Текст книги "Азбука звездного неба. Часть 1"

Автор книги: Сторм Данлоп

сообщить о нарушении

Текущая страница: 4 (всего у книги 7 страниц)

Созвездия вблизи Южного полюса мира

Астрономам Южного полушария Земли явно не повезло, поскольку вблизи Южного полюса мира нет ни одной яркой звезды, по которой можно было бы легко ориентироваться. Однако в окрестностях Южного полюса разбросано много отдельных ярких звезд и целые группы их; более того, в этой части неба проходит значительная и наиболее яркая часть Млечного Пути, а также два ярких объекта – Большое и Малое Магеллановы Облака.

Три звезды первой звездной величины и две звезды третьей величины образуют весьма заметное по очертаниям созвездие Южный Крест. Рядом с ним находится темная туманность под названием Угольный Мешок. Новички и наблюдатели Северного полушария не должны путать это созвездие с «Фальшивым Крестом» – группой звезд второй величины, расположенной несколько дальше вдоль Млечного Пути. «Фальшивый Крест» образован четырьмя звездами, принадлежащими разным созвездиям: δ и κ Паруса, i и ε Киля; которые восходят на три-четыре часа раньше самого Южного Креста.

«Подпорка» Южного Креста направлена приблизительно на Южный полюс мира, а ближе к полюсу проходит линия, соединяющая β Crux с центром Малого Магелланова Облака (ММО). На этой линии неподалеку от Южного Креста расположена группа звезд третьей и четвертой звездных величин, относящихся к созвездию Муха (Musca, Mus). Линия между полюсом и Малым Магеллановым Облаком образует основание равнобедренного треугольника, в вершине которого находится Большое Магелланово Облако (БМО).

Две яркие звезды α и β Сеn, которые не спутаешь с другими звездами, восходят позднее созвездия Южный Крест (ближе к нему расположена β Сеn). К северо-западу, на линии, проходящей через β Сел и звезду второй величины ε Сеn (удаленную примерно на 18° от β Сеn), расположено яркое шаровое скопление ω Сеn. Далее цепочка звезд созвездия Центавр изгибается к северу и, окружая Южный Крест, образует неправильный пятиугольник.

Южнее α и β Сел находится созвездие Южный Треугольник, которое значительно ярче и больше своего северного двойника (созвездия Треугольник). Между этими созвездиями лежит слабое созвездие Циркуль (Circinus, Cir) с единственной яркой звездой третьей величины α Cir. Созвездие Жертвенник (Ага), состоящее из звезд третьей величины, разместилось между созвездиями Южный Треугольник и «хвостом» Скорпиона.

Хотя многие созвездия в этой области неба содержат по нескольку ярких звезд, все же наиболее заметна здесь группа звезд, похожая на неправильный прямоугольник, в вершинах которого находятся ярчайшие звезды различных созвездий: α Павлина (α Pavonis), α Индейца (α lndi), α Южного Креста (α Crucis) и α Тукана (α Тucаnае). Звезда третьей величины β Индейца заключена между двумя из этих звезд с одной стороны и несколько более удаленной β Южного Креста-с другой. Позднее восходит треугольник звезд α, β и γ созвездия Феникс (Phoenix).

В созвездии Тукан (Tucana, Тuc) находятся Малое Магелланово Облако и яркое, различимое невооруженным глазом шаровое скопление 47 Тис. ММО расположено ближе к полюсу между звездами Ахернар (α Eri) и β Ηyi. Группа звезд третьей величины из созвездия Южная Гидра образует треугольник, северная вершина которого находится рядом с Ахернаром. К северу вытянулась другая заметная цепочка сравнительно ярких звезд: γ Hyi, α Сетки (α Reticuli) и α Золотой Рыбы (α Doradus).

Двигаясь вокруг полюса за пределами Большого Магелланова Облака, мы возвращаемся к созвездию Киль, где самой заметной звездой является Канопус, и к группе звезд «Фальшивого Креста», к югу от которого находится звезда второй величины β Саr (Миаплацидиус). Как уже говорилось, короткая «перекладина» «Фальшивого Креста» указывает на замечательную двойную γ Парусов, две другие его звезды, δ и κ, также относятся к созвездию Паруса.

«Загадочные» небесные явления

Иногда на небе можно наблюдать необычные явления, которым не сразу удается найти разумное объяснение. Если это не Солнце, не Луна и не звезды, да к тому же что-то движущееся, меняющее свою яркость и цвет, то многие люди, не искушенные в наблюдениях, склонны отнести неведомое явление к категории «неопознанных летающих объектов». Даже астрономы порой находят немало причин, которые на какое-то время вводят их в заблуждение относительно природы того или иного «необычного» явления. Однако тщательные наблюдения и способность немного пораскинуть мозгами обычно позволяют найти естественное объяснение «необычным» явлениям.

Даже достаточно хорошо ориентируясь среди созвездий, вы можете случайно забыть точное положение той или иной звезды в них. Некоторую путаницу в картину расположения звезд могут вносить переменные звезды, а также появление, пусть редкое, новых звезд. Определенную неразбериху могут создать и планеты, но с ними разобраться гораздо легче, так как они наблюдаются вблизи эклиптики и даже для невооруженного глаза, как правило, выглядят более постоянными объектами на небе, чем звезды. Яркими объектами могут выглядеть и самолеты, летящие с включенными посадочными огнями, причем если они движутся на наблюдателя, то какое-то время кажутся даже неподвижными. Перед восходом или после захода Солнца удается наблюдать также метеорологические шары-зонды, причем длительные наблюдения позволяют заметить их перемещение. Ночью они обычно не видны.

Рис. 23. Вход спутника в атмосферу сопровождается вспышкой света, очень похожей на яркий болид.

Таблица №4

Идентификация наблюдаемых объектов

При наблюдении отдельных звезд создается впечатление, что они слегка перемещаются. Нередко это связано с явлением мерцания, но чаще объясняется оптической иллюзией, от которой не избавлен никто. Конечно, многие небесные тела действительно перемещаются среди звезд: планеты – медленно, Луна – несколько быстрее. Малые планеты, или астероиды, как правило, медленно меняют свое положение от ночи к ночи, но, находясь вблизи Земли, могут двигаться значительно быстрее. Более быстро перемещаются по небу воздушные шары, самолеты (чаще всего снабженные цветными и мигающими огнями) и спутники; их видимое перемещение существенно зависит от широты и расстояния до них. Искусственные спутники перемещаются по небу значительно медленнее метеоров и болидов, хотя их видимая скорость зависит от высоты орбиты (исключение составляют геостационарные спутники). Кроме того, спутники часто исчезают, попадая в тень Земли (и появляются вновь, выходя из нее). При вхождении в атмосферу Земли возникает вспышка света, похожая на болид, но она перемещается гораздо медленнее. И наконец, иллюзию слабого метеора могут создавать ночные птицы, если они, стремительно проносясь низко над Землей, попадают в полосу света.

«Появление на небе светящихся туманных образований можно объяснить различными причинами в зависимости от их размеров. Зодиакальный свет может наблюдаться только вдоль эклиптики над восточной или западной частью горизонта. Полярное сияние, особенно на самой начальной стадии, порой принимают за облако, освещеноe далеким источником света. Настоящие серебристые облака имеют очень специфический вид и появляются только вблизи полуночи. Запуски ракет и искусственные выбросы веществ в целях исследования атмосферы вызывают цветное свечение, напоминающее картину полярных сияний. В бинокли и телескопы скопления звезд, галактики, газовые и пылевые туманности и редко появляющиеся кометы также видны как небольшие туманные пятна.

Быстрое изменение цвета звезд обычно обусловлено мерцанием, которое наиболее заметно у звезд, расположенных низко над горизонтом. Рефракция может способствовать возникновению цветной окантовки дисков планет, особенно если последние расположены низко над горизонтом.

Движение Луны и планет

Условия наблюдения Луны и планет зависят от местоположения наблюдателя на Земле. Так, в тропиках эти небесные тела могут иногда проходить через зенит, когда условия их наблюдения наиболее благоприятны. На других широтах видимость существенно зависит от времени года. Летом, когда высота Солнца максимальна, область зодиакальных созвездий, расположенная в противоположной от него части неба, находится очень низко над горизонтом, и поэтому её наблюдение особенно неблагоприятно. Наоборот, зимой противоположная Солнцу часть эклиптики лежит выше всего над горизонтом, и условия ее наблюдения наиболее благоприятны.

Так как плоскость орбит Луны и планет наклонены к плоскости земной орбиты, то их видимый путь среди звезд может проходить как выше, так и ниже эклиптики. Луна – очень яркий объект, на который все обращают внимание, поэтому даже неискушенные в наблюдениях люди часто замечают небольшие изменения ее высоты, связанные с тем, что видимый путь Луны среди звезд может проходить почти на 5° выше или ниже эклиптики. Медленное перемещение (примерно на видимый диаметр в час) Луны среди звезд на восток против суточного движения звездного неба незаметно для невооруженного глаза, но легко различимо даже в небольшой телескоп.

Рис. 24. Фотография Венеры, полученная 12 июня 1980 г., когда планета находилась вблизи нижнего соединения на расстоянии 4,5° от Солнца.

Самые благоприятные условия для наблюдения небесного тела наступают во время противостояния, когда оно находится в противоположной от Солнца стороне небесной сферы. Внутренние планеты Меркурий и Венера не могут находиться в противостоянии – для них наиболее благоприятные условия наблюдений складываются в период их максимального удаления к востоку или западу от Солнца. Такое положение планет относительно Солнца называют восточной или западной элонгацией. При наблюдениях с Земли все планеты совершают медленное прямое движение среди звезд в восточном направлении, противоположном направлению суточного вращения небесной сферы. Но иногда планеты останавливаются, и затем меняют направление своего движения на противоположное, т.е. как бы пятятся назад. Это движение планет на запад называют попятным движением. У Меркурия и Венеры направление движения изменяется в восточной и западной элонгациях; остальные планеты меняют направление своего движения среди звезд в точках, лежащих вблизи точки противостояния по обе стороны от нее. В этой области планета описывает петлю или S-образную кривую в зависимости от положения относительно Земли. Аналогичная картина движения среди звезд наблюдается у астероидов и комет.

Рис. 25. Когда Земля, двигаясь по орбите вокруг Солнца, «догоняет» внешнюю планету, наблюдается попятное движение последней среди звёзд [между точками стояний (3) и (5); слева]. Конфигурации внешних (внизу слева) и внутренних (внизу справа) планет. Как правило, во время соединений планеты не видны.

Почти все планеты, за исключением Венеры и, строго говоря, Урана, вращаются вокруг своей оси в том же направлении, что и Земля (если смотреть с Северного полюса мира, то против часовой стрелки). В том же направлении обращаются вокруг Солнца все планеты и большинство других тел Солнечной системы. Только несколько комет и некоторые естественные спутники обращаются вокруг Солнца и планет в противоположном направлении.

Все тела Солнечной системы (в том числе и Земля) движутся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, то приближаясь к нему, то удаляясь. Ближайшая к Солнцу точка орбиты небесного тела называется перигелием, а самая удаленная – афелием. При движении планеты вокруг Солнца меняется также расстояние между ней и Землей. Когда планета находится наиболее близко к Земле, ее видимые размеры максимальны – в эти моменты планету лучше всего наблюдать. Благоприятные условия для наблюдения Марса наступают в период его противостояний. Видимые размеры Марса максимальны во время великих противостояний, когда Земля находится в афелии, а Марс – вблизи перигелия своей орбиты. Эти события могут происходить только в августе и сентябре, когда Марс расположен в южной части эклиптики. Поэтому наблюдатели Южного полушария всегда находятся в более выгодных условиях при наблюдении Марса во время великих противостояний. Период времени, в течение которого планета видна, часто называют периодом видимости планеты. Вполне естественно, что он захватывает некоторый отрезок времени до и после противостояния или элонгации. В дальнейшем при описании условий видимости планет мы приводим даты противостояний и элонгации, а также приблизительные положения планет среди звезд в различные годы. Таблицы точных положений большинства планет, выраженных в небесных координатах, называются эфемеридами; как правило, они приводятся во всех астрономических ежегодниках.

Бинокли

Новичку мы рекомендуем воспользоваться для наблюдений биноклем. Он не только дешевле даже небольшого телескопа, но может послужить и для других целей. Бинокль дает прямое изображение звездного неба и небесных тел, которое удобнее сравнивать с картиной неба, видимой невооруженным глазом или представленной на звездных картах, тогда как телескоп строит перевернутое изображение. Широкое поле зрения, небольшое увеличение делают бинокли незаменимыми при изучении скоплений звезд, обзоре Млечного Пути, а также, например, при изучении кометных хвостов, которые недостаточно ярки, чтобы их наблюдать невооруженным глазом, но не различимы при наблюдениях в крупные телескопы с большим увеличением.

Объекты, наблюдаемые в бинокль

Искусственные спутники

Луна

Яркие астероиды

Спутники Юпитера

Уран

Кометы

Переменные звёзды

Двойные звёзды

Звёздные скопления

Млечный путь

Галактики

Рис. 26. Вид Луны при наблюдении невооружённым глазом (слева) и в бинокль (с увеличением в 7 раз, справа). Такой бинокль позволяет различить основные крупные детали лунной поверхности, поэтому мы рекомендуем воспользоваться им астрономам-любителям, приступающим к изучению Луны.

Выбор биноклей 

Если у вас под рукой окажется даже старый театральный бинокль с небольшим увеличением, то и он на определенном этапе полезен для наблюдения Млечного Пути. Однако для серьезных наблюдений лучше приобрести призменный бинокль. При покупке обращайте внимание не только на цену, но и на характеристики бинокля. Наиболее важными из них являются увеличение и апертура (т.е. диаметр объектива, который обычно выражают в миллиметрах). Обычно эти характеристики отмечены на корпусе в виде двух цифр, например «8 х 40», что означает: увеличение 8, а апертура 40 мм.

Для проведения самых общих наблюдений вполне подойдет бинокль с апертурой 40-50 мм, хотя чем она больше, тем более слабые звезды удается увидеть. Многие наблюдения желательно проводить в крупные бинокли с апертурой свыше 50 мм, правда, из-за большого веса их требуется жестко закрепить с помощью специальных приспособлений.

В любом инструменте выходной зрачок (диаметр светового пучка, выходящего из окуляра) не должен превышать размеры глазного зрачка, диаметр которого в темноте составляет около 7-8 мм; в противном случае часть света, собранная объективом, не попадает в глаз. Обычные бинокли, имеющиеся в продаже, дают небольшое увеличение, а их выходной зрачок превышает 8 мм. Диаметр выходного зрачка можно определить, поделив апертуру бинокля на его увеличение; например, бинокль 7 х 50 имеет выходной зрачок чуть больше 7 мм и вполне пригоден для наблюдений. Бинокли с выходным зрачком менее 5 мм обеспечивают большее увеличение, но при наблюдениях они требуют жесткого крепления. Их целесообразнее использовать в дневное время. Методы измерения увеличения и поля зрения бинокля приводятся на с. 82. Для большинства биноклей с малым увеличением поле зрения составляет 5-7°.

Использование биноклей с большим увеличением особенно полезно при наблюдении в местах с высокой освещенностью неба, так как маленькое поле зрения таких биноклей уменьшает количество попадающего в них постороннего света. Однако маленькое поле зрения затрудняет поиск небесных тел на небе. Но вместе с тем большое увеличение дает вам возможность довольно легко наблюдать спутники Юпитера, двойные звезды и многие звездные скопления. По-видимому, самый существенный недостаток биноклей с большим увеличением – трудность пользования ими: любой бинокль с увеличением более х 10 и даже х 8 требует специальной монтировки. (Бинокли, в которых предусмотрено непрерывное изменение увеличения и которые отличаются сложной оптикой и большими потерями света, не рекомендуются для астрономических наблюдений.)

Вообще говоря, более дорогие бинокли прочнее, имеют более жесткое крепление призм и потому менее подвержены разъюстировке. Конечно, предпочтительнее бинокли с индивидуальной фокусировкой каждого окуляра, но они реже встречаются в продаже, чем бинокли с общей фокусировкой. В биноклях луч света претерпевает не менее 8 отражений, поэтому для уменьшения потерь света при отражении поверхности стекол покрываются специальными тонкими пленками (так называемое просветление оптики).

Рис. 27. Шаровое скопление М15 в созвездии Пегас. Для поиска и наблюдения многих подобных небесных объектов лучше всего воспользоваться биноклем.

Рис. 28. Благодаря своим малым размерам призменные бинокли очень удобны для разнообразных астрономических наблюдений.

Проверка биноклей 

Проверку качества биноклей можно проводить теми же методами, которые используются для оценки качества телескопов (с. 72). Прежде всего это относится к оценке хроматической аберрации, астигматизма, дисторсии и кривизны поля. Для начала постепенно отодвигайте бинокль от глаз на расстояние до 10 см – при этом изображение должно оставаться единственным, даже если вы на какое-то мгновение закроете глаза. На расстоянии около 30 см выходной зрачок бинокля должен быть виден как равномерно освещенная идеальная окружность. Это свидетельствует о том, что световой пучок полностью проходит через призмы бинокля. Необходимо проверить согласованность регулировки двух оптических систем бинокля, так как довольно часто они оказываются разрегулированными, что приводит к утомлению глаз и головным болям. Для проверки наличия просветляющих покрытий на оптических поверхностях посмотрите на изображение лампочки в отраженном от объектива и окуляра свете: если оно окрашено, то это означает, что покрытия имеются, если изображение не окрашено, они отсутствуют. Идеальный бинокль – вещь довольно редкая, так что не расстраивайтесь, обнаружив какие-то недостатки у своего старого и любимого бинокля.

Рис. 29. Держа бинокль на некотором расстоянии от глаз, посмотрите в него на предмет с четкой прямой гранью: изображение этой грани должно быть прямым (вверху). Легким движением глаз вы без труда скомпенсируете небольшие вертикальные смещения изображения (средний рисунок). Поворот одного или обоих изображений может вызвать сильное переутомление глаз.

Наблюдения в бинокль 

Как телескопы, имеющие жесткие монтировки, так и бинокли с жестким креплением позволяют наблюдать значительно более слабые звезды и более мелкие детали на небесных телах. Любая форма неподвижного крепления бинокля предпочтительнее, чем его отсутствие, поэтому в крайнем случае при наблюдениях бинокль можно закрепить на стене или прижать к стволу дерева. В качестве держателя можно приспособить треногу от фотоаппарата – правда, при этом трудно наблюдать светила, находящиеся высоко над горизонтом. Многие наблюдатели считают удобным проводить наблюдения, сидя в обычном откидном кресле с подлокотниками. Желательно такое крепление бинокля, которое освободило бы вам руки.

Рис. 30. Изготовить удобное кресло для наблюдений в бинокль – дело довольно простое. Крепление бинокля должно быть жестким, но допускающим плавную регулировку.

Любой посторонний свет мешает наблюдениям; чтобы избавиться от него, необходимо изготовить защитные резиновые прокладки к окулярам. Такие прокладки полезны в любом случае. Чтобы объективы не запотевали, воспользуйтесь противоросником; с окулярами подобное случается довольно редко, но здесь бороться с этим неприятным явлением весьма сложно.

Таблица №5

Объекты, наблюдаемые в бинокль

Телескопы

Астрономы-любители при наблюдениях используют в основном телескопы двух традиционных типов. Это – рефракторы, в которых для построения изображения применяются линзы (или, как их часто называют, объективные стекла) и рефлекторы, где для этих целей служит зеркало. Иногда для построения изображения используют катадиоптрические системы, представляющие собой комбинации нескольких линз и зеркал. Основной частью любого телескопа, которая строит изображение, является объектив. От его характеристик – апертуры D, фокусного расстояния/и фокального отношения f/D – зависит диапазон наблюдений, которые позволяет проводить данный телескоп. Разумеется, телескопы с широкой апертурой (с большим диаметром объектива) предпочтительней, так как они имеют большую собирающую (свет) поверхность, обладают высокой разрешающей способностью и обеспечивают значительное увеличение. Однако телескопы с большой апертурой, к какому бы типу они не относились, более дороги и громоздки.

Собирающая поверхность и разрешающая способность телескопов

Самой важной характеристикой как телескопа, так и бинокля является апертура (D) – диаметр объектива. Апертура определяет размеры собирающей поверхности, площадь которой пропорциональна квадрату диаметра. Чем больше собирающая поверхность прибора, тем более слабый объект он позволяет наблюдать. Таким образом, от квадрата диаметра объектива зависит предельная звездная величина объекта, который можно наблюдать в данный телескоп.

Рис. 31. Открытая труба наиболее часто используется в телескопах-рефлекторах; примером может служить изображенный здесь 400-миллиметровый (16 дюймов) телескоп-рефлектор системы Ньютона.

Следующая важная характеристика телескопа – разрешающая способность, т. е. способность различать мельчайшие образования на дисках планет или двойные звезды. Если диаметр объектива измерять в миллиметрах, то разрешающая способность, выраженная в секундах дуги, определяется величиной 138/D. Для длиннофокусных объективов с фокальным отношением более f/12 [1]1
  Величина f/12 означает, что фокальное отношение f/D = 12. В отечественной литературе принята другая характеристика – светосила, которая обратна фокальному отношению. – Прим. ред.


[Закрыть]разрешающая способность несколько выше и определяется по формуле 116/D. Несколько меньшая разрешающая способность рефлекторов и катадиоптрических телескопов по сравнению с телескопами-рефракторами при том же диаметре объектива частично обусловлена экранировкой центральной части светового пучка, прошедшего через объектив. Качество изображения, особенно у телескопов-рефлекторов, может также сильно пострадать из-за потоков воздуха, возникающих в трубе телескопа.

Телескопы-рефракторы

Объектив телескопа-рефрактора представляет собой ахроматическую систему, склеенную из нескольких линз, которая собирает лучи различных длин волн в один фокус. Обычно фокальные отношения любительских рефракторов меньше f/10 или f/12, так как более короткофокусные ахроматические объективы очень дороги. Поэтому рефракторы лучше использовать при наблюдениях, для которых требуются большие фокальные отношения, довольно большие увеличения и ограниченное поле зрения. Для серьезных наблюдений необходимо применять телескопы с апертурой не менее 75 мм. Конечно, можно проводить наблюдения и в телескопы с меньшими апертурами, однако при этом следует помнить, особенно начинающим, что такие наблюдения сопряжены с большими трудностями; по этой причине наблюдения в хороший бинокль могут оказаться более результативными, чем в телескоп с малой апертурой. В отличие от телескопов других типов в рефракторах отсутствуют потери, обусловленные частичной экранировкой пучка света промежуточными зеркалами, тем не менее при наблюдениях, как правило, используются рефракторы с объективами диаметром менее 100 мм. Реже встречаются крупные рефракторы с апертурами свыше 150 мм, так как они довольно дороги и громоздки.

Телескопы– рефлекторы

Большинство любительских телескопов-рефлекторов имеет фокальные отношения f/6 – f/8; по сравнению с рефракторами они удобнее при наблюдениях, для которых требуются более широкое поле зрения и меньшее увеличение. Телескопы-рефлекторы бывают разных типов. В практике любительских наблюдений чаще всего используются рефлекторы двух типов: системы Ньютона и системы Кассегрена. В телескопе системы Ньютона вторичное зеркало плоское, поэтому фокусное расстояние и фокальное отношение объектива постоянны. В телескопе системы Кассегрена вторичное зеркало выпуклое, что значительно увеличивает общее фокусное расстояние телескопа и тем самым изменяет его эффективное фокальное отношение. По этой причине рефлекторы системы Кассегрена находят применение при наблюдениях того же типа, что и телескопы-рефракторы.

Самое большое преимущество рефлекторов – их низкая стоимость; при той же апертуре они значительно дешевле телескопов любого другого типа. Кроме того, нужное зеркало для объектива рефлектора можно изготовить собственными силами или в крайнем случае – просто купить, а трубу такого телескопа нетрудно собрать в домашних условиях. (Хотя оправу оптической системы телескопа и называют трубой, она чаще всего абсолютно не похожа на нее.) Практически все любительские телескопы с большой собирающей поверхностью (диаметры объектива свыше 200 мм) являются рефлекторами. Минимальный диаметр объектива рефлекторов, которые обычно используют для общих наблюдений, составляет около 150 мм; такой рефлектор стоит не дороже рефрактора с объективом диаметром 75 мм. Поскольку рефлектор имеет большую собирающую поверхность, в него можно наблюдать более слабые объекты, однако он не столь компактен, как рефрактор. Рефлекторы меньших размеров, имеющие малые фокальные отношения, по своим характеристикам занимают промежуточное положение между биноклями и обычными рефлекторами; к тому же они достаточно компактны.

Однако у рефлекторов есть и недостатки; наиболее существенные из них – необходимость время от времени обновлять отражающие, покрытия и юстировать оптические элементы. При отсутствии дорогостоящего оптического стекла, герметически закрывающего трубу рефлектора, приходится укрывать каждое зеркало телескопа крышкой или чехлом, чтобы воспрепятствовать проникновению пыли. При наблюдениях окуляр в телескопе системы Ньютона может оказаться в неудобном положении; чтобы избежать этого, следует предусмотреть возможность вращения трубы телескопа.

Рис. 32. В добсоновской монтировке телескопа-рефлектора системы Ньютона основание телескопа вращается вокруг центрального стержня, закрепленного на прочном фундаменте (вверху). Вторичное зеркало в рефлекторе системы Кассегрена (при короткой трубе телескопа) увеличивает его эффективное фокусное расстояние (средний рисунок). Хотя стандартный телескоп-рефрактор имеет фокальные отношения f/10 и f/12, он прост в обращении, компактен и транспортабелен (внизу).

Если труба рефлектора не закрыта герметически оптическим окном, то холодный наружный воздух, проникая в нее, создает там воздушные потоки, ухудшающие изображение. Весьма эффективным средством борьбы с этим недостатком может быть использование больших теплоизоляционных труб, но чаще для этой цели применяют «трубы» скелетной конструкции. К сожалению, в последнем случае возникают другие проблемы, связанные с потоками теплого воздуха от самого наблюдателя (так что при наблюдениях старайтесь одевать больше теплоизолирующей одежды!); кроме того, при этом увеличивается выпадение росы на оптические элементы. Поэтому большое значение приобретает правильная конструкция самой обсерватории.

Рис. 33. 75-миллиметровый (3 дюйма) ахроматический рефрактор, подобный изображенному здесь, наиболее удобен для различных астрономических наблюдений.

Катадиоптрическая система телескопов

Среди катадиоптрических телескопов наибольшее применение находят телескопы системы Максутова и Шмидта-Кассегрена. При данном фокусном расстоянии они более портативны и удобны при наблюдениях, особенно в соединении с разнообразными устройствами, обеспечивающими слежение за сложным движением небесных тел. Естественно, такие телескопы значительно дороже как рефракторов, так и рефлекторов того же размера. Катадиоптрические телескопы имеют большие фокальные отношения: f/10, f/12 и даже f/15, поэтому их можно использовать для выполнения тех же задач, которым служат рефракторы и рефлекторы системы Кассегрена.

Рис. 34. Катадиоптрический телескоп невелик по размерам, транспортабелен и удобен для проведения разнообразных наблюдений; на фотографии – телескоп с объективом диаметром 200 мм (8 дюймов).

Проверка телескопов и объективов 

Ряд исследований качества оптики телескопа можно провести самостоятельно, но при этом следует помнить, что идеальных оптических систем не существует. Любая оптическая система искажает изображения, такие искажения называют аберрациями. При изготовлении телескопа аберрации стремятся свести к минимуму. Конкретные требования к величине допустимых аберраций зависят от характера исследований, для которых предназначен данный телескоп. Например, при изучении планет, двойных звезд и фотографировании небесных объектов требования к величине допустимых аберраций более высокие, чем при наблюдениях переменных звезд.

Хроматическая аберрация, характерная в той или иной мере для биноклей, рефракторов и телескопов некоторых других типов, выражается в окрашивании изображения небесных тел. Она особенно заметна на резких границах между светлыми и темными областями, например на лимбах Луны, Венеры и т. д. Телескопы-рефлекторы не создают аберрации такого типа.

Наличие дисторсии (искажения в изображении взаимного расположения звезд) можно проверить, наблюдая изображение прямой линии или прямоугольной кладки кирпича в стене дома.

Проверьте, как ваш телескоп строит изображение точечного источника. По возможности это лучше делать в ночное время, исследуя изображение звезд. Такие проверки можно проводить и днем, наблюдая «искусственные звезды» (солнечный свет, отраженный далеким воздушным шаром) или любой другой точечный источник света. В хорошем телескопе изображение звезды находится точно в фокусе и имеет форму идеально круглого дифракционного диска. Эти изображения должны иметь форму идеального круга не только в фокусе, но и вне его. Их вытянутость свидетельствует о наличии астигматизма или деформации оптических элементов телескопа, которая может возникнуть из-за неправильного крепления. На кривизну поля указывает расфокусировка изображения звезды при перемещении ее от центра к краю поля зрения телескопа. Кривизна поля присуща большинству телескопов, но этот дефект в основном сказывается при фотографических наблюдениях. Другая аберрация, кома, проявляется в вытягивании изображения звезды (она принимает форму кометы) на краю поля зрения. Кома также присуща большинству телескопов, но более заметна в рефлекторах, чем в рефракторах.