые мы рассмотрим подробнее, чтобы понять их сущность и зна чение.
Служба времена — одна из тех задач, ко торые должны выполняться непрерывно. На ши сутки как основная единица времени яв ляются производными от вращения Земли. День начинается и кончается в момент ниж
1 В СССР недавно вступил в строй телескоп-реф лектор с диаметром зеркала 2,6 м (Крымская астро физическая обсерватория). — Прим, перев.
249
ней кульминации Солнца, т. е. в момент его самого глубокого положения под горизон том.
Уже при рассмотрении поясного времени мы выяснили, что эта кульминация в местах с различной географической долготой прихо дится на разное время. Но кроме различия, обусловленного этим, существует еще и дру гое, которое усложняет счет времени. Соглас но второму закону Кеплера, Земля движется по своей орбите вокруг Солнца не с постоян ной скоростью: на участках орбиты, более близких к Солнцу, ее скорость больше. По этому и Солнце в разные времена года куль минирует в одном и том же пункте не в одно время, причем время верхней кульминации может отличаться до четверти часа от куль минации «среднего» Солнца. Такая непра вильная последовательность моментов куль минации, естественно, не может служить ос новой точного счета времени. Поэтому в ос нову счета времени астрономы положили видимое движение среднего Солнца, причем принимается, что Земля движется вокруг Солнца по круговой орбите совершенно рав номерно.
Следовательно, правильно сделанные сол нечные часы показывают не среднее, а ис тинное местное время. Чтобы поставить часы по солнечным часам, следует прежде всего прибавить или вычесть из их показаний раз ность между истинным и средним временем, т. е. истинным и средним Солнцем (так назы ваемое уравнение времени). В результате по лучится местное время, которым можно без
250
Рис. 43. Меридианный круг.
изменения пользоваться в данном часовом поясе *.
Для осуществления службы точного времени ежедневно производятся наблюде ния и измерения, например, с меридианным кругом (рис. 43). Это инструмент, который может двигаться только в плоскости мери диана. В окуляр телескопа вмонтирован крест нитей. В момент прохождения светила1
1 Здесь автор допускает неточность: чтобы полу чить поясное время, необходимо учесть еще разность между долготой места и номером часового пояса, вы раженного в часах. Население СССР живет по так на зываемому декретному времени, для получения кото рого следует к поясному времени прибавить один час. — Прим. перев.
251
через середину поля зрения с помощью кон тактного устройства дается точная метка вре мени. По данным таких наблюдений контро лируются высокоточные часы обсерватории.
На астрономических обсерваториях поль зуются очень точными маятниковыми часа ми. Они содержатся при строго определенном давлении воздуха и постоянной температу ре, чтобы устранить все внешние влияния на точность хода часов. В настоящее время им на смену приходят еще более точные квар цевые часы [а также атомные и молекуляр ные стандарты частоты и времени.— Перев.].
Значение спектрального анализа, осу ществляемого при помощи особых инстру ментов, уже подчеркивалось выше.
Совсем молодой наукой, если сравнивать ее с астрономией, является радиоастроно мия — новое направление в исследовании неба. Несмотря на это, радиоастрономия уже блестяще «отметила» свое рождение. Это от носится в особенности к изучению строения нашей Галактики, других галактик и вообще доступной в настоящее время части Вселен ной.
Для приема очень слабого радиоизлуче ния применяются антенны большой площади, в некоторой степени подобные оптическим рефлекторам (рис. 44). Например, подвижное параболическое «зеркало» из мелкой сетки отражает падающие волны и собирает их в фокусе. Здесь расположены, как и в технике ультракоротких волн, диполи [или облучате
ли других типов.— Перев.] |
для |
приема ра |
диоизлучения различных |
длин |
волн — от |
252
Дипольная
антенна
Рис. 44. Радиотелескоп и его схема.
1 см до 10 м. Излучение можно слушать, сни мать отсчеты по прибору или вести его не прерывную запись.
Поскольку вследствие значительно боль шей длины радиоволн по сравнению с опти ческими радиотелескопы по разрешающей способности уступают оптическим в миллио ны раз, они должны быть очень больших раз меров, чтобы разрешать дискретные источ ники радиоизлучения малого диаметра *. Крупнейший до сих пор инструмент в Джодрелл Бэнк, Англия, имеет диаметр 76 м; крупнейший немецкий радиотелескоп (диа-1
1 Еще в 1961 г. в Англии с помощью радиоинтер ферометра были измерены угловые диаметры ряда ис точников радиоизлучения величиной несколько угло вых секунд; в 1963 г. в США были измерены коор динаты многих радиоисточников с точностью до нес кольких угловых секунд. — Прим, перев.
253