ПРЕДИСЛОВИЕ
Книга посвящена организации, содержанию и методике проведения астрономических наблюдений повышенного уровня, а также простейшим математическим методам их обработки. Она начинается с главы, посвященной испытаниям телескопа — основного инструмента наблюдательной астрономии. В этой главе излагаются основные вопросы, связанные с простейшей теорией телескопа. Учителя найдут здесь много ценных практических советов, относящихся к определению различных характеристик телескопа, проверке качества его оптики, выбору оптимальных условий для проведения наблюдений, а также необходимые сведения о важнейших принадлежностях к телескопам и правилах обращения с ними при выполнении визуальных и фотографических наблюдений.
Важнейшей частью книги является вторая глава, рассматривающая на конкретном материале вопросы организации, содержания и методики проведения астрономических наблюдений. Значительная часть предложенных наблюдений — визуальные наблюдения Луны, Солнца, планет, затмений — не требует высокой квалификации и при умелом руководстве со стороны учителя может быть освоена за короткое время. Вместе с тем целый ряд других наблюдений — фотографические наблюдения, визуальные наблюдения переменных звезд, программные наблюдения метеорных потоков и некоторые другие — требует уже значительного навыка, определенной теоретической подготовки и дополнительных приборов и оборудования.
Разумеется, не все из перечисленных в этой главе наблюдений могут быть реализованы в любой школе. Организация наблюдений повышенной трудности доступна скорее всего тем школам, где сложились хорошие традиции организации внеклассных занятий по астрономии, имеется опыт соответствующей работы и, что очень важно, хорошая материальная база.
Наконец, в третьей главе на конкретном материале в простой и наглядной форме изложены основные математические методы обработки наблюдений: интерполирование и экстраполирование, приближенное представление эмпирических функций и теория ошибок. Эта глава является неотъемлемой частью книги. Она нацеливает и учителей школы, и учащихся, и, наконец, любителей астрономии на вдумчивое, серьезное отношение к постановке и проведению астрономических наблюдений, результаты которых могут обрести известную значимость и ценность только после того, как будут подвергнуты соответствующей математической обработке.
иоращено внимание учителей на необходимость исполыю я микрокалькуляторов, а в будущем — и персональных ЭВМ.
Материал книги может, быть использован при проведении практических занятий по астрономии, предусмотренных учебной программой, а также при проведении факультативных занятий и в работе астрономического кружка.
Пользуясь случаем, авторы выражают глубокую признательность заместителю председателя Совета астрономических кружков Московского планетария, сотруднику ГАИШ МГУ М. Ю. Шевченко и доценту Владимирского педагогического института, кандидату физико-математических наук Е. П. Разбитной за ценные указания, способствовавшие улучшению содержания книги.
Авторы с благодарностью воспримут от читателей все критические замечания.
Глава I ИСПЫТАНИЕ ТЕЛЕСКОПОВ
§ 1. Введение
Основными инструментами каждой астрономической обсерватории, в том числе учебной, являются телескопы. С помощью телескопов учащиеся наблюдают Солнце и происходящие на нем явления, Луну и ее рельеф, планеты и некоторые их спутники, разнообразный мир звезд, рассеянные и шаровые скопления, диффузные туманности, Млечный Путь и галактики.
Опираясь на непосредственные телескопические наблюдения и на фотографии, полученные с помощью больших телескопов, учитель может создать у учащихся яркие естественнонаучные представления о строении окружающего мира и на этой основе формировать твердые материалистические убеждения.
Приступая к наблюдениям на школьной астрономической обсерватории, учитель должен хорошо знать возможности телескопической оптики, различные практические методы ее испытания и установления основных ее характеристик. Чем полнее и глубже будут знания учителя о телескопах, тем лучше он сможет организовать проведение астрономических наблюдений, тем плодотворнее будет работа учащихся и тем убедительнее предстанут перед ними результаты проведенных наблюдений.
Преподавателю астрономии, в частности, важно знать краткую теорию телескопа, быть знакомым с наиболее распространенными оптическими системами и установками телескопов, а также иметь достаточно полные сведения об окулярах и различных принадлежностях телескопа. Вместе с тем он должен знать основные характеристики, а также достоинства и недостатки небольших телескопов, предназначенных для школьных и институтских учебных астрономических обсерваторий, иметь хорошие навыки в обращении с такими телескопами и уметь реалистично оценивать их возможности при организации наблюдений.
Результативность работы астрономической обсерватории зависит не только от ее оснащенности различным оборудованием и, в частности, от оптической мощи имеющихся на ней телескопов, но и от степени подготовленности наблюдателей. Только квалифицированный наблюдатель, обладающий хорошими навыками обращения с имеющимся в его распоряжении телескопом и знающий его основные характеристики и возможности, в состоянии получить на этом телескопе максимум возможной информации.
Поэтому перед учителем стоит важная задача по подготовке активистов, способных хорошо проводить наблюдения, требующие выдержки, аккуратного исполнения, большого внимания и времени.
Без создания группы квалифированных наблюдателей нельзя рассчитывать на повсеместное продолжительное функционирование школьной обсерватории и на ее большую отдачу в деле обучения и воспитания всех остальных учащихся.
В связи с этим учителю мало знать сами телескопы и их возможности, он должен еще владеть продуманной и выразительной методикой объяснения, не выходящей далеко за рамки школьных программ и учебников и опирающейся на знания учащихся, полученные при изучении физики, астрономии и математики.
Следует при этом обращать особое внимание на прикладной характер сообщаемых сведений о телескопах, чтобы возможности последних раскрывались в процессе осуществления планируемых наблюдений и проявлялись в получаемых результатах.
Принимая во внимание вышеизложенные требования, в первую главу книги включены теоретические сведения о телескопах в объеме, необходимом для проведения хорошо осмысленных наблюдений, а также описания рациональных практических приемов испытаний и установления различных их характеристик с учетом знаний и возможностей учащихся.
§ 2. Определение основных характеристик оптики телескопов
Чтобы глубоко разобраться в возможностях оптики телескопов, следует вначале привести некоторые оптические данные о человеческом глазе — основном «инструменте» учащихся при проведении большинства учебных астрономических наблюдений. Остановимся на таких его характеристиках, как предельная чувствительность и острота зрения, иллюстрируя их содержание на примерах наблюдений небесных объектов.
Под предельной (пороговой) чувствительностью глаза понимают тот минимальный световой поток, который еще можно воспринять полностью адаптированным к темноте глазом.
Удобными объектами для определения предельной чувствительности глаза являются группы звезд различного блеска с тщательно измеренными звездными величинами. При хорошем состоянии атмосферы, безоблачном небе в безлунную ночь вдали от города можно наблюдать звезды до б-й звездной величины. Однако это не предел. Высоко в горах, где бывает особенно чиста и прозрачна атмосфера, становятся видимыми звезды до 8-й звездной величины.
Опытный наблюдатель должен знать предельные возможности своих глаз и уметь определять состояние прозрачности атмосферы по наблюдениям звезд. Для этого надо хорошо изучить общепринятый в астрономии стандарт — Северный Полярный ряд (рис. 1 , а) и взять себе за правило: перед проведением телескопических наблюдений вначале следует невооруженным глазом определить видимые на пределе звезды из этого ряда и по ним установить состояние атмосферы.
Рис. 1. Карта Северного Полярного ряда:
а — для наблюдений невооружённым глазом; б — с биноклем или с небольшим телескопом; в — средним телескопом.
Полученные данные заносят в журнал для наблюдений. Все это требует наблюдательности, памяти, вырабатывает привычку глазомерных оценок и приучает к аккуратности — эти качества, весьма полезные для наблюдателя.
Под остротой зрения понимают способность глаза различать близко расположенные предметы или светящиеся точки. Медики установили, что острота нормального человеческого глаза в среднем составляет 1 мин дуги. Эти данные получены при рассматривании в лабораторных условиях ярких, хорошо освещенных предметов и точечных источников света.
При наблюдении звезд — значительно менее ярких объектов — острота зрения несколько понижена и составляет около 3 мин дуги и более. Так, обладая нормальным зрением, легко заметить, что возле Мицара — средней звезды в ручке ковша Большой Медведицы — находится слабая звездочка Алькор. Установить же двойственность е Лиры невооруженным глазом удается далеко не всем. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором составляет 1 Г48", а между компонентами ei и е2 Лиры — 3'28".
Рассмотрим теперь, каким образом телескоп расширяет возможности человеческого зрения, и проанализируем эти возможности.
Телескоп — это афокальная оптическая система, преобразующая пучок параллельных лучей сечением D в пучок параллельных лучей сечением d. Это хорошо видно на примере схемы прохождения лучей в рефракторе (рис. 2), где объектив перехватывает идущие от далекой звезды параллельные лучи и фокусирует их в точку в фокальной плоскости. Далее лучи расходятся, попадают в окуляр и выходят из него параллельным пучком меньшего диаметра. Затем лучи попадают в глаз и фокусируются в точку на дне глазного яблока.
Если диаметр зрачка человеческого глаза будет равен диаметру выходящего из окуляра параллельного пучка, то все собранные эбъективом лучи попадут в глаз. Следовательно, в этом случае этношение площадей объектива телескопа и зрачка человеческого глаза выражает кратность увеличения светового потока, попадаю-
Если считать, что диаметр зрачка равен 6 мм (в полной темноте он достигает даже 7 — 8 мм), то школьный рефрактор с диаметром объектива 60 мм может посылать в глаз в 100 раз больше световой энергии, чем воспринимает невооруженный глаз. В результате с таким телескопом могут стать видимыми звезды, посылающие нам световые потоки в 100 раз меньшие, чем световые потоки от звезд, видимых на пределе невооруженным глазом.
Согласно формуле Погсона, стократное увеличение освещенности (светового потока) соответствует 5-ти звездным величинам:
Приведенная формула позволяет оценить проницающую силу — важнейшую характеристику телескопа. Проницающая сила определяется предельной звездной величиной (т) самой слабой звезды, которую еще можно увидеть в данный телескоп при наилучших атмосферных условиях. Поскольку в вышеприведенной формуле не учтены ни потери света при прохождении оптики, ни потемнение фона неба в поле зрения телескопа, то она является приближенной.
Более точное значение проницающей силы телескопа можно рассчитать по следующей эмпирической формуле, в которой обобщены результаты наблюдений звезд на инструментах разных диаметров:
где D — диаметр объектива, выраженный в миллиметрах.
В целях ориентировки в таблице 1 приводятся приближенные значения проницающей силы телескопов, рассчитанные по эмпирической формуле (1).
Реальную же проницающую силу телескопа можно определить, наблюдая звезды Северного Полярного ряда (рис. 1,6, в). Для этого, ориентируясь по таблице 1 или по эмпирической формуле (1), устанавливают приближенное значение проницающей силы телескопа. Далее из приведенных карт (рис. 1,6, в) подбирают звезды с несколько большими и несколько меньшими звездными величинами. Тщательно копируют все звезды большего блеска и все подобранные. Таким образом изготовляют звездную карту, тщательно ее изучают и приступают к наблюдениям. Отсутствие «лишних» звезд на карте способствует быстрому отождествлению телескопической картины и установлению звездных величин видимых звезд. В последующие вечера проводят повторные наблюдения. Если погода и прозрачность атмосферы улучшаются, то появляется возможность видеть и отождествлять более слабые звезды.
Найденная таким образом звездная величина самой слабой звезды и определяет реальную проницающую силу используемого телескопа. Получаемые результаты заносят в журнал наблюдений. По ним можно судить о состоянии атмосферы и об условиях наблюдений других светил.
Второй важнейшей характеристикой телескопа является его разрешающая способность б, под которой понимают минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. В теоретической оптике доказывается, что с идеальным объективом в видимом свете Л= 5,5- 10-7 м можно еще разрешить двойную звезду, если угловое расстояние между ее компонентами будет равно углу или больше угла
где D — диаметр объектива в миллиметрах. (...)
Рис. 3. Дифракционные картины тесных звездных пар с разными угловыми рас стояниями компонентов.
Поучительно также провести телескопические наблюдения ярких звездных пар при диафрагмировании объектива. По мере постепенного диафрагмирования входного отверстия телескопа дифракционные диски звезд увеличиваются, соединяются и сливаются в едином дифракционном диске большего диаметра, но со значительно меньшей яркостью.
При проведении подобных исследований следует обращать внимание на качество телескопических изображений, которые определяются состоянием атмосферы.
Наблюдения за атмосферными волнениями следует вести с хорошо отъюстированным телескопом (желательно рефлектором), рассматривая при больших увеличениях дифракционные изображения ярких звезд. Из оптики известно, что при монохроматическом потоке света в центральном дифракционном диске концентрируется 83,8% прошедшей через объектив энергии, в первом кольце — 7,2%, во втором — 2,8%, в третьем — 1,5%, в четвертом — 0,9% и т. д.
Так как приходящие излучения звезд не монохроматичны, а состоят из разных длин волн, то дифракционные кольца получаются окрашенными и размытыми. Четкость изображений колец можно улучшить, применяя светофильтры, в особенности узкополосные. Однако в связи с убыванием энергии от кольца к кольцу и увеличением их площадей уже третье кольцо становится малозаметным.
Это следует иметь в виду при оценке состояния атмосферы по видимым дифракционным картинам наблюдаемых звезд. При проведении таких наблюдений можно пользоваться шкалой Пикке-ринга, согласно которой наилучшие изображения оцениваются баллом 10, а очень плохие — баллом 1.
Приводим описание этой шкалы (рис. 4).
1. Изображения звезд волнуются и размазываются так, что их диаметры в среднем вдвое превосходят третье дифракционное кольцо.
2. Изображение волнуется и слегка выходит за третье дифракционное кольцо.
3. Изображение не выходит за пределы третьего дифракционного кольца. Яркость изображения увеличивается к центру.
4. Временами виден центральный дифракционный диск звезды с появляющимися вокруг короткими дугами.
5. Дифракционный диск виден постоянно, а короткие дуги — часто.
6. Дифракционный диск и короткие дуги видны постоянно.
7. Вокруг четко видимого диска движутся дуги.
8. Вокруг четко очерченного диска движутся кольца с разрывами,
9. Ближайшее к диску дифракционное кольцо неподвижно.
10. Все дифракционные кольца неподвижны.
Баллы 1 — 3 характеризуют плохое для астрономических наблюдений состояние атмосферы, 4 — 5 — посредственное, 6 — 7 — хорошее, 8 — 10 — отличное.
Третьей важной характеристикой телескопа является светосила его объектива, равная квадрату отношения диаметра объектива
к его фокусному расстоянию (...)
§ 3. Проверка качества оптики телескопа
Практическая ценность любого телескопа как наблюдательного инструмента определяется не только размерами, но и качеством его оптики, т. е. степенью совершенства его оптической системы и качеством изготовления объектива. Немаловажную роль играет и качество окуляров, прилагаемых к телескопу, а также полнота их комплекта.
Объектив является наиболее ответственной частью телескопа. К сожалению, даже самые совершенные телескопические объективы обладают рядом недостатков, обусловленных как чисто техническими причинами, так и природой света. Важнейшими из них являются хроматическая и сферическая аберрация, кома и астигматизм. Кроме того, светосильные объективы в разной степени страдают кривизной поля и дисторсией.
Преподавателю необходимо знать об основных оптических недостатках наиболее употребительных типов телескопов, выразительно и понятно демонстрировать эти недостатки и уметь их в какой-то степени понижать.
Опишем последовательно важнейшие оптические недостатки телескопов, рассмотрим, в каких типах небольших телескопов и в какой мере они проявляются, и укажем простейшие способы их выделения, показа и уменьшения.
Главным препятствием, мешавшим длительное время совершенствованию телескопа-рефрактора, была хроматическая (цветовая) аберрация, т. е. неспособность собирательной линзы собрать все световые лучи с разной длиной волны в одну точку. Хроматическая аберрация обусловлена неодинаковой преломляемостью световых лучей разной длины волны (красные лучи преломляются слабее, чем желтые, а желтые слабее, чем синие).
Хроматическая аберрация особенно проявляется у телескопов с однолинзовыми светосильными объективами. Если такой телескоп навести на яркую звезду, то при определенном положении окуляра
можно увидеть яркое фиолетовое пятнышко, окруженное цветным ореолом с размытым красным внешним кольцом. По мере выдвижения окуляра цвет центрального пятнышка будет постепенно меняться на синий, затем — зеленый, желтый, оранжевый и, наконец, красный. В последнем случае вокруг красного пятнышка будет виден цветной ореол с фиолетовой кольцевой окантовкой.
Если в такой телескоп посмотреть на планету, то картина будет весьма размытая, с радужными разводами.
Двухлинзовые объективы, в значительной мере свободные от хроматической аберрации, называются ахроматическими. Относительное отверстие рефрактора с ахроматическим объективом обычно равно 715 или несколько больше (у школьных телескопов-рефракторов оно оставляет 7ю, что несколько ухудшает качество изображения).
Однако ахроматический объектив не свободен полностью от хроматической аберрации и хорошо сводит в одну точку только лучи определенных длин волн. В связи с этим объективы ахроматизируются в соответствии с их назначением; визуальные — в отношении лучей, сильнее всего действующих на глаз, фотографические — для лучей, сильнее всего действующих на фотоэмульсию. В частности, объективы школьных рефракторов по своему назначению являются визуальными.
Судить о наличии остаточной хроматической аберрации в школьных рефракторах можно на основе наблюдений с очень большими увеличениями дифракционных изображений ярких звезд, быстро меняя следующие светофильтры: желто-зеленый, красный, синий. Обеспечить быструю смену светофильтров можно, применяя дисковые или скользящие рамки, описанные в
§ 20 книги «Школьная астрономическая обсерватория»1. Наблюдаемые при этом изменения дифракционных картин свидетельствуют, что не все лучи в одинаковой мере оказываются сфокусированными.
Более успешно уничтожение хроматической аберрации решается в трехлинзовых апохроматических объективах. Однако полностью уничтожить ее пока не удается ни в каких линзовых объективах.
В зеркальном объективе не происходит преломления световых лучей. Поэтому эти объективы полностью свободны от хроматической аберрации. Этим зеркальные объективы выгодно отличаются от линзовых.
Другим крупным недостатком телескопических объективов является сферическая аберрация. Она проявляется в том, что монохроматические лучи, идущие параллельно оптической оси, фокусируются на разных расстояниях от объектива в зависимости от того, через какую его зону они прошли. Так, в одиночной линзе далее всего фокусируются лучи, прошедшие вблизи ее центра, а ближе всего — прошедшие через краевую зону.
В этом легко убедиться, если телескоп с однолинзовым объективом направить на яркую звезду и наблюдать ее с двумя диафрагмами: одна из них должна выделять поток, проходящий через центральную зону, а вторая, выполненная в виде кольца, пропускать лучи краевой зоны. Наблюдения следует вести со светофильтрами по возможности с узкими полосами пропускания. При использовании первой диафрагмы резкое изображение звезды получается при несколько большем выдвижении окуляра, чем при использовании второй диафрагмы, что подтверждает наличие сферической аберрации.
В сложных объективах сферическая аберрация совместно с хроматической уменьшается до необходимого предела путем подбора линз определенной толщины, кривизны и сортов применяемых, стекол.
[ Остатки неисправленной сферической аберрации в сложных лин-[зовых телескопических объективах можно обнаружить при помощи (вышеописанных диафрагм, наблюдая при больших увеличениях дифракционные картины от ярких звезд. При исследованиях визуальных объективов следует применять желто-зеленые светофильтры, а при исследованиях фотографических объективов — синие.
! В зеркальных параболических (точнее параболоидальных) объективах сферическая аберрация отсутствует, так как объективы |сводят в одну точку весь пучок лучей, идущих параллельно оптической оси. Сферические зеркала имеют сферическую аберрацию, при этом она тем больше, чем больше и светосильнее само зеркало.
У небольших зеркал с малой светосилой (относительным отверстием менее 1 : 8) сферическая поверхность мало отличается от параболоидальной — в результате сферическая аберрация небольшая.
Выявить наличие остаточной сферической аберрации можно вышеописанным способом, применяя разные диафрагмы. Хотя зеркальные объективы свободны от хроматической аберрации, для лучшей диагностики сферической аберрации следует употреблять светофильтры, ибо окрашенность наблюдаемых дифракционных картин при разных диафрагмах не одинакова, что может привести к недоразумениям.
Рассмотрим теперь аберрации, возникающие при прохождении лучей наклонно к оптической оси объектива. К ним относятся: кома, астигматизм, кривизна поля, дисторсия.
При визуальных наблюдениях следует проследить за первыми двумя аберрациями — комой и астигматизмом и практически их изучить, наблюдая звезды.
Кома проявляется в том, что изображение звезды в стороне от оптической оси объектива приобретает вид размытого асимметричного пятнышка со смещенным ядром и характерным хвостом (рис. 6). Астигматизм же состоит в том, что объектив собирает наклонный пучок света от звезды не в один общий фокус, а в два взаимно перпендикулярных отрезка АВ и CD, расположенных в разных плоскостях и на разных расстояниях от объектива (рис. 7).
Рис. 6. Образование комы у наклонных лучей. Кружком очерчено поле вблизи оптической оси, где кома несущественна.
При хорошей юстировке в трубе телескопа малосветосильного объектива и при малом поле зрения окуляра трудно заметить обе упомянутые аберрации. Их можно хорошо видеть, если в целях обучения несколько разъюстировать телескоп, повернув на некоторый угол объектив. Такая операция полезна для всех наблюдателей, а в особенности для тех, кто строит свои телескопы, — ведь рано или поздно они обязательно столкнутся с вопросами юстировки, и будет значительно лучше, если они будут действовать сознательно.
Чтобы разъюстировать рефлектор, достаточно ослабить и завинтить два противоположных винта, удерживающих зеркало.
В рефракторе это сделать сложнее. Чтобы не испортить резьбу, следует склеить из картона переходное усеченное под углом кольцо и вставить его одной стороной в трубу телескопа, а на вторую посадить объектив.
Если в разъюстированный телескоп посмотреть на звезды, то все они предстанут хвостатыми. Причина тому — кома (рис. 6). Если же на входное отверстие телескопа надеть диафрагму с небольшим центральным отверстием и передвигать окуляр вперед и назад, то можно видеть, как звезды вытягиваются в светлые отрезки АВ, затем превращаются в эллипсы разного сжатия, кружки, и вновь в отрезки CD и эллипсы (рис. 7).
Кома и астигматизм устраняются поворотами объектива. Как легко понять, ось вращения при юстировке будет перпендикулярна направлению. Если при вращении установочного винта зеркала хвост удлиняется, то винт надо вращать в противоположную сторону. Окончательную доводку при юстировке следует осуществить с короткофокусным окуляром при больших увеличениях, чтобы хорошо были видны дифракционные кольца.
Если объектив телескопа обладает высокими качествами, а оптика отъюстирована правильно, то внефокальные изображения звезды при наблюдении в рефрактор будут выглядеть в виде небольшого светового диска, окруженного системой цветных концентрических дифракционных колец (рис. 8, al). При этом картины дофокального и зафокального изображений будут совершенно одинаковыми (рис. 8, а 2, 3).
Такой же вид будут иметь внефокальные изображения звезды при наблюдении в рефлектор, только вместо центрального светлого диска будет видно темное пятнышко, являющееся тенью от вспомогательного зеркала или диагональной призмы полного отражения.
Неточность юстировки телескопа скажется в том, что концентричность дифракционных колец будет нарушена, а сами они примут вытянутую форму (рис. 8, б 1, 2, 3, 4). При наведении на резкость звезда будет казаться не резко очерченным светлым диском, а слегка размытым светлым пятнышком с отброшенным в сторону (эффект комы) слабым хвостом. Если указанный эффект вызван действительно неточной юстировкой телескопа, то дело легко поправить, достаточно только, действуя регулировочными винтами оправы объектива (зеркала), несколько изменить ее положение в нужную сторону. Гораздо хуже, если причина кроется в астигматизме самого объектива или (в случае рефлектора Ньютона) в плохом качестве вспомогательного диагонального зеркальца. В этом случае устранить недостаток можно только перешлифовкой и переполировкой дефектных оптических поверхностей.
По внефокальным изображениям звезды можно легко обнаружить и другие недостатки телескопического объектива, если они имеются. Например, различие в размерах соответственных дифракционных колец дофокального и зафокального изображений звезды свидетельствует о наличии сферической аберрации, а различие в их цветности — о значительном хроматизме (для лин-
зового объектива); неравномерная плотность распределения колец и различная их интенсивность указывает на зональность объектива, а неправильная форма колец — на местные более или менее значительные отклонения оптической поверхности от идеальной.
Если все перечисленные недостатки, открываемые картиной внефокальных изображений звезды, невелики, то с ними можно мириться. Зеркальные объективы любительских телескопов, успешно прошедшие предварительную проверку теневым методом Фуко [7, 8, 11], как правило, имеют безукоризненную оптическую поверхность и отлично выдерживают испытания по внефокальным изображениям звезд.
Расчеты и практика показывают, что при идеальной юстировке оптики кома и астигматизм незначительно отражаются на визуальных наблюдениях, когда используются малосветосильные объективы (менее 1:10). В равной степени это относится и к фотографическим наблюдениям, когда с теми же объективами фотографируют светила с относительно небольшими угловыми размерами (планеты, Солнце, Луна).
Кома и астигматизм сильно портят изображения, когда фотографируют большие участки звездного неба с параболическими зеркалами или двухлинзовыми объективами. Искажения резко увеличиваются у светосильных объективов.
Ниже приведенная таблица дает представление о росте комы и астигматизма в зависимости от угловых отклонений от оптической оси у параболических рефлекторов разной светосилы.
Рис. 9. Кривизна поля зрения и изображения звезд в его фокальной плоскости (при исправлении всех остальных аберраций).
тизм, но имеется кривизна поля. Если с таким объективом сфотографировать большой участок звездного неба и при этом наведение на резкость осуществить по центральной зоне, то по мере отступления к краям поля резкость изображений звезд будет ухудшаться. И наоборот, если наведение на резкость произвести по звездам, находящимся по краям поля, то резкость изображений звезд будет ухудшаться в центре.
Чтобы с таким объективом получить фотографию, резкую по всему полю, следует изогнуть фотопленку в соответствии с кривизной поля резких изображений самого объектива.
Кривизну поля устраняют также при помощи плоско-выпуклой линзы Пиацци — Смита, которая превращает искривленный фронт волн в плоский.
Кривизну поля можно наиболее просто уменьшить диафрагмированием объектива. Из практики фотографирования известно, что с уменьшением диафрагмы растет глубина резкости — в результате четкие изображения звезд получаются по всему полю плоской пластинки. Однако следует помнить, что диафрагмирование сильно понижает оптическую мощь телескопа и для того, чтобы вышли на пластинке слабые звезды, надо значительно увеличивать время экспозиции.
Дисторсия проявляется в том, что объектив строит изображение, не пропорциональное оригиналу, а с некоторыми отступлениями от него. В результате при фотографировании квадрата его изображение может получиться с вогнутыми внутрь или выпуклыми наружу сторонами (подушкообразная и бочкообразная дисторсия).
Исследовать любой объектив на дисторсию очень просто: для этого надо его сильно задиафрагмировать, чтобы осталась незакрытой только очень небольшая центральная часть. Кома, астигматизм и кривизна поля при таком диафрагмировании будут устранены и дисторсию можно будет наблюдать в чистом виде
Если с таким объективом фотографировать прямоугольные решетки, проемы окон, дверей, то, рассматривая негативы, легко установить вид дисторсии, свойственный данному объективу.
Дисторсию готового объектива нельзя устранить или понизить. Ее учитывают при исследовании фотографий, в особенности при проведении астрометрических работ.
§ 4. Окуляры и предельные увеличения телескопа
Комплект окуляров является необходимым дополнением к телескопу. Ранее мы уже выяснили (§ 2) назначение окуляра в увеличительной телескопической системе. Теперь необходимо остановиться на основных характеристиках и конструктивных особенностях различных окуляров. Оставляя без внимания галилеевский окуляр из одной рассеивающей линзы, который давно уже не применяется в астрономической практике, обратимся сразу же к специальным астрономическим окулярам.
Исторически первым астрономическим окуляром, сразу же вытеснившим галилеевский окуляр, был окуляр Кеплера из одной короткофокусной линзы. Обладая в сравнении с окуляром Галилея значительно большим полем зрения, он в соединении с распространенными в то время длиннофокусными рефракторами давал достаточно четкие и мало окрашенные изображения. Однако позднее окуляр Кеплера был вытеснен более совершенными окулярами Гюйгенса и Рамсдена, которые встречаются и поныне. Наиболее распространенными астрономическими окулярами в настоящее время являются ахроматический окуляр Кельнера и ортоскопический окуляр Аббе. На рисунке 11 показано устройство этих окуляров.
Наиболее просто устроены окуляры Гюйгенса и Рамсдена. Каждый из них составлен из двух плоско-выпуклых собирательных линз. Передняя из них (обращенная к объективу) называется полевой линзой, а задняя (обращенная к глазу наблюдателя) — глазной линзой. В окуляре Гюйгенса (рис. 12) обе линзы обращены своими выпуклыми поверхностями к объективу, и если f\ и /2 — фокусные расстояния линз, a d — расстояние между ними, то должно выполняться соотношение: (...)
KOHEЦ ФPAГMEHTA УЧЕБНИКА
|
