14

Лекция 10. Астрофизические инструменты и основные методы наблюдений

10.1 Телескопы

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 фотографических, фотоэлектрических, спектральных 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. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному, то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление называетсяхроматической аберрацией. Хроматическая аберрация в значительной мере устранена в объективах, составленных из двух линз, изготовленных из стекол с разными коэффициентами преломления (ахроматический объектив, или ахромат).

Законы отражения не зависят от длины волны и естественно возникла мысль заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом (рис. 92). Такой телескоп называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор (диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен Ньютоном в 1671 г.

Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает в фокусе несколько размытое пятнышко. Это искажение называется сферической аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида вращения, то сферическая аберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид вдоль его оси, собирается в фокусе практически без искажений, если не считать неизбежного размытия из-за дифракции. Поэтому современные рефлекторы имеют зеркала параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы.

В астрометрических работах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, что рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала: так как угол падения равен углу отражения, то поворот зеркала на некоторый угол b смещает изображение на угол 2b . Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение. А так как в астрометрии надо измерять положения светил с максимальной точностью, то выбор был сделан в пользу рефракторов.

Как уже сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси появляются искажения (внеосевые аберрации). Поэтому рефлектор с одним только параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков неба размером, скажем, 5°5⁰, а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик и галактических туманностей. Поэтому для наблюдений, требующих большого поля зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в которых аберрации зеркала исправляются тонкой линзой, часто увиолевой (сорт стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи).

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

(8.1)

где Е — освещенность объектива и S — его площадь. Другой существенной характеристикой является относительное отверстие

(8.2)

Как нетрудно убедиться, освещенность в фокальной плоскости, создаваемая протяженным объектом,

(8.3)

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. Зеркально-линзовые системы и сложные объективы могут обеспечить в некоторых случаях относительное отверстие 1:1 и более.

Для визуального телескопа важной характеристикой является увеличение, равное отношению фокусных расстояний объектива и окуляра:

Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием не менее 2', то телескоп уменьшает этот предел в n раз (далее мы увидим, что это улучшение не является, однако, безграничным).

При фотографировании представляет интерес масштаб изображения в фокальной плоскости. Он может быть выражен в угловых единицах, приходящихся на 1 мм. Чтобы найти масштаб изображения, нужно знать линейное расстояние между двумя точками изображения с взаимным угловым расстоянием.

(8.4)

где F — фокусное расстояние объектива. Вывод этой формулы ясен из рис. 93.

При малых углах a

= F,

и

.

Тогда масштаб изображения

(8.5)

и если F выражено в мм, то тоже будет в мм. Масштаб, в зависимости от единицы измерения, получится в градусах на мм (°/мм), в минутах дуги на мм ('/мм) или секундах дуги на мм ("/мм).

Так, угловой диаметр Солнца и Луны равен приблизительно 0°,5. При фокусном расстоянии телескопа F = 1000 мм. диаметр изображения Солнца и Луны в его фокальной плоскости составляет около 10 мм и, следовательно,

Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе параболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом. Часто используются более сложные системы рефлекторов; например, с помощью дополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывести фокус в бок за пределы трубы (ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклым предфокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в отверстие, просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус), и т.д. Некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рис. 94. Они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-за дополнительных отражений дают большие потери света.

Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и слежение за ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких десятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор в настоящее время действует в Советском Союзе. Он имеет диаметр 6 м и установлен на высоте 2070 м (гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на Северном Кавказе). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США (обсерватория Маунт Паломар).

Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярных оси, поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке, называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая лежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются небольшие переносные телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной монтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось), а другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп на экваториальной монтировке называется экваториалом.

Самую внешнюю и разреженную часть солнечной атмосферы — корону, — долгое время удавалось наблюдать только в редкие моменты полных солнечных затмений. Яркость короны в 10⁶раз меньше яркости солнечного диска. В обычных условиях рассеяние солнечного света в земной атмосфере и телескопе создает вокруг Солнца ореол, на фоне которого корону различить невозможно.

Во время полной фазы солнечного затмения Луна закрывает солнечный диск, и тогда на потемневшем небе вокруг темного диска Луны вспыхивает жемчужное сияние солнечной короны. Многие астрономы и оптики пытались построить специальные телескопы, в которые можно было бы увидеть корону вне затмения. Впервые это удалось известному французскому астрофизику Лио, который использовал рефрактор с однолинзовым объективом. Такая система обеспечивает минимум рассеянного света в телескопе. Чтобы уменьшить атмосферное рассеяние, Лио установил свой прибор (он назвал его внезатменным коронографом) на горе. И, наконец, внутри телескопа он поместил “искусственную Луну”, которая закрывала от наблюдателя изображение солнечного диска. С этими предосторожностями солнечную корону можно было наблюдать визуально и фотографировать в лучах ее наиболее ярких эмиссионных линий. В настоящее время построенные по той же идее внезатменные коронографы имеются во многих странах, и наблюдения короны входят в регулярную программу Службы Солнца. В отличие от солнечных телескопов общего назначения, внезатменный коронограф устанавливается на обычной экваториальной установке, так как целостатное зеркало давало бы слишком много рассеянного света.

Естественно поставить вопрос: чем ограничивается качество изображения светил в телескопе? С первого взгляда кажется, что чем больше увеличение (или, в фотографическом телескопе, масштаб), тем больше деталей можно различить на дисках планет, видеть более тесные пары двойных звезд и т.д. На самом деле это не так. Здесь имеется принципиальное

ограничение, связанное с явлением дифракции. Даже идеальный объектив из-за дифракции не может построить изображение точечного объекта в виде точки. Вместо точки получается круглое пятнышко с системой дифракционных колец вокруг, интенсивность которых убывает с удалением от центра изображения (рис. 102). Угловой диаметр центрального пятна

(8.6)

где — длина волны и D — диаметр телескопа. Если= 0,55 мк (зеленый свет) и D =100 см, то= 0,55×10^-6радиан = 0",1. Очевидно, две точки (например, две находящиеся рядом звезды) можно различить только в том случае, если расстояние между ними больше.Этот минимальный уголназывается теоретическим угловым разрешением телескопа. Практически угловое разрешение больших телескопов ограничивается другим фактором — атмосферным дрожанием.

Космические тела излучают электромагнитную энергию в очень широком диапазоне частот — от гамма-лучей до самых длинных радиоволн (см. § 102). Радиоизлучение от космических объектов принимается специальными установками, называемыми радиотелескопами, которые состоят из антенны и очень чувствительного приемника. 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. В фокусе параболоида устанавливается облучатель — устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом. Облучатель передает принятую энергию на вход приемника, и, после усиления и детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего электроизмерительного прибора.

Радиоастрономические зеркала не требуют такой точности изготовления, как оптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданной параболической формы не должно превышать, как уже упоминалось, /8, а длины волн, в радиодиапазоне намного больше, чем в оптическом. Например, для волны= 10 см достаточно иметь точность зеркала около 1 см. Более того, зеркало радиотелескопа можно делать не сплошным, например, натянуть металлическую сетку на каркас, придающий ей приблизительно параболоидальную форму. Наконец радиотелескоп можно сделать неподвижным, если заменить поворот зеркала смещением облучателя (в пределах до 10—20°). Благодаря этим особенностям радиотелескопы могут намного превосходить по размерам оптические телескопы.

Самая большая в мире “полнопрофильная” (т.е. представляющая собой единое сплошное зеркало) радиоастрономическая антенна имеет диаметр 300 м. Она находится на обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико и установлена в естественном углублении (кратер потухшего вулкана), которому придали форму параболоида, закрепили бетоном и на бетон нанесли металлическое покрытие.

На волнах длиной от нескольких метров и более параболические антенны не применяются. Здесь используются системы, состоящие из большого количества дипольных антенн, электрическая связь между которыми обеспечивает необходимую для радиотелескопа направленность приема.

Для описания угловой разрешающей силы радиотелескопа применяется специальная характеристика — диаграмма направленности, Диаграммой направленности называется зависимость чувствительности радиотелескопа от положения точечного источника радиоизлучения по отношению к антенне. Радиотелескоп с симметричной параболической антенной имеет диаграмму направленности, симметричную относительно ее оси. Примерный вид такой диаграммы показан на рис. 106. Угловое разрешение радиотелескопа (т.е. минимальный угол между двумя источниками, которые регистрируются как отдельные) приблизительно равно ширине диаграммы направленности "по половине мощности" (угол на рис. 106). Физическая причина, ограничивающая теоретическое угловое разрешение — это дифракция, так же как и в оптических телескопах.

Так как длины волн в радиодиапазоне очень велики, то радиоастрономические зеркала, несмотря на огромные размеры, значительно уступают по угловому разрешению оптическим. Так, 300-метровая антенна Аресибо на своей рабочей длине волны в 70 см может обеспечить угловое разрешение

т.е. в несколько сотен раз хуже среднего практического предела оптического телескопа (1—2"). Тем не менее имеется способ, который позволяет сравнять разрешающую силу тех и других телескопов. Это можно сделать с помощью радиоинтерферометра.

Простейший радиоинтерферометр (рис. 107) представляет собой систему из двух антенн, разнесенных на некоторое расстояние а, которое называется базой интерферометра. Облучатели обеих антенн передают сигналы по проводам (“фидерам”) на вход одного и того же приемника.

На антенну А₁электромагнитная волна приходит с некоторым запаздыванием по отношению к А₂. Если запаздывание ("разность хода") равно целому числу длин волн,

b = a sin = n,

то сигналы на входе приемника складываются, так как они приходят в одной фазе. Если же

то сигналы вычитаются, так как приходят в противофазе. В результате диаграмма направленности интерферометра состоит из узких лепестков, угловое расстояние между максимумами (и минимумами) которых равно

(8.7)

вдоль направления, параллельного базе. Эти лепестки налагаются на диаграмму направленности одиночной антенны, и полная диаграмма направленности (вернее, ее сечение плоскостью, проходящей через линию базы) имеет вид, показанный на рис. 107.

Расстояние а может быть сделано очень большим:

a >> D ;

поэтому интерферометрами можно разрешить очень близко расположенные точечные источники.

Радиоизлучение точечного источника при наблюдениях с одиночной антенной записывается так, как показано на рис. 108, а, а при наблюдениях интерферометром так, как на рис. 108,6. Если угловые размеры источника много больше, чем , то источник не регистрируется интерферометром. Изменяя длину базы, можно определить размеры и распределение яркости источника вдоль одной координаты. Проделав такой же ряд измерений при другой ориентации базы, можно узнать распределение яркости и по другой координате.

В последние годы разработана методика радиоинтерферометрических наблюдений с использованием двух раздельных приемников. В этом случае антенны интерферометра могут быть разнесены на тысячи километров. С помощью таких систем в радиоастрономии удалось получить угловое разрешение порядка 10^-4секунды дуги — намного лучше, чем дают оптические телескопы.

В инфракрасном диапазоне (на волнах длиной от 1 микрона до 1 миллиметра) используются обычные оптические телескопы. Главная трудность в этом диапазоне — помехи со стороны теплового излучения телескопа и атмосферы. Кроме того, атмосфера сильно поглощает излучение в большей части инфракрасного диапазона. Однако имеется ряд участков спектра (“окна прозрачности”), в которых пропускание достаточно велико.

Особые трудности возникают при наблюдениях рентгеновского излучения (длины волн от 0,1 до 10 ангстрем). Современные методы шлифовки и полировки материалов не позволяют изготовить зеркало с такой высокой точностью. Однако оказывается, что при падении и отражении луча под углом к нормали близким к 90° (“косое падение”), требования к точности изготовления зеркальной поверхности значительно ослабляются. Телескопы, использующие этот принцип, называются телескопами косого падения, и, будучи установленными на искусственных спутниках, позволяют измерять рентгеновское излучение космических источников.