По степени блеска небесные тела характеризуются так называемой видимой звездной величиной . Видимая звездная величина (или просто звездная величина) – это различимая глазом разница в яркости точечных светил на небе. Первым начал измерять блеск звезд древнегреческий астроном Гиппарх, живший во II веке до н. э.
Рефрактор Йеркской обсерватории
Гиппарх выделил для своего каталога шесть звездных величин. При этом блеск звезды первой величины (самой яркой) примерно в 2,5 раза ярче блеска звезды второй величины. А блеск звезды второй величины в 2,5 раза ярче блеска звезды третьей величины и т. д. Сегодня астрономы улучшили способ измерения видимых звездных величин, причем за точку отсчета принимается нулевая звездная величина, которая соответствует блеску таких ярких звезд, как Вега и Арктур.
Таблица 5
Блеск некоторых звезд, обладающих экзопланетами
Звездными величинами сегодня измеряется блеск не только звезд, но и всех остальных космических объектов, кажущихся светящимися точками. Таким образом, можно измерить даже блеск космических аппаратов. Сама по себе техника не светится, но она отражает солнечные лучи, отчего в бинокль или слабый телескоп кажется точкой-звездочкой. Например, Международная космическая станция (МКС) при наиболее ярком блеске видна невооруженным глазом как звездочка величины –4.
Знак «минус» означает, что перед нами источник света гораздо более яркий, чем Вега. Блеск более сильный, чем нулевая звездная величина, измеряется в отрицательных числах. Например, Юпитер при максимальном блеске достигает звездной величины –2,9. Вспышки сверхновых способны достигать звездной величины –6. Луна в полнолуние сияет как объект звездной величины –12,7. Ну а Солнце в погожий день достигает звездной величины –26,7....
Между прочим, на небосводе Плутона солнечный диск светит в 10 раз ярче полной Луны. Поверхность ледяного карлика Седны освещается Солнцем в 2,5 раза хуже, чем земная в полнолуние. Из системы ближайшей к нам звезды – альфы Центавра – Солнце покажется звездой величины 0,5.
Подсчитано, что космонавты перестанут различать в иллюминаторах наше Солнце, когда улетят на расстояние свыше 55 световых лет от Солнечной системы.
Это произойдет потому, что на большем расстоянии солнечный блеск окажется слабее шестой звездной величины, а менее яркие космические тела человек не видит невооруженным глазом. Лишь единицы очень зорких людей способны различать объекты, имеющие блеск в пределах 7,7 звездной величины. Это предел проникающей силы нашего глаза. Поэтому, например, Нептун (7,8) совершенно не виден для невооруженного глаза земного наблюдателя.
Что можно сказать о проникающей силе астрономических инструментов? Телескоп с диаметром объектива 80 мм позволяет увидеть объекты с блеском до 12,0 звездной величины. Объектив с поперечником 760 мм обеспечивает проникающую силу, достаточную для наблюдения объектов 16-й звездной величины. Крупнейшие рефракторы обладают объективами с диаметром свыше 2500 мм (два с половиной метра!). Их проникающей силы хватает для наблюдения тусклых объектов 19-й звездной величины.
Чтобы увидеть еще более тусклые объекты, астрономам приходится использовать орбитальные обсерватории или системы телескопов.
Разрешающая способность телескопа зависит не только от размеров объектива, но и от расстояния между объективом и окуляром. Если диаметр объектива велик, то и расстояние до окуляра тоже должно быть подобрано достаточно большим.
Схожие принципы лежат в основе построения и работы телескопов второго класса – рефлекторов , то есть, в переводе с латинского, «отражателей». Иначе их называют «зеркальными телескопами», поскольку такие инструменты вместо линз объектива оснащены большим вогнутым зеркалом для сбора света. Окуляр у рефлектора оснащен линзами и похож по устройству на окуляр рефрактора.
Принцип работы рефлектора
Рефлекторы получили сегодня более широкое распространение, чем рефракторы. Большинство обсерваторий мира оснащены зеркальными телескопами. Дело в том, что изготавливать гигантские линзы гораздо сложнее, чем гигантские зеркала, а значит, проникающая сила линзовых телескопов ограничена.
Крупнейшие рефлекторы оснащены зеркалами с диаметром 3–4 м. Самое большое цельное зеркало было отлито в нашей стране в 1971 году. Оно смонтировано на объективе Зеленчукского телескопа, о котором мы уже говорили. Диаметр этого зеркала составляет 6 метров, а масса равняется 42 тоннам. Когда зеркало было отлито из расплавленного стекла, его пришлось охлаждать в течение двух лет.
Чтобы получить крупное зеркало, его удобнее собрать из нескольких составных зеркал меньшего размера. Именно так сегодня конструируются объективы для большинства гигантских рефлекторов. Например, телескопы Кека, построенные в 1992–1996 годах на Гавайских островах, оснащены зеркалами диаметром 10 м каждое.
Одно время предполагалось построить 50-метровые составные зеркала для сверхгигантских рефлекторов, но сегодня к этим замыслам не возвращаются, поскольку астрономы предпочитают пользоваться оптическими интерферометрами . Интерферометром называется устройство в виде группы из нескольких телескопов, которые собирают излучение от одного и того же источника, но с разных позиций. Компьютер интерферометра объединяет информацию с разных телескопов и строит единое изображение, которое оказывается более четким и качественным, чем изображение с одного телескопа.
К примеру, «Очень большой телескоп» (Very Large Telescope – VLT) в Чили представляет собой четыре рефлектора, у каждого из которых зеркала имеют диаметр 8,2 м. Самый большой в мире интерферометр введен в действие в 1999 году в США при обсерватории Маунт-Вилсон. Устройство называется Центр астрономии большого углового разрешения (сокращенно – CHARA). Оно включает в себя пять телескопов, расположенных в радиусе 400 м.
Вплоть до конца XIX века астрономам приходилось вести наблюдения, полагаясь не столько на технику, сколько на самый главный инструмент любого наблюдателя – собственные глаза. Сам по себе глаз является естественным прибором высокой точности и чувствительности, но человек не умеет пользоваться своим зрением должным образом. Люди во время наблюдений устают, отвлекаются, допускают ошибки. И, кроме того, человек способен попросту забыть часть из того, что он увидел, особенно когда приходится охватывать взором участок неба с сотнями звезд.
Вот почему астрономы с радостью восприняли появление астрографов – так называются телескопы, в которых зрение наблюдателя заменено фотокамерой.
Очень большой телескоп (VLT) в Чили
Астрограф – это телескоп для фотографирования космических объектов. Все современные телескопы, конструируемые для обсерваторий, непременно снабжаются первоклассными фотокамерами. Теперь ученому не приходится без сна и отдыха следить за небом, работать с астрографом стало значительно проще. В задачу астронома входит верная наводка телескопа на исследуемую область, а затем анализ полученных фотоснимков.
Причем на всех этапах научной работы астрономам помогает компьютерная техника. Мощнейший «электронный мозг» обсерватории под присмотром человека меняет положение большой трубы телескопа вместе с фотокамерой, управляя часовым механизмом. Обработка тысяч фотоснимков тоже ведется на особых компьютерах, которые облегчают ученому работу и помогают заметить то, что можно было бы пропустить или даже не увидеть, не обладай ученый такого рода техникой.
Кроме фотокамеры и часового механизма, телескопы могут оснащаться и другими устройствами, необходимыми для повышения результативности работы. Некоторые устройства и приспособления разрабатываются специально для того, чтобы проводить наблюдения в строго определенных условиях. Таков, к примеру, фильтр Лио , применяемый на особых телескопах, называемых коронографами.
Коронограф – это внезатменный телескоп для исследований Солнца. Смотреть на Солнце невозможно, от этого человек, как известно, слепнет. Фильтр Лио позволяет смотреть на Солнце «безнаказанно», поскольку это приспособление воссоздает условия полного солнечного затмения. Фильтр, изобретенный французским астрономом Бернардом Лио (1897–1952), представляет собой покрытый черной краской диск, который играет роль Луны, заслоняя собой Солнце так, что астроному видны лишь лучистые оболочки светила – корона и хромосфера. Благодаря фильтру Лио ученые могут без опаски изучать эти оболочки когда угодно, не дожидаясь солнечного затмения.
Лио создал свой коронограф в 1930 году, чем поспособствовал развитию отдельного направления науки –
гелиоастрономии , то есть астрономии Солнца (от древнегреческого
helios – «солнце»). Впервые исследования с помощью коронографа проводились в том же году на высокогорной обсерватории Пик-дю-Миди, построенной на севере Французских Пиренеев на высоте 2877 м. Прежде эта обсерватория никогда не использовалась для изучения Солнца, но с тех пор превратилась в одну из лучших гелиоастрономических обсерваторий Европы.
