Феликс Зигель - Астрономы наблюдают

При создании телескопов со времен Галилея придерживаются следующего правила: выходной зрачок телескопа не должен быть больше выходного зрачка наблюдателя. Легко сообразить, что в противном случае часть света, собранного объективом, будет напрасно потеряна. Очень важной величиной, характеризующей объектив телескопа, является его относительное отверстие, то есть отношение диаметра объектива телескопа к его фокусному расстоянию. Светосилой объектива называется квадрат относительного отверстия телескопа. Чем «светосильнее» телескоп, то есть чем больше светосила его объектива, тем более яркие изображения объектов он дает. Количество же света, собираемого телескопом, зависит лишь от диаметра его объектива (но не от светосилы!). Из-за явления, именуемого в оптике дифракцией, при наблюдениях в телескопы яркие звезды кажутся небольшими дисками, окруженными несколькими концентрическими радужными кольцами. Разумеется, к настоящим дискам звезд дифракционные диски никакого отношения не имеют.

В заключение сообщим читателю основные технические данные о первых галилеевских телескопах. Меньший из них имел диаметр объектива 4 см при фокусном расстоянии 50 см (его относительное отверстие было равно 4/50 = 0,08). Он увеличивал угол зрения всего в три раза. Второй, более совершенный телескоп, с помощью которого Галилей совершил свои великие открытия, имел объектив диаметром 4,5 см при фокусном расстоянии 125 см и давал увеличение в 34 раза. При наблюдениях в этот телескоп Галилей различал звезды до 8-й звездной величины, то есть в 6,25 раз более слабые, чем те, которые еле видит на ночном небе невооруженный глаз.

Таково было скромное начало развернувшегося позже «чемпионата» телескопов — длительной борьбы за усовершенствование этих главных астрономических инструментов.

До сих пор, рассуждая о ходе световых лучей в телескопе, мы считали эти лучи идеальными геометрическими прямыми, а точки их схождения — идеальными математическими точками. В действительности все обстоит гораздо сложнее. Прежде всего астрономам приходится сталкиваться с так называемой дифракцией света (подробнее см. стр. 110). Суть же этого явления заключается в следующем.

Представьте себе поток световых лучей, падающих на объектив телескопа. Плоскость, перпендикулярную к направлению лучей, назовем фронтом световой волны. Согласно так называемому принципу Гюйгенса каждую точку фронта волны можно рассматривать как самостоятельный источник света, посылающий лучи во все стороны. Принимая этот принцип, можно доказать, что изображение звезды, создаваемое телескопом, никогда не будет точечным, как того требуют законы «идеальной» геометрической оптики. Оно, это изображение, выглядит светлым кружочком, окруженным несколькими концентрическими кольцами, причем с удалением от изображения звезды яркость дифракционных колец быстро уменьшается, а ширина возрастает.

Настоящие диски звезд ни в один даже самый крупный современный телескоп рассмотреть невозможно. Дифракционные диски, особенно хорошо заметные у ярких звезд, — неизбежная помеха при астрономических наблюдениях. Теория показывает, что угловой радиус r дифракционного диска (в секундах дуги) для желто-зеленых лучей, к которым глаз наиболее чувствителен, определяется простой формуле

где D — диаметр объектива телескопа в сантиметрах. Значит, чем больше объектив телескопа, тем меньше дифракционные диски наблюдаемых в него звезд, а значит, тем выше разрешающая сила телескопа, то есть тем мельче подробности, различаемые с его помощью.

Так, например, если в телескоп наблюдается двойная звезда и оба ее компонента на небе так близки друг к другу, что их дифракционные диски сливаются, то ни в один окуляр (то есть ни при каком увеличении) различить эти звезды в отдельности не удастся. Следовательно, разрешающая сила телескопа полностью определяется поперечником его объектива.

Казалось бы, отсюда вытекает естественный практический вывод: надо строить телескопы с возможно большим диаметром объектива. Однако изготовление крупных оптических линз — необычайно сложная даже для современной техники задача. Нужно очень прозрачное, совершенно однородное стекло, с правильно отшлифованными поверхностями. Малейшие уклонения от этих весьма жестких норм сводят на нет все усилия и линзу приходится браковать. Но если даже все кончится хорошо и линза изготовлена по всем правилам высшего оптического искусства, она неизбежно будет создавать искажение изображений, то есть, как говорят оптики, аберрации.

Одна из главных аберраций линз — так называемая хроматическая аберрация. Выражается она в том, что лучи разного цвета линза преломляет по разному — сильнее всего фиолетовые, слабее других — красные. Поэтому для лучей разного цвета и фокусы получаются разные (рис. 13, вверху). Из них самый близкий к объективу «фиолетовый» фокус, самый дальний — «красный». В результате наблюдатель видит в телескопе окрашенные в «радужные» цвета изображения небесных тел. Особенно заметны радужные ореолы на краях изображения.

Хроматическая аберрация создает большие неудобства. Она искажает действительную окраску космического объекта, портит его изображение в телескопе.

Другой недостаток линз — сферическая аберрация. Суть ее в том, что края линзы сильнее преломляют световые лучи, чем ее центральная часть. Из-за этого, независимо от цвета лучей, разные лучи будут собираться в разных фокусах (рис. 13, внизу). В итоге изображение в телескопе не будет повсюду одинаково четким — либо четки его края и тогда размыта, размазана его середина, либо наоборот.

Если лучи от звезды падают наклонно по отношению к оптической оси телескопа, то возникает еще одна аберрация, называемая комой. Она выражается в том, что по краям поля зрения звезды похожи на маленькие хвостатые кометы. Из-за дисторсии (еще один недостаток линз!) изображение к краям поля зрения растягивается, а прямые линии искривляются. Есть и другие аберрации, например, астигматизм, при котором изображения звезд растягиваются в светлые черточки. Словом, линзы обладают множеством естественных недостатков, в принципе неустранимых (если речь идет об однолинзовых объективах и окулярах).

Уже первые конструкторы телескопов заметили, что действия двух главных аберраций — хроматической и сферической — заметно ослабляются, если применять длиннофокусные объективы сравнительно небольшого диаметра (порядка 10 см). В этом случае при очень малой светосиле масштаб изображения увеличивается, а обе аберрации становятся почти незаметными.

Удивительный облик имели длиннофокусные телескопы XVII и XVIII веков (рис. 14). Их трубы длиной в 30, а иногда и 40 метров с помощью сложной системы блоков укреплялись на высоких мачтах, а наблюдатель окулярную часть телескопа держал в руках. Трубы сравнительно коротких телескопов (примерно до 30 м) делались сплошными, а более длинные — ажурными. Управлять таким телескопом было очень трудно и потому при наблюдениях астроному помогали несколько ассистентов. Из-за суточного движения и маленького поля зрения астрономические объекты непрерывно ускользали от глаз наблюдателя, который должен был непрерывно перемещаться по земле (примерно на четверть метра в минуту). Порой и вовсе отказывались от тубуса (трубы) телескопа, предпочитая «воздушную систему». В этом случае объектив укреплялся высоко на мачте, а окуляр наблюдатель держал в руках! Для удобства наблюдений (если вообще здесь можно говорить о каком-либо удобстве) оправа объектива соединялась с окуляром специальным шнуром (рис. 15). Воздушные телескопы, эти динозавры телескопической техники, достигали иногда поистине исполинских размеров. Так, например, Ян Гевелий, знаменитый польский астроном XVII века, работал с воздушным телескопом длиной около 50 м; Христиан Гюйгенс, голландец по происхождению, большую часть жизни проведший во Франции, пользовался воздушным телескопом длиной 64 м. Но все эти рекорды были побиты А. Озу, который в 1664 году во Франции соорудил воздушный телескоп длиной 98 м. По длине телескоп Озу остался чемпионом и доныне. Но качества его были так плохи, а наблюдать с ним было так неудобно, что в изучений Вселенной Озу не сделал ни одного открытия.