Вселенная. Вопросов больше, чем ответов — страница 4 из 72

А что же рефракторы? Наибольший из них имеет диаметр объектива 102 см. «Звездный час» рефракторов пришелся на конец XIX века, после чего они «сдали» нишу крупнейших

22

— Чем и как изучают Вселенную —

инструментов рефлекторам. Уж очень рефракторы длинны! Пулковский рефрактор при 75-см объективе имеет длину около 13 м. При объективе диаметром 5 м, вполне рядовом для круп­ных современных рефлекторов, рефрактор имел бы длину трубы под юо м! Нечего и говорить, что купол для такого телескопа, не говоря уже о монтировке, никогда не будет построен. Кроме того, прогиб стекла под собственным весом превысил бы допустимую величину, а скомпенсировать его оказалось бы технически не­возможно.

Кстати о прогибах. Идеальная, с точки зрения астронома, поверхность оптики должна иметь уровень возможных откло­нений не более 1/8 длины световой волны (критерий Рэлея). Для волны длиной 555 нм, соответствующей максимальной чувствительности сетчатки человеческого глаза, отклонение реальной оптической поверхности от идеальной не должно превышать 0,07 мкм. Для телескопов, работающих в ультра­фиолетовом диапазоне, допуск еще строже. Получить поверх­ность такой точности само по себе не просто, однако надо еще добиться, чтобы прогиб главного зеркала телескопа под собственным весом укладывался в эту величину. Приходится конструировать схемы его «разгрузки» на множество точек. Даже скромное 150-мм зеркало любительского телескопа для разгрузки на 3 равноудаленные от центра точки должно иметь толщину не менее 20 мм — в противном случае придется ис­пользовать разгрузку на 6 или 9 точек. Что уж говорить о мно­готонных крупных зеркалах! В 6-м 40-т зеркале БТА со време­нем проявился еще один неприятнейший дефект: изменение фигуры зеркала из-за текучести стекла, которое, как известно, материал аморфный и может «течь», подобно жидкости, осо­бенно под действием больших нагрузок. В крупных телеско­пах более поздней постройки применяют значительно более легкие и тонкие зеркала, лежащие на подвижных штырях, управляемых компьютером (адаптивная оптика). Самые же крупные телескопы, уже существующие или только проектиру­емые, нередко имеют составные зеркала по типу пчелиных сот

23

из десятков сравнительно небольших шестиугольных зеркал, причем вся система управляется, естественно, тоже компьюте­ром. Такое техническое решение снимает целый ряд проблем, включая финансовую: дело в том, что стоимость изготовления сплошного зеркала пропорциональна примерно кубу его диа­метра...

Нельзя ли, однако, соединить достоинства рефракторов (от­сутствие вредных токов воздуха в закрытой трубе) и рефлекто­ров (большая светосила) в одной оптической системе, а заодно побороться с искажениями света (аберрациями) в оптических системах, вынуждающими ограничивать поле зрения телеско­пов? Первым эту задачу решил Шмидт, разместивший в центре кривизны главного сферического зеркала диафрагму с коррек­тирующей пластинкой сложной формы. Получилась система с большим полем зрения, светосильная и очень удобная в каче­стве астрографа (фотографического телескопа). Знаменитый Паломарский атлас неба представляет собой набор фотопласти­нок, полученных на обсерватории Маунт-Паломар с помощью 124-см телескопа системы Шмидта. Крупнейший из ныне суще­ствующих телескопов Шмидта имеет апертуру¹1,34 м.

В 1941 году Д.Д. Максутов предложил схему менискового телескопа, в котором аберрации главного зеркала компен­сируются выпукло-вогнутым стеклом — мениском, и вскоре построил первый телескоп такого рода — Грегори с мениско­вым корректором. При этом удалось чрезвычайно уменьшить длину инструмента, а качество изображения только возросло. Вносимый мениском хроматизм ничтожен, а прочие абер­рации (кома, астигматизм, кривизна поля, дисторсия) ском­пенсированы при правильном расчете схемы вполне удовлет­

¹ То же, что входное отверстие телескопа. В простых системах аперту­ра равна диаметру объектива (линзового у рефракторов и зеркального у рефлекторов); в катадиоптрических системах Шмидта и Максутова апертура равна диаметру корректирующей пластинки и мениска соот­ветственно. — Примеч. авт.

24

— Чем и как изучают Вселенную —

ворительно. Однако более перспективной оказалась система Максутова-Кассегрена. В настоящее время построено очень много телескопов Шмидта и Максутова различных модифи­каций.

Желание сделать телескоп более технологичным в произ­водстве, с одной стороны, и еще больше уменьшить аберра­ции — с другой, привело к созданию систем Аргунова, Волосова, Клевцова, Чуриловского, Рихтера-Слефогта и др. Вообще чис­ло возможных телескопических систем очень велико, и любой оптик-расчетчик может увековечить свое имя, предложив совер­шенно новую схему.

Часто в магазинах, торгующих среди прочей оптики телескопа- ми, можно слышать вопрос покупателя: «А каково увеличение этого телескопа?» Нет ничего ошибочнее такого вопроса — по нему тор­говцы моментально идентифицируют неспециалиста, а дальше уж дело зависит от степени их добросовестности. Вопрос этот прежде всего лишен смысла: ведь увеличение телескопа равно частному от деления фокусного расстояния объектива¹ на фокусное расстояние окуляра. Окуляры у телескопов сменные — короткофокусные на­зываются сильными, а длиннофокусные — слабыми окулярами. Смена окуляра меняет увеличение всей оптической системы.

Существует, правда, понятие минимального и максимально­го полезного увеличения. Минимальное полезное увеличение приблизительно равно апертуре телескопа, выраженной в мил­лиметрах, деленной на 6. Максимальное полезное увеличение примерно равно апертуре, умноженной на 1,5-2. Следовательно, если вы увидите в продаже телескоп с объективом шо-мм диа­метра и надписью «увеличение до 400 крат», не сомневайтесь — вас пытаются обмануть. «Разогнать» увеличение сверх макси­мального полезного в принципе нетрудно, но смысла в этом нет ни малейшего: масштабы изображения увеличатся, но никаких новых подробностей рассмотреть не удастся.

Какие характеристики оптической системы телескопа сле­дует считать важнейшими? Их две: проницающая способность и предельное разрешение (совсем как у радиоприемника — чув­ствительность и избирательность). И то и другое определяется апертурой телескопа. Чем больше света соберет объектив теле­скопа, тем выше будет его чувствительность (именно поэтому наши зрачки в темноте расширяются). Что до разрешающей способности, то любому фотографу известно: если сильно за- диафрагмировать объектив, уменьшив тем самым его апертуру,

¹ Или эквивалентного фокусного расстояния для систем Кассегрена

и Грегори. — Примеч. авт.

26

— Чем и как изучают Вселенную —

сразу «полезет зерно». Зависимость разрешающей способности от апертуры здесь очень наглядна.

Итак, чем телескоп крупнее, тем он лучше? Да, но с рядом оговорок. Великолепная оптическая система, установленная на негодной монтировке, превратит телескоп в груду бесполезного металла и стекла. Колоссальное значение имеет место установки крупного инструмента. О световом загрязнении мы уже говори­ли, но и его отсутствие еще не решает всех проблем.

Атмосфера Земли, благодаря которой мы дышим и существу­ем, — страшный враг астронома. Она поглощает и рассеивает свет, в ней блуждают турбулентные потоки, портящие изобра­жение. Диск небесного светила (реальный для планеты и фик­тивный для звезды) размазывается в некую «медузу», пребыва­ющую в беспрестанном раздражающем колыхании. Серьезные наблюдения в таких условиях невозможны.

Чем крупнее телескоп, тем большие требования предъявляет он к астроклимату. Чтобы выжать из инструмента максимум того, на что он способен, площадку для строительства обсерватории приходится выбирать на высоте по меньшей мере 1500-2000 м над уровнем моря (лучше — больше), причем в таких местах, где атмосферная турбуленция минимальна. Например, плохое реше­ние — построить башню большого телескопа на южном склоне горы, если в данной местности преобладают ветры с севера.

Возможно, это звучит издевательски, но превосходным астро­климатом отличаются центральные районы Антарктиды. На американской антарктической станции Амундсен-Скотг, нахо­дящейся на Южном географическом полюсе, имеется телескоп средних размеров — «всего» с полутораметровым зеркалом. К со­жалению, он может обозревать лишь южное полушарие неба.

Этого недостатка лишены инструменты, установленные бли­же к экватору, например уже упоминавшиеся VLT (Чили) и им, Кека (Мауна-Кеа), 8,2-м японский «Субару» (там же), 9,1-м теле­скоп им. Хобби-Эберли с составным главным зеркалом (Техас) и др. Некогда крупнейший в мире российский 6-м телескоп БТА теперь, увы, находится во втором десятке среди крупнейших оптических инструментов.

27

Постройка столь крупных наземных инструментов стала альтернативой Космическому телескопу им. Хаббла (рис. 6) с зеркалом 2,4 м. Выведенный на орбиту в 1990 г. и вышедший на полную «мощность» в 1994 году после устранения дефек­тов, этот инструмент за долгие годы работы вне атмосферы, так мешающей наблюдениям, показал выдающиеся результаты. Правда, и стоимость его, по мнению американцев, оказалась че­ресчур высока. В настоящее время на замену старичку «Хабблу» готовится космический телескоп им. Джеймса Уэбба с 7-м зер­калом.

А что же на Земле? «Забьет» ли новый космический телескоп наземные инструменты по всем статьям? В этом нет уверенно­сти. Всерьез обсуждается вопрос о постройке в Европе телескопа с 40-м зеркалом — разумеется, составным и адаптивным. И это еще паллиатив — существует проект юо-м телескопа!

4. НЕ ТОЛЬКО ОПТИЧЕСКИЕ

Во время немецкого «воздушного наступления» на Англию британцы, буквально «только что» создавшие и разместившие на юго-восточном побережье новейшие средства обнаружения са­молетов противника — радиолокаторы, были озадачены. Каждое утро начиналось с ложной тревоги. В определенном положении приемной антенны экраны показывали сплошную засветку, как будто к Британии приближалась немецкая воздушная армада, чего на самом деле не было. «Виновник» паразитной засветки нашелся скоро — Солнце. То, что видимый свет составляет лишь часть спектра излучения нашего светила, было, разумеется, из­вестно задолго до Второй мировой войны, но знать это в теории и обнаружить на практике — разные вещи.