13.1. Принцип работы телескопа

Телескоп имеет две основные задачи: собрать как можно больше излучения и дать возможность рассмотреть более мелкие детали. Это относится к инструментам, работающим в разных диапазонах спектра (а также с поправками на особенности не только к телескопам, но и к другим типам наблюдательных инструментов в астрономии). Разумеется, многие детали и принципы работы радиотелескопов существенно отличаются от таковых для гамма-обсерваторий, поэтому различия будут рассмотрены отдельно. Однако многие общие положения верны для широкого диапазона электромагнитных волн, и их удобно рассмотреть на примере оптических телескопов.

У телескопа имеются две основные задачи: собрать больше света и рассмотреть более мелкие детали.

Невооруженным глазом на всем небе можно увидеть около 6000 звезд (из сотен миллиардов) нашей Галактики, всего лишь три галактики (туманность Андромеды, Большое и Малое Магеллановы Облака) и пять планет, да и то в идеальных условиях (скажем, в космосе, вдали от крупных тел, где нет влияния атмосферы и для обзора доступна вся небесная сфера). Другие звезды, галактики и планеты слишком слабы для того, чтобы наши глаза смогли рассмотреть их. Интенсивность потока света от источника падает обратно пропорционально квадрату пройденного расстояния, и от далеких объектов в наш зрачок попадает слишком мало фотонов, чтобы сетчатка смогла их отчетливо зафиксировать. Значит, необходим прибор для сбора фотонов.

Диаметр объектива – главный параметр телескопа.

Условно говоря, телескоп можно представить как водосборник, большую воронку. Подобно тому как дождь собирается со всей крыши и направляется мощным потоком в водосток, объектив телескопа – его основная деталь – собирает свет с большой площади (пропорциональной квадрату диаметра объектива) и направляет его через окуляр на регистрирующий прибор (например, глаз наблюдателя), в результате чего видимый блеск (т. е. поток видимого излучения) источников возрастает. Даже небольшие, дающие не слишком качественные изображения, первые телескопы Галилея и других наблюдателей начала XVII в. позволили увидеть множество объектов и деталей, которые ранее были недоступны для наблюдений из-за их слабого блеска (звезды в Млечном Пути и пр.).

В телескопах для видимого диапазона спектра используется два основных типа объективов – линзовые и зеркальные (возможны также комбинации оптических элементов в зеркально-линзовых объективах). Поскольку астрономические источники находятся крайне далеко, можно считать, что их излучение приходит к нам в виде параллельного пучка лучей, который можно сфокусировать (собрать в фокусе) с помощью собирающей линзы или параболического зеркала. Расстояние, на котором зеркало или линза объектива строит изображение бесконечно удаленного объекта (в случае параллельного пучка лучей собирает их в точку), называется фокусным расстоянием. Если диаметр объектива составляет всего лишь 8 см, то он собирает в 100 раз больше света (фотонов), чем зрачок глаза с максимальным диаметром около 8 мм. Пренебрегая фоном ночного неба, потерями света и возможным размытием изображения, с помощью такого инструмента мы сможем увидеть в 100 раз более слабые звезды, чем невооруженным глазом. При одинаковой светимости это соответствует вдесятеро более далеким объектам. Скажем, глазом мы можем увидеть звезду, подобную Солнцу, с расстояния чуть больше 50 световых лет, а в небольшой телескоп – с расстояния более чем 500 световых лет.

Вторая задача телескопа – позволить рассмотреть более мелкие детали. Например, глазом мы прекрасно видим Луну – яркий объект с угловым диаметром на небе около половины градуса (около 30 угловых минут). Наш глаз различает детали с угловым размером более одной угловой минуты (1'). Реальный диаметр Луны чуть менее 3500 км, поэтому глазом мы можем различать детали лунного диска лишь размером более 100 км. Чтобы рассмотреть менее крупные образования, необходимы оптические приборы.

Предельное угловое разрешение зависит от диаметра телескопа и длины волны излучения.

Объектив создает изображение наблюдаемого объекта в фокальной плоскости. Мы можем непосредственно зафиксировать его (например, с помощью фотоматериалов или электронных приемников излучения) или рассматривать с помощью окуляра. Окуляр собирает расходящиеся лучи за фокусом телескопа и снова превращает их в параллельные пучки. Однако если мы наблюдаем, например, двойную звезду, то после прохождения окуляра угол между пучками, соответствующими изображениям двух звезд, будет больше: если на небе этот угол составлял доли угловой минуты и звезды сливались в одну, то с помощью телескопа можно четко видеть две отдельные звезды. Именно такой эффект позволил открыть крупнейшие спутники Юпитера, которые имеют достаточный для невооруженного глаза блеск, но находятся слишком близко к яркой планете-гиганту и поэтому неразличимы без телескопа.

Коэффициент увеличения угла между двумя близкими источниками при наблюдении в телескоп называют угловым увеличением (кратностью), оно равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Способность телескопа различать близко находящиеся объекты называется угловым разрешением. Даже в идеальных условиях, когда нам не мешает атмосфера и все элементы телескопа работают без потерь, существует предел на угловое разрешение, определяемый волновой природой света.

С точки зрения земного наблюдателя, далекая звезда – это точечный источник. Но все фотоны от звезды, попавшие в телескоп, невозможно собрать в одну точку, поскольку свет является волной. Из-за дифракции изображение звезды представляет собой набор концентрических колец вокруг центрального яркого диска, и для двух близких на небе звезд такие наборы колец будут накладываться друг на друга, так что, начиная с некоторого углового расстояния, мы не сможем различить их. Чем больше диаметр объектива телескопа D и чем меньше длина волны принимаемого излучения ?, тем ниже (т. е. лучше – изображения четче) предел углового разрешения (он пропорционален ?/D – отношению длины волны к диаметру объектива).

Для крупных телескопов предельное угловое разрешение определяется влиянием атмосферы.

Если не использовать окуляр, а фиксировать изображение в фокальной плоскости, то нам важен его масштаб: какой угол приходится на единицу длины. Важность этого можно понять, представив себе электронный приемник (матрицу), состоящий из пикселей (отдельных светочувствительных элементов). Размер пикселя задает предел разрешения: сколько ни увеличивай изображение, внутри отдельного пикселя невозможно рассмотреть никаких новых деталей. Увеличивая фокусное расстояние телескопа, мы можем менять масштаб: на один пиксель приходится все меньший угловой размер. Угловое разрешение растет, но при этом падает яркость изображения, поскольку мы распределяем его по большей площади. А яркость изображения зависит от того, сколько собрано света, т. е. от диаметра объектива. Именно поэтому для получения одновременно яркого изображения в фокальной плоскости и хорошего углового разрешения необходимо использовать телескоп не только с большим фокусным расстоянием, но и с большим диаметром объектива.

В реальности для телескопов диаметром несколько десятков сантиметров и более, работающих в видимом спектре, предельное угловое разрешение определяется не столько параметрами оптики, сколько влиянием атмосферы. Поэтому для многих типов наблюдений предпочтительнее наблюдения из космоса, хотя в видимом диапазоне земная атмосфера прозрачна (в отличие от ультрафиолетового, рентгеновского, гамма-, а также части инфракрасного диапазонов). Космический телескоп Hubble диаметром 2,4 м (в 3–4 раза менее размеров крупнейших наземных инструментов) получает изображения более высокого качества. Относительно небольшой телескоп на борту космического аппарата Kepler стал самым эффективным средством обнаружения экзопланет, намного опередив в этом наземные установки. Причина такой высокой эффективности в том, что изображения звезд, получаемых Kepler, не мерцают, что позволяет измерять их блеск с высокой точностью в течение длительного времени.

Собираемое телескопом излучение можно не только наблюдать визуально, но и фиксировать с помощью приборов для более детального изучения. Тем более что основную информацию астрономы сейчас получают не из изображений астрономических объектов, а путем изучения спектров и другими способами анализа излучения. Поэтому эффективность телескопов для научных исследований во многом определяется не только их размером, но и качеством установленного оборудования. Тем не менее увеличение размеров телескопа позволяет изучать более слабые объекты, что крайне важно для всех областей астрономии.

Научная эффективность телескопа зависит от установленных на нем детекторов излучения.

По сравнению с визуальными наблюдениями детекторы также обладают тем преимуществом, что могут накапливать свет в течение долгого времени, что позволяет видеть еще более слабые источники. Наконец, оцифровка получаемых данных дает возможность применять сложные алгоритмы анализа, существенно повышающие эффективность исследований.