Файл: Уллерих К. Ночи у телескопа путеводитель по звездному небу.pdf

метром 36 м) находится под Берлином (ок­ руг Адлерсхоф).

Радиоизлучение может быть совершенно различного происхождения. Это может быть излучение заряженных частиц, движущихся в магнитном поле с большой скоростью (синхротронное радиоизлучение). В других случаях газовые массы могут находиться в интенсивном турбулентном движении. При этом вследствие высокой температуры поряд­ ка 10 000°К атомы газа ионизуются, т. е. теряют полностью или частично свои элект­ роны. Такой газ называют плазмой; при воз­ никновении колебаний плазма излучает ра­ диоволны 1(плазменное излучение).

К особенно важным и замечательным ре­ зультатам относится открытие и исследова­ ние третьего вида радиоизлучения. Речь идет о так называемом излучении в линии на од­ ной определенной волне в противоположность упомянутому выше непрерывному [по часто­ те.— Перев.] радиоизлучению. Эта «радиоли­ ния» возникает благодаря физически хоро­ шо известной особенности нейтрального ато­ ма водорода. Основная часть водорода во Вселенной сосредоточена в так называемых областях нейтрального водорода, т. е. водо­ род (при 50°К = —220°С) находится в нор­ мальном (физически нейтральном) состоя­ нии. Это значит, что вокруг ядра атома вра­ щается один электрон. Благодаря изменению1

1 Существует другой, более общий вид радиоизлу­ чения плазмы — тепловое излучение, возникающее

при взаимодействии электронов с ядрами атомов га­ за. — Прим, перев.

254

вращательного момента он может находиться в двух состояниях. При переходах из одного состояния в другое разность энергий состояний излучается на волне 21,2 см; это, так сказать, линия Фраунгофера в радиодиа­ пазоне '.

Между прочим, линия 21 см, которая приобрела очень важное значение в исследо­ вании Вселенной, со всей надежностью под­ твердила предполагавшуюся ранее и частич­ но обнаруженную по оптическим наблюде­ ниям спиральную структуру Млечного Пути.

Радиоастрономия привела к открытию це­ лого ряда отдельных очень мощных источ­ ников излучения. Сюда относятся упомяну­ тые выше источники синхротронного и плаз­ менного излучения, в особенности известные туманности (туманность в Орионе и Северная Америка в Лебеде). Кроме этих «дискрет­ ных» источников космического радиоизлуче­ ния, связанных с нашей Галактикой, сущест­ вуют еще источники внегалактического про­ исхождения. Около 20 из них отождествля­ ются с соседними звездными системами (например, туманность Андромеды). По отно­ шению к их оптическому излучению радио­ излучение является слабым.1

1 Здесь автор допускает ошибки, по поводу кото­ рых необходимо сделать два замечания: 1) радиоиз­ лучение в линии 21,2 см обязано своим возникнове­ нием переходам не электрона, а атома из одного со­ стояния в другое — следствие так называемой сверх­ тонкой структуры атома водорода; 2) чаще всего линия 21,2 см наблюдается как эмиссия, а не погло­ щение и поэтому не может быть названа линией Фраунгофера. — Прим, перев.

255

Некоторые внегалактические объекты да­ ют очень мощное радиоизлучение. Так как при этом речь идет, несомненно, о звездных системах, то их называют радиогалактиками; их радиоизлучение значительно мощнее оп­ тического. Поэтому с помощью радиоастро­ номии можно обнаруживать такие объекты, когда оптические методы оказываются бес­ помощными. Но это означает, что в настоя­ щее время радиотелескопы проникают даль­ ше в мировое пространство, чем оптические телескопы.

Таким образом, именно благодаря радио­ астрономии диаметр доступного нашим на­ блюдениям «мира» достиг 20 миллиардов световых лет.

В заключение следует упомянуть еще один вид «очень близких» радиоастрономи­ ческих наблюдений: * метод радиоэха». Это способ исследования астрономических объек­ тов с помощью радиолокации. С Земли излу­ чаются импульсы коротковолнового радиоиз­ лучения и, отраженные от небесного тела (Солнце, Луна, Венера, Марс, Юпитер, Мерку­ рий), принимаются вновь.

По времени распространения импуль­ са можно в числе других величин определить расстояние до объекта. Метод радиоэха при­ нес большие успехи в исследовании метеор­ ных потоков. Отражение радиоволн от ес­ тественных или искусственных небесных объ­ ектов (спутников) можно использовать для осуществления межконтинентальной радио­ связи. Первые такие попытки увенчались ус­ пехом.

256

КАК МОЖЕТ РАБОТАТЬ АСТРОНОМ-ЛЮБИТЕЛЬ

Астрофотография с простыми камерами

Кто хоть немного знаком с фотографией, тот при своих наблюдениях вскоре ощутит потребность проводить их фотографическим способом. В зависимости от того, какая ис­ пользуется камера и применяется ли опти­ ческий инструмент, существуют различные способы фотографирования небесных объек­ тов.

1. Без телескопа

Объем задач, которые можно решать с помощью фотографии без применения телес­ копа, ограничен, но снимки, несмотря на это, могут быть очень интересными. Простейшая задача — это уже упоминавшееся фотогра­ фирование метеорных следов. Камера (для этой задачи достаточной будет даже само­ дельная) закрепляется (или даже кладется прямо на землю) и объектив направляется на избранную часть звездного неба (недале­ ко от полюса мира). Затвор камеры откры­ вается (и при этом закрепляется) и закры­ вается через 1—2 часа. Разумеется, не долж­ но быть мешающих земных источников света.

На экспонированной таким образом плен­ ке вместо точечных изображений звезд полу­ чаются дуги окружностей, так как за время экспозиции Земля поворачивалась относи­ тельно звездного неба. Если нужно получить с такого снимка действительный вид неба, то следует начальные точки дуг отметить на планке иголкой и затем перенести их на бе­ лую подкладку (карандашом или тушью):

257

мы получим точную картину сфотографиро­ ванной части неба. (Кто имеет опыт в техни­ ке печатания, найдет способ изготовить из снимков диапозитивы.)

Если в вашем распоряжении есть свето­ сильная камера (от 1 : 2 до 1 : 4,5), то она позволяет делать снимки отдельных небес­ ных объектов. Опять необходимо надежно установить камеру с помощью штатива или другого устройства. Так как масштаб изоб­ ражения очень мал (при фокусном расстоя­ нии камеры 5 см Солнце и Луна будут иметь размеры лишь около 0,5 мм), необходимо последующее увеличение. При этом, естест­ венно, недостаточная резкость проявляется очень сильно. Поэтому время экспозиции не должно превышать несколько секунд. Под­ ходящими объектами являются Луна (в виде серпа) или Солнце (ссильным нейтральным фильтром и малой диафрагмой); Луна осо­ бенно хороша, когда снимаются находящиеся рядом с ней яркие планеты и звезды. Чувст­ вительность пленки и время экспозиции в числе прочих факторов определяются яр­ костью изображения объектива и неба, а так­ же временем проявления, поэтому трудно дать точные советы. Интересующийся этим любитель подберет лучшие условия опытным путем. С нейтральным фильтром и с малой диафрагмой можно получить фотографии солнечного серпа во время затмения.

2. С телескопом

появляется много возможностей для фото­ графирования. Можно либо удалить окуляр

258

телескопа и поставить на его место камеру без объектива, закрепив ее с помощью пере­ ходного кольца, либо закрепить камеру (с объективом или без него) позади окуляра те­ лескопа. Если держатель окуляра имеет резь­ бу, то легко изготовить переходное кольцо для крепления камеры к окуляру, чтобы по­ лучить зеркальную камеру для маломасш­ табных фотографий. Механик или слесарь может выточить кольцо, которое с одной сто­ роны несет резьбу для держателя окуляра, а с другой — для камеры. С помощью этого кольца можно быстро привинтить корпус ка­ меры к телескопу.

Если невозможно осуществить такое крепление камеры (например, если само­ дельный телескоп не снабжен резьбой на держателе окуляра), то можно крепить ка­ меру к телескопу с помощью другого уст­ ройства. На рис. 45 изображена одна из мно­ гих возможностей.

В обоих случаях увеличенный за счет ка­ меры вес телескопа надо компенсировать путем смещения трубы телескопа в штативе

объекты становятся больше и показывают значительно больше деталей. Прежде слиш­ ком слабые и малые по размерам небесные тела (фазы Венеры, спутники Юпитера) ста­ новятся видимыми и могут быть сфотографи­ рованы. Но теперь появляются и новые труд­ ности. Из-за увеличения движение неба как

259

Рис. 45. Крепление камеры к телескопу при помощи переходного кольца или крепящего устройства.

бы ускорилось, тем самым время экспозиции как бы сделалось меньше. Время экспозиции в несколько секунд уже приводит к разма­ зыванию изображения, которое становится еще заметнее при большинстве рабочих уве­ личений. Чтобы получить возможно более резкие снимки, удобно применять слабопоглощающий желтый фильтр, он «проглаты­ вает» избыточное излучение в синих лучах. Фокусировка тоже требует некоторого на­ выка, если отсутствует зеркальная камера, с которой такая проблема не возникает.

Наблюдателю и фотографу представля­ ются самые различные возможности для

260

наблюдений в зависимости от увеличения телескопа. Время экспозиции для различных объектов (в зависимости от их яркости и дви­ жения) целесообразнее всего находить ме­ тодом проб. Во всяком случае, проявлять пленки лучше всего самостоятельно, так как в фотоателье они проявляются в течение стандартного промежутка времени, а мы между тем стремимся лучше и дольше вес­ ти проявление с целью выявления как можно большего числа деталей.

При фотографировании Солнца требует­ ся соблюдать осторожность! Уже телескоп с очень малым объективом собирает такое количество солнечной энергии, что камера (особенно чувствительный щелевой затвор) может оказаться поврежденной. Поэтому лучше всего всегда иметь сильно поглощаю­ щий нейтральный фильтр между окуляром и камерой!

Еще большие возможности на поприще астрофотографии имеет, естественно, облада­ тель телескопа, который можно вести за небом при помощи гибкого вала или даже мотора. Однако говорить об этом — значило бы выйти за рамки этой книги.

Мы строим телескоп

Большое число красивых и редких объ­ ектов можно увидеть, кроме бинокля, с по­ мощью простого самодельного телескопа. Уже прибор с 10—15-кратным увеличением предоставляет возможность любоваться уди­ вительно красивым видом Луны. С ним мож-

261

I I

Рис. 46. Телескоп с ахроматическим объективом.

но наблюдать (через темное стекло!) пятна на Солнце и серп Венеры во время ее нижних соединений. Кроме того, можно рассматри­ вать многочисленные прекрасные звездные скопления и множество звезд в полосе Млеч­ ного Пути, а также ярчайшие туманности в Орионе и в Андромеде.

Астрономический телескоп в простейшем случае состоит из двух так называемых вы­ пуклых линз: объектива и окуляра. Они должны быть очень точно и жестко закреп­ лены в одной трубе, причем окуляр должен иметь возможность перемещаться на неболь­ шое расстояние вдоль оси с целью фокуси­ ровки. Изнутри труба во избежание мешаю­ щего рассеяния света должна быть по возможности черной (столярный лак) и со­ держать одну или две диафрагмы, как пока­ зано на рис. 46.

Объектив наиболее просто изготовить из составного очкового стекла старого типа (двойное стекло) с большим фокусным рас­ стоянием. Например, можно без особого труда изготовить телескоп из такого объек-

262

Оправа объектива Оправа окуляра

Г р у б а

Рис. 47. Крепление в трубе объектива и окуляра Плёсля.

R — кольца крепления линз.

тива с фокусным расстоянием 1 м, причем увеличение может доходить до 30—40-крат­ ного. Но такие очковые стекла вносят, к со­ жалению, многочисленные оптические иска­ жения, которые становятся заметными при большом увеличении. Поэтому в телескопах всегда применяют объективы, у которых бла­ годаря соединению по крайней мере двух линз с различными сортами стекла эти иска­ жения полностью устраняются.

Такие линзы промышленного производст­ ва бывают в продаже в ограниченных коли­ чествах. Для увеличений приблизительно до 12 раз можно применить объектив с диа­ метром 51 мм и с фокусным расстоянием 184 мм. К нему можно изготовить подходя­ щую оправу, при помощи которой вставлять

263