Что можно увидеть в бинокль и телескоп
введение в звездные величины и интегральный блеск
кратко о разрешающей способности
предельные увеличения
возможности телескопов
Возможности оптики невозможно рассматривать в отрыве от возможностей самого наблюдателя - глаз, телескоп и мозг наблюдателя представляют единую оптическую систему и ни одному из ее компонентов нельзя отдать предпочтение перед остальными. Опыт и мастерство играют ничуть не меньшую роль, чем зоркость зрения или диаметр телескопа. А если еще учесть и условия наблюдений (степень засветки, высоту над уровнем моря и т.д.), то дать однозначный ответ на вопрос "что же можно увидеть в такой то бинокль или телескоп" будет просто невозможно.
То, что одни с легкостью находят в полевой бинокль, другие не могут различить даже в крупный, 10-15 сантиметровый, телескоп. Поэтому, приводить список объектов, доступных тому или иному инструменту по меньшей мере было бы наивно. Правильный вопрос должен звучать так: "Какие классы объектов принципиально доступны для наблюдений в такой-то инструмент?" Но прежде чем дать развернутый ответ, необходимо уточнить: что же следует понимать под термином "наблюдение".
Например, Марс можно наблюдать и невооруженным глазом, но каким бы зорким наблюдатель не был, никаких деталей на поверхности планеты ему различить не удастся. С другой стороны, никакой, даже самый крупный наземный телескоп, не покажет тех подробностей, что видны на снимках, полученных космическими зондами. Аналогично, галактики и туманности визуально выглядят совсем не похожими на свои книжные иллюстрации, - лишь у ближайших из них можно различить некоторые намеки на спиральную структуру, а другие подробности строения - и вовсе у одной-двух!
Замечание мимоходом:
Начинающим порой трудно удержаться от вздоха разочарования - как и это все? - невыразительное туманное пятнышко, похожее на плохо сфокусированную звезду, - что можно найти в нем интересного? Нет, лучше уж прогуляться по серверу NASA или проиграться с компьютерным планетарием наподобие RedShift!
Но ведь и рыбаки (охотники) отправляются не за рыбой (дичью), а за удовольствием - побродить по осеннему лесу или посидеть с удочкой на берегу:а рыбу с дичью и в магазине купить можно! Любительская астрономия это нечто похожее: ночь, тишина, над головой море звезд, - желтых, оранжевых, красных, голубых, - то сбивающихся в тесные кучи, то коротающих свою жизнь в горделивом одиночестве:
Небо - это изумительный подарок природы, которым не устаешь восхищаться, сколько бы на него ни смотрел. Любительская астрономия в большинстве своем к классической, научной, астрономии никакого отношения не имеет и ближе скорее к выращиванию кактусов и разведению голубей.
Это созерцание природы для удовлетворения своего любопытства, того самого любопытства которое не дает остановиться путешественнику, пока он не увидит, а что же вон там, за тем холмом?
Увидеть некий объект и различить на нем хоть какие-то детали -совсем не одно и то же! К сожалению, второе в наблюдательной астрономии - скорее исключение, чем правило. В дальнейшем, если не оговорено обратное, под возможностью наблюдения подразумевается фиксация объекта, даже если она не раскрывает никаких подробностей его строения.
Все, сказанное ниже, относится к приемлемым условиям наблюдений и среднему опыту наблюдателя - предполагается, что невооруженным глазом он может различить звезды от четвертой до пятой величины.
Введение в звездные величины и интегральный блеск
Было бы бессмысленно приводить полный перечь всех доступных каждому инструменту объектов, поскольку великое множество самых разнообразных каталогов можно раздобыть и в Сети. Разумеется, подавляющее большинство объектов, описанных в них, не видны в любительские инструменты, и перед начинающим наблюдателем встает вопрос - что же ему доступно, а что нет?
В первую очередь доступность объекта определяется его блеском, т.е. яркостью, измеряемой астрономами в звездных величинах. Что такое звездная величина? Когда-то давным-давно греческий астроном Гиппарх разделил все видимые звезды на шесть кучек. В первую из них попали самые яркие звезды, получившие титул звезд первой величины, во вторую - звезды потусклее, удостоившиеся звания звезд второй величины, а последняя, шестая, кучка сплошь состояла из едва-едва различимых невооруженном глазом звезд шестой величины.
Когда изобрели фотоприемники и научились количественно оценивать яркость звезд, оказалось, что звезды второй величины в два с половиной раза слабее звезд первой, звезды третьей в два с половиной раза слабее звезд второй и т.д. Т.е. яркость звезды и ее величина связаны простой логарифмической зависимостью, в то время "на глаз" степень убывания блеска с ростом звездной величины линейна. Так уж у нас устроены органы чувств, - ничего не поделаешь!
С изобретением телескопа шкала звездных величин была продолжена, - появилась возможность видеть звезды седьмой, восьмой величины и даже слабее! А блеск Луны, Солнца и планет и вовсе пришлось измерять отрицательными величинами, - и не мудрено, ведь. они значительно ярче звезд первой величины!
Лишь очень немногие объекты имеют блеск, превышающий 6m (звездная величина традиционно обозначается малой буквой m, как правило, набранной верхним индексом), а все остальные - значительно слабее. Причем количество доступных объектов с увеличением звездной величины стремительно нарастает. Прибавка проницательной способности инструмента (проницательная способность определяет насколько слабые звезды способен различить инструмент) всего на половину звездной величины, увеличивает количество доступных для наблюдения объектов в несколько раз!
Звездная величина того или иного объекта приводится в справочниках, каталогах, астрономических календарях и т.д. Например, звездная величина Плутона близка к 14m и, чтобы определить может ли его увидеть или нет, необходимо сравнить это значение с проницательной способностью своего инструмента. Приблизительно выяснить ее можно по формуле mmax=5lg D + 4, где D - диаметр телескопа выраженный в миллиметрах, а еще лучше провести серию самостоятельных наблюдений, пытаясь различить звезды с заранее известным блеском - величина самых слабых, которые на пределе, но все же еще уверенно видны, и подскажет проницательную способность инструмента.
Замечание: если забыть о логарифмичности шкалы звездных величин, то можно очень легко впасть в грубые ошибки. Например, если в паспортная проницательная способность телескопа, скажем, 13m не стоит надеяться увидеть в него Плутон, только потому, что он "чуть-чуть" слабее. На самом деле он слабее не в 14/13 = 1,08, а в 2,5 раза и совершенно не доступен в такой инструмент (правда, опытные наблюдатели все же могут его обнаружить, но только в исключительных случаях).
С блеском точечных источников света (астероидов, звезд и квазаров) все понятно, но как можно определить блеск звездного скопления или протяжной туманности, яркость различных частей которой непостоянна? Для этой цели астрономы ввели специальное понятие - интегральный блеск, равной звездной величине протяжного объекта, сосредоточенного в одной точке. Легко видеть, что интегральный блеск всегда выше самой яркой части туманного объекта и по нему не так-то просто определить минимальную проницательную способность, необходимую для его наблюдений. Чтобы сказать будет ли виден или нет данный протяжный объект в такой-то телескоп помимо интегрального блеска требуется знать его поверхностью яркость и степень контраста с окружающим фоном, - а эти величины как раз и отсутствуют в большинстве справочников и каталогов!
Поэтому, гарантированно предсказать доступность протяжных объектов заранее нельзя. Но, как правило, все туманности, галактики и шаровые скопления, чей интегральный блеск превышает проницательную способность инструмента по крайней мере на 2m, будут более или менее уверенно видны. С рассеянными скоплениями ситуация посложнее - их интегральный блеск вообще ни о чем не говорит - помимо него требуется знать как много звезд в скоплении, насколько они разрежены, выделяются ли на окружающем фоне или тонут среди множества не имеющих никакого отношения к скоплению звезд и т.д.
Лучший способ выяснить это - проверить, посмотрев своими глазами! Нелишне будет поискать и описания других наблюдателей - это поможет составить некоторое представление об объекте. С другой стороны представляет интерес "охота" на малоизученные и малоизвестные (на жаргоне "редкоземельные") объекты, среди которых порой попадаются настоящие шедевры. Каталоги, особенно прежних лет выпуска, составлялись вручную и содержат множество ошибок, - нередки занижения блеска на одну - две, а порой и пять-десять звездных величин, - стоит ли удивляется, что многие туманности оказались незаслуженно забыты?
Кратко о разрешающей способности
Разрешающая способность инструмента, т.е. его способность разделять близко расположенные объекты, определяется разрешающей способностью объектива с одной стороны и увеличением с другой. Понять последнее проще всего - поскольку человеческий глаз в нормальных условиях не может разглядеть два источника света по отдельности если расстояние между ними меньше одной минуты дуги, то увеличение в N раз эквивалентно такому же по величине "расширению" угла между объектами, и в первом приближении разрешающая способность инструмента равна k/G, где k - разрешающая способность наблюдателя, а Г - увеличение инструмента. Поскольку само G равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра, то кажется, что, подобрав соответствующий окуляр, можно добиться какой угодно разрешающей способности. Но это не так!
Дело в том, что световые волны, проходя через любое отверстие, интерферируют сами с собой, порождая ряд концентрических темных и светлых колец. Объектив, будь то линза или зеркало, - это отверстие, а там, где есть отверстие, есть и дифракционная картина. Центральное кольцо, в котором сосредоточен максимум световой энергии, даже имеет собственное название - кружок Эри. Разрешающая способность телескопа не может ограничена именно диаметром кружка Эри, - если источники света расположены настолько близко друг к другу, что их кружки Эри накладываются друг на друга, для наблюдателя они сольются в сплошное сияние и он не сможет определенно сказать одна ли это звезда или нет.
Диаметр кружка Эри зависит от длины световой волны и величины объектива. Для желто-зеленой части спектра его угловой диаметр приблизительно равен: 140"/D, где D - диаметр телескопа, выраженный в миллиметрах. Это и есть теоретическая разрешающая способность для объектива данного диаметра.
Предельные увеличения
Как уже было показано выше, разрешающая способность идеального объектива равна 140"/D, поэтому, увеличение свыше kD/140" не добавит никаких новых деталей. Принимая k равным одной минуте дуги, получаем: Гмах=D/2. Однако, имеет смысл несколько поднять увеличение для укрупнения изображения, чтобы его можно было рассматривать на напрягая глаз (тем более, что в темноте разрешающая способность глаза падает и доходит до двух - трех минут дуги). При увеличении численно равном диаметру объектива, выраженному в миллиметрах, появляются первые признаки дифракционной картины, и дальнейший рост увеличения только ухудшит качество изображения, не давая различить мелкие детали. Помимо этого стоит помнить о дрожании телескопа, атмосферной турбулентности и т.д. Поэтому, при наблюдениях Луны и планет обычно не используют увеличения, превышающие 1,4D - 1,7D.
Но сказанное не относится к наблюдениям двойных звезд! Чем больше видно дифракционных колец, тем легче разрешить тесные двойные, а качество изображения в этом случае не так критично. Если позволяет жесткость монтировки, можно попробовать применить увеличения вплоть до 4D, а порой и больше!
Однако, это скорее исключение, чем правило. Но, в любом случае, хороший инструмент должен "вытягивать" до 1,5D без существенного ухудшения качества изображения. Лучше всего с этим справляются рефракторы, а рефлекторы с их центральным экранированием уже не могут уверенно работать на таких увеличениях, поэтому, использовать их для наблюдений Луны и планет нецелесообразно.
Может показаться странным, но на минимальное увеличение телескопа так же наложено ограничение. Дело в том, что отношение диаметра объектива к диаметру выходного зрачка (т.е. диаметру выходящего из окуляра пучка света) равно отношению их фокусных расстояний, т.е. увеличению. Если диаметр пучка, выходящего из окуляра, превысит диаметр зрачка наблюдателя, часть лучей будет обрезана, что равносильно диафрагмированию объектива со всеми вытекающими отсюда последствиями (падение проницательной и разрешающей способности). Поэтому, не стоит использовать увеличения меньшие D/d, где d - диаметр зрачка наблюдателя. Диаметр зрачка зависит как от самого наблюдателя, так и от условий наблюдения. В темноте он расширяется до 6-8 мм, а при рассматривании ярких объектов (Луны, например) уменьшается до 1-2мм. Поэтому, на диапазон разумных увеличений накладывается жесткое ограничение, отклонение от которого ослабляют потенциальные возможности инструмента.
Возможности телескопов
Одним из наиболее часто задаваемых вопросов при выборе телескопа является вопрос о том, что можно увидеть в тот или иной инструмент. Приводимая ниже таблица поможет вам лучше понять разницу между возможностями телескопов различных диаметров и оптических схем. Таблица дает лишь общее представление: конкретные результаты, которые будет показывать тот или иной телескоп, будут зависеть от состояния атмосферы, уровня засветки неба и, разумеется, опыта наблюдателя.
тел. : (495) 768-8479, E-mail: okeant@mail.ru.