Многие считают, что самая главная характеристика телескопа - его увеличение: чем оно больше, тем больше в телескоп можно увидеть. Это не совсем так: ценность инструмента определяется в первую очередь размерами его объектива. Важнее всего собрать как можно больше света от изучаемого небесного объекта.
Все предметы излучают или отражают свет. Часть его попадает на зрачок глаза, проходит внутрь и вызывает ощущение света. Если света мало, предмет виден плохо или не виден вообще. Если каким-либо образом увеличить количество света, попадающего в глаз, видимость можно улучшить.
Диаметр объектива телескопа гораздо больше, чем зрачок, и собирает намного больше света. Это позволяет регистрировать очень слабые звёзды и другие светила - в 100 млн раз слабее, чем видимые невооружённым глазом.
При наблюдении небесных тел невооружённым глазом существует и другая трудность. Посмотрев на Луну, мы видим на её поверхности тёмные пятна. Сказать что-либо об их природе по внешнему виду довольно трудно, хочется разглядеть более мелкие детали. Однако простому глазу это недоступно, несмотря на достаточное количество света. Понятно, что, если бы видимый размер Луны был гораздо больше, мы смогли бы рассмотреть её подробнее. Пользуясь научной терминологией, мы скажем: угол, под которым видна Луна, слишком мал. Самый простой способ увеличить угол, под которым виден предмет, - это приблизиться к нему.
Итак, телескоп нужен для того, чтобы, во-первых, увеличить количество света, приходящего от небесного тела, а во-вторых, чтобы дать возможность изучить мелкие детали наблюдаемого объекта. Способность телескопа показывать (или регистрировать с помощью приборов) слабые звёзды называется проницающей силой, а способность различать мелкие детали - разрешающей силой. Рассмотрим, от чего зависят эти характеристики телескопа.
Казалось бы, проницающая сила должна быть пропорциональна площади объектива: чем больше площадь, тем больше прибор собирает света и тем более слабые объекты видны. На самом деле возможность фиксировать слабый световой сигнал зависит от уровня фона, на котором он проявляется. По этой причине, например, звёзды не видны днём, хотя и излучают столько же света, что и ночью. Яркий фон дневного неба "забивает" их свет. Световые помехи, хотя и небольшие, имеются и ночью. Поэтому реальная проницающая сила телескопа ниже теоретической. При наличии фона (помех) она растёт пропорционально всего лишь диаметру (а не площади), что уменьшает выгоду от увеличения диаметра объектива.
Изображение звезды, построенное телескопом, имеет определённый размер. Если расстояние между изображениями двух звёзд меньше, чем их размер, они сольются и увидеть их раздельно будет невозможно. Разрешающая способность определяется тем, насколько малое изображение светящейся точки строит объектив телескопа. Таким образом, показателем качества объектива является размер изображения светящейся точки: чем он меньше, тем лучше. Астрономы характеризуют размер изображения величиной угла, под которым оно видно из центра объектива.
Можно теоретически оценить минимальный размер изображения светящейся точки, которое строит объектив. Выраженный в секундах дуги, он равен
а = 206 265•X / D
где X - длина волны света, D - диаметр объектива. Эта величина и служит мерой разрешающей способности телескопа. Длина волны света, к которому наиболее чувствителен глаз, - 555 нм. Подставив в формулу это число и диаметр, равный, например, 13 см, получим разрешение около 0,9". То есть, если наблюдать при помощи телескопа диаметром 13 см две звезды одинаковой яркости, находящиеся на небе на расстоянии 0,9", можно надеяться увидеть, что это две звезды, а не одна.
Кроме проницающей и разрешающей силы есть и другие важные характеристики телескопа. Расскажем о фокусном расстоянии, увеличении, поле зрения и светосиле телескопа.
Телескоп состоит из объектива и окуляра. Свет от звёзд, расположенных очень далеко от объектива, проходит через него и собирается в фокальной плоскости. Расстояние от объектива до этой плоскости называется фокусным расстоянием объектива. Далее свет попадает в окуляр и затем в глаз наблюдателя.
Угловой размер изображения в телескопе больше углового размера объекта на небе. Отношение этих углов называется увеличением телескопа. Оно равно F/f, где F - фокусное расстояние объектива, a f - фокусное расстояние окуляра.
Окуляр использовать не обязательно. Можно поставить в фокусе приёмник света, например фотопластинку. И в этом случае чем больше фокусное расстояние объектива, тем крупнее будет изображение. Взяв два объектива с одинаковыми диаметрами, но разными фокусными расстояниями, мы получим два изображения небесного тела разных размеров. Но количество света, попавшего в каждое из них, одинаково, так что освещённость большего изображения окажется меньше.
Если мы хотим, увеличивая размер изображения, сохранить его освещённость, придётся одновременно с увеличением фокусного расстояния объектива увеличивать и его диаметр. Отношение D/F (т. е. диаметра к фокусному расстоянию) называют относительным отверстием или светосилой объектива. Если светосилы двух объективов одинаковы, то одинаковы и освещённости изображений небесных тел.
При конструировании телескопа его светосилу рассчитывают, исходя из тех задач, для которых этот телескоп строится. Телескопы с большой светосилой нужны, например, для изучения слабосветящихся туманностей. Наибольшая светосила существующих телескопов равна приблизительно 1/2.
Наконец, очень важной характеристикой телескопа является его поле зрения. Одна фотография на телескопе с большим полем зрения показывает много небесных тел. Но надо позаботиться о том, чтобы и в центре поля зрения, и на его краю изображения звёзд были резкими. Для этого приходится строить специальные телескопы, объектив которых состоит из линзы и зеркала. Такими телескопами являются телескопы Шмидта и Максутова. Они применяются для фотографирования неба. Размер поля зрения у этих инструментов 5 - 6° при хорошем качестве изображений. У больших телескопов-рефлекторов поле не превышает, как правило, 1 °. Для сравнения: диаметр Луны на небе около 0,5°.
Изобретение телескопа Галилея
Весной 1609 г. профессор математики университета итальянского города Падуи узнал о том, что один голландец изобрёл удивительную трубу. Удалённые предметы, если их разглядывать через неё, казались более близкими. Взяв кусок свинцовой трубы, профессор вставил в неё с двух концов два очковых стекла: одно - плосковыпуклое, а другое - плосковогнутое. "Прислонив мой глаз к плосковогнутой линзе, я увидел предметы большими и близкими, так как они казались находящимися на одной трети расстояния по сравнению с наблюдением невооружённым глазом", - писал Галилео Галилей.
Профессор решил показать свой инструмент друзьям в Венеции. "Многие знатные люди и сенаторы подымались на самые высокие колокольни церквей Венеции, чтобы увидеть паруса приближающихся кораблей, которые находились при этом так далеко, что им требовалось два часа полного хода, чтобы их заметили глазом без моей зрительной трубы", - сообщал он.
Разумеется, у Галилея в изобретении телескопа (от греч. "теле" - "вдаль", "далеко" и "скопео" - "смотрю") были предшественники. Сохранились легенды о детях очкового мастера, которые, играя с собирающими и рассеивающими свет линзами, вдруг обнаружили, что при определённом расположении относительно друг друга две линзы могут образовывать увеичивающую систему. Имеются сведения о зрительных трубах, изготовленных и продававшихся в Голландии до 1609 г. Главной особенностью Галиле-ева телескопа было его высокое качество. Убедившись в плохом качестве очковых стёкол, Галилей начал шлифовать линзы сам. Некоторые из них сохранились до наших дней; их исследование показало, что они совершенны с точки зрения современной оптики. Правда, Галилею пришлось выбирать: известно, например, что, обработав 300 линз, он отобрал для телескопов всего несколько из них.
Однако трудности изготовления первоклассных линз были не самым большим препятствием при создании телескопа. По мнению многих учёных того времени, телескоп Галилея можно было рассматривать как дьявольское изобретение, а его автора следовало отправить на допрос в инквизицию. Ведь люди видят потому, думали они, что из глаз выходят зрительные лучи, ощупывающие всё пространство вокруг. Когда эти лучи натыкаются на предмет, в глазу появляется его образ. Если же перед глазом поставить линзу, то зрительные лучи искривятся и человек увидит то, чего в действительности нет.
Таким образом, официальная наука времён Галилея вполне могла считать видимые в телескоп светила и удалённые предметы игрой ума. Всё это учёный хорошо понимал и нанёс удар первым. Демонстрация телескопа, с помощью которого можно было обнаружить далёкие, невидимые глазом корабли, убедила всех сомневавшихся, и телескоп Галилея молниеносно распространился по Европе.
Телескопы Гевелия, Гюйгенса-Кеплера и парижской обсерватории
Сын состоятельного гражданина польского города Гданьска Ян Гевелий занимался астрономией с детства. В 1641 г. он построил обсерваторию, на которой работал вместе с женой Елизаветой и помощниками. Гевелий сделал следующий шаг в деле усовершенствования зрительных труб.
У телескопов Галилея был существенный недостаток. Показатель преломления стекла зависит от длины волны: красные лучи отклоняются им слабее, чем зелёные, а зелёные - слабее, чем фиолетовые. Следовательно, простая линза даже безупречного качества имеет для красных лучей большее фокусное расстояние, чем для фиолетовых. Наблюдатель будет фокусировать изображение в сине-зелёных лучах, к которым глаз ночью чувствительнее всего. В результате яркие звёзды будут выглядеть как сине-зелёные точки, окружённые красной и синей каймой. Это явление называется хроматической аберрацией; разумеется, оно сильно мешает наблюдению звёзд, Луны и планет.