См. также статьи "Окуляр", "Космический телескоп "Хаббл"".
Основными характеристиками любого телескопа являются диаметр входного отверстия D (диаметр объектива — линзового или зеркального) и фокусное расстояние fo, определяющие относительное отверстие А= D/fo, которое часто называют светосилой инструмента. Строго говоря, светосила это А2 = (D/fo)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 fo /fo, где fo — 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.
Дифракция света в линзах объектива приводит к размазыванию изображения точечного объекта. Согласно критерию Рэлея,[41] основанному на теории дифракции в круглом отверстии, два ближайших точечных объекта нельзя разделить, если угловое расстояние между ними, выраженное в секундах дуги, менее 2,5×105 λ/D, где λ — это длина волны света, a D — ширина линзы объектива. Таким образом, 1 00-миллиметровый телескоп-рефлектор позволяет различать звезды, расположенные друг от друга на расстоянии 1 секунды дуги. На практике наземные телескопы с диаметром рефлектора больше 0,5 м не достигают теоретической разрешающей способности, так как в атмосфере происходит рассеивание света. Диаметр зеркала космического телескопа Хаббла — 2,4 м, поэтому его теоретическое разрешение составляет 0,04 угловой секунды. Это обеспечивает гораздо более высокую детальность, чем для телескопа такого же размера, расположенного на поверхности Земли, поскольку космический телескоп Хаббла не подвержен влиянию атмосферной рефракции.
Разрешающую способность радиотелескопа можно оценить по критерию Рэлея с учетом длины волны и диаметра зеркала. Зеркало диаметром 50 м, работающее на длине волны 0,1 м, не в состоянии давать разрешение точечных объектов менее 0,1°, что хуже показателей маломощного оптического телескопа. Но благодаря параллельному соединению зеркал можно повысить разрешающую способность радиотелескопа во много раз по сравнению с некоторыми типами телескопов.
См. также статьи "Космический телескоп "Хаббл"", "Радиотелескопы1".
Одной из величайших загадок науки в начале XXI века является местонахождение большей части вещества во Вселенной. Это скрытое вещество, известное как темное, иногда называется отсутствующей массой. Темное вещество может находиться внутри галактик и между ними, но его присутствие несомненно, поскольку оно замедляет движение галактик. Оно составляет как минимум 90 % массы Вселенной, однако не поддается прямому определению, так как недостаточно горячее, чтобы излучать свет, и не поглощает света.
Оценка общей массы галактики может быть произведена по скорости ее вращения. Звезда, расположенная на внешней оконечности спиральной галактики, движется вокруг центра галактики, поскольку на нее воздействует сила тяготения — точно так же, как на планету, движущуюся вокруг Солнца. Однако, чем дальше от Солнца расположена орбита планеты, тем больше времени ей требуется, чтобы совершить полный оборот, в отличие от звезд в спиральных рукавах галактики, которые в основном совершают обороты за равные промежутки времени независимо от расстояния. Согласно ньютоновской теории тяготения, для того чтобы период времени не зависел от радиуса, необходимо предположить, что галактика содержит в своих спиральных рукавах гораздо больше вещества, чем суммарная масса всех видимых звезд.
Таким образом, возникает проблема пропавшей массы, поскольку если бы вся масса галактики была сосредоточена в звездах, она была бы гораздо ярче, чем на самом деле. По сравнению с типичной звездой, такой как Солнце, отношение светимости к массе для типичной галактики составляет менее 0,1 такого же соотношения для типичной звезды. Поскольку светимость галактики целиком создается ее звездами, по меньшей мере 90 % массы типичной галактики должно находиться вне звезд, за пределами современных методов наблюдения.
В настоящее время поиски темного вещества являются предметом активных исследований. Оно может содержаться в субатомных частицах, называемых нейтрино, которые производятся и излучаются звездами в огромных количествах в результате процессов ядерного синтеза, однако масса нейтрино до сих пор не известна.
См. также статьи "Светимость", "Ядерный синтез", "Звезды 4".
Тепловое излучение — это электромагнитное излучение поверхности объекта, обусловленное его температурой. Светящийся объект наряду с инфракрасным излучением испускает свет. Таким образом, тепловое излучение связано с оптической и инфракрасной частью спектра электромагнитного излучения.
Объект, поглощающий электромагнитное излучение
Объект, поглощающий электромагнитное излучение, направленное на него, называется черным телом. Звезда — черное тело, поскольку любое излучение, направленное на нее, поглощается. Измерение интенсивности излучения черного тела по сравнению с диапазоном длин волн для разных температур дает результаты, представленные кривыми на рисунке на с. 237.
Анализ этих кривых привел к открытию законов излучения черного тела, которые можно применять к звездам для определения их диаметра и температуры поверхности.
Закон Вина гласит, что длина волны на участке максимальной интенсивности в спектре излучения звезды связана с температурой ее поверхности через постоянную величину. Измерения показывают, что эта постоянная равна 0,0029 м на градус Кельвина. Таким образом, если измерить длину волны для максимально интенсивного излучения звезды, можно определить температуру ее поверхности. К примеру, наибольшая интенсивность солнечного спектра наблюдается на длине волны около 5×10–7 м, что дает температуру поверхности порядка 5800К.
