Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

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.

Оптические телескопы можно разделить на два основных типа. Инструменты, в которых фокусировка света осуществляется системой линз, называются рефракторами, а те, в которых свет фокусируется зеркалами, – рефлекторами.

История рефракторов началась в 1608 г., и именно с помощью таких инструментов были сделаны все первые важные открытия, включая результаты, полученные Галилеем. Рефлекторы разных типов были изобретены также в XVII в. (один из самых первых был сконструирован Исааком Ньютоном в 1667 г.). Однако до второй половины XVIII в. они не играли важной роли в астрономических исследованиях, а начиная с XX столетия все крупные инструменты – это телескопы-рефлекторы.

В телескопах-рефракторах объектив состоит из линз.

Объективы первых рефракторов состояли из одной собирающей линзы. Однако столь простая оптическая схема создает заметно искаженное изображение (дефекты изображения называют аберрациями). Например, коэффициент преломления зависит от длины волны света, поэтому линза не может собрать лучи разного цвета в одну точку – такой эффект называется хроматической аберрацией. Чтобы избавиться от нее (и других типов аберраций), были разработаны более сложные системы из нескольких линз. Благодаря быстрому прогрессу начиная с середины XVIII в. качество оптических телескопов с диаметрами объективов вплоть до нескольких десятков сантиметров было достаточно высоким.