§ 6. Методи астрофізичних досліджень
4. Телескопи
На жаль, більшість космічних об’єктів ми не можемо спостерігати неозброєним оком, бо його можливості обмежені. Телескопи (грец. tele – далеко, skopos – бачити) дозволяють нам побачити далекі небесні світила або зареєструвати їх за допомогою інших приймачів електромагнітного випромінювання – фотоапарата, відеокамери. За конструкцією телескопи можна поділити на три групи: рефрактори, або лінзові телескопи (рис 6.4) (лат. refractus – заломлення); рефлектори, або дзеркальні телескопи (рис.
Припустимо, що на нескінченності розташовується небесне світило, яке для неозброєного ока видно під кутом оц. Двоопукла лінза, яку називають об’єктивом, будує зображення світила у фокальній площині на відстані F від об’єктива (рис. 6.4). У фокальній площині установлюють фотопластину, відеокамеру або інший приймач зображення. Для візуальних спостережень використовують короткофокусну лінзу – лупу, яку називають окуляром.
Рефрактор – телескоп, у якому для створення зображення використовують лінзи.
Рефлектор – телескоп,
Збільшення телескопа визначається так:
(6.1)
Де а2 кут зору на виході окуляра;
Кут зору, під яким світило видно неозброєним оком; F, f – фокусні відстані відповідно об’єктива й окуляра.
Роздільна здатність телескопа залежить від діаметра об’єктива, тому при однаковому збільшенні більш чітке зображення дає телескоп із більшим діаметром об’єктива.
Крім того телескоп збільшує видиму яскравість світил, яка буде у стільки разів більша за ту, що сприймається неозброєним оком, у скільки площа об’єктива більша від площі зіниці ока. Запам’ятайте, що в телескоп не можна дивитись на Сонце, бо його яскравість буде такою великою, що ви можете втратити зір.
Рис. 6.4. Схема лінзового телескопа (рефрактора)
Рис. 6.5. Схема дзеркального телескопа (рефлектора)
Для визначення різних фізичних характеристик космічних тіл (руху, температури, хімічного складу та ін.) необхідно проводити спектральні спостереження, тобто треба вимірювати, як розподіляється випромінювання енергії в різних ділянках спектра. Для цього створено ряд додаткових пристроїв і приладів (спектрографи, телевізійні камери та ін.), які сукупно з телескопом дають можливість окремо виділяти й досліджувати випромінювання ділянок спектра.
Шкільні телескопи мають об’єктиви з фокусною відстанню 80-100 см, та набір окулярів із фокусними відстанями 1-6 см. Тобто збільшення шкільних телескопів згідно з формулою (6.1) може бути різним (від 15 до 100 разів), залежно від фокусної відстані окуляра, який застосовується під час спостережень. У сучасних астрономічних обсерваторіях є телескопи, які мають об’єктиви з фокусною відстанню більше за 10 м, тому збільшення цих оптичних приладів може перевищувати 1000. Але під час спостережень такі великі збільшення не застосовують, бо неоднорідності земної атмосфери (вітри, забрудненість пилом) дуже погіршують якість зображення.
Електронні прилади для реєстрації випромінювання космічних світил
Такі прилади значно збільшують роздільну здатність і чутливість телескопів. До них належать фотопомножувачі та електронно-оптичні перетворювачі, дія яких грунтується на явищі зовнішнього фотоефекту. Наприкінці XX ст. для отримання зображення почали застосовувати прилади зарядового зв’язку (ПЗЗ) у яких використовується явище внутрішнього фотоефекту. Вони складаються з дуже маленьких кремнієвих елементів (пікселів), що розташовані на невеликій площі. Матриці ПЗЗ використовують не тільки в астрономії, але й у домашніх телекамерах і фотоапаратах – так звані цифрові системи для отримання зображення (рис. 6.6). До того ж, ПЗЗ більш ефективні, ніж фотоплівки, бо сприймають 75% фотонів. у той час як плівка – лише 5 %. Таким чином, ПЗЗ значно збільшують чутливість приймачів електромагнітного випромінювання і дають змогу реєструвати космічні об’єкти в десятки разів слабші, ніж при фотографуванні.
Рис. 6.6. Матриця ПЗЗ
(1 votes, average: 5,00 out of 5)