Астрономия

Чем шире объектив телескопа, тем больше света может быть собрано от точечного объекта, такого, как звезда, поэтому широкоугольный объектив позволяет видеть звезды слишком тусклые для наблюдения с более узким объективом. Кроме того, чем шире объектив, тем большее количество деталей можно разглядеть на изображении протяженного объекта. В больших оптических телескопах в качестве объектива для фокусировки света используется широкое вогнутое зеркало. Это делается потому, что большие зеркала проще изготовить и ими легче пользоваться, чем большими линзами. Небольшое зеркало, расположенное в околофокусной точке вогнутого зеркала, используется для отражения света в окуляр. Хроматическая аберрация[39] устраняется в объективе благодаря использованию вогнутого зеркала вместо выпуклых линз. Кроме того, если вогнутое зеркало имеет параболическую форму, оно устраняет и сферическую аберрацию.[40]

См. также статьи "Окуляр", "Космический телескоп "Хаббл"".

ТЕЛЕСКОПЫ 2: СИЛА И МОЩЬ

Основными характеристиками любого телескопа являются диаметр входного отверстия D (диаметр объектива — линзового или зеркального) и фокусное расстояние fo, определяющие относительное отверстие А= D/f_o, которое часто называют светосилой инструмента. Строго говоря, светосила это А² = (D/f_o)². Для визуальных наблюдений протяженных объектов весьма существенно увеличение телескопа — характеристика, которая сообщает пользователю во сколько раз увеличенный образ больше наблюдаемого объекта.

Увеличение телескопа М равно отношению f_o /f_o, где f_o — фокусное расстояние объектива, f — фокусное расстояние окуляра. Наибольшее допустимое увеличение при спокойном состоянии атмосферы Mmax = 2D, где D — диаметр объектива в миллиметрах. При наблюдениях зрачок глаза совмещается с выходным зрачком системы; поэтому выходной зрачок системы не должен быть больше зрачка глаза наблюдателя (то есть больше 8 мм в диаметре). Иначе часть света, собранного объективом, не попадет в глаз и будет потеряна. Таким образом, увеличение телескопа должно быть больше 1/8 диаметра объектива в миллиметрах, если считать, что диаметр зрачка глаза наблюдателя 8 мм.

Телескоп собирает больше света, чем невооруженный глаз, так как линза объектива гораздо шире зрачка глаза. Это преимущество имеет важное значение в астрономии. Количество света, собираемого телескопом, зависит от площади линзы объектива, а количество света, собираемое невооруженным глазом, зависит от площади зрачка глаза. Следовательно, количество света, собираемого входным зрачком телескопа, иначе — собирательная способность, то есть способность обнаруживать слабые источники света, возрастает пропорционально отношению квадрата диаметра объектива к квадрату диаметра зрачка.

Оптическая мощь

Оптическая мощь (или проницающая сила) телескопа определяется предельной звездной величиной звезд, видимых в телескоп в безлунную ночь при идеальных атмосферных условиях. К примеру, телескоп с объективом диаметром 100 мм по сравнению со зрачком глаза диаметром 10 мм дает в 100 раз более сильное увеличение (100² /10²), что соответствует дополнительным пяти звездным величинам. Такой телескоп позволяет астрономам видеть звезды до 11 звездной величины.

Поле зрения телескопа

Поле зрения телескопа (видимая в телескоп область неба) зависит от увеличения. Диаметр поля зрения, выраженный в минутах дуги, составляет 2000/W, где W — увеличение.

Способность телескопа "разделять" две светящиеся точки характеризуется его разрешающей силой, или разрешающей способностью. Она определяется наименьшим угловым расстоянием между двумя звездами, которые в телескоп могут быть видны отдельно.

Протяженный объект, наблюдаемый через телескоп с увеличением М, кажется в М раз шире и в М² раз больше по площади. Поскольку количество возрастаемого света возрастает по тому же закону, яркость изображения теоретически должна возрастать пропорционально. Однако на практике поглощение света линзами ослабляет его силу, поэтому изображение, наблюдаемое в телескоп, кажется более тусклым.

См. также статьи "Увеличение", "Звездная величина".

ТЕЛЕСКОПЫ 3: РАЗРЕШАЮЩАЯ СПОСОБНОСТЬ

Разрешающей способностью телескопа называется наименьший различимый угол между двумя линиями зрения, направленными на два точечных объекта, таких, как две близлежащие звезды. Например, если в телескоп с трудом можно различить две звезды, разделенные угловым расстоянием в 5 угловых секунд, говорят, что разрешающая способность телескопа равна 5 угловым секундам. Обратите внимание, что 3600 угловых секунд равны 1 угловому градусу. Чем выше разрешение телескопа, тем более подробно можно наблюдать изображение объекта.