Астрономия для любителя Астрономия
Главная
Новости

Астрономия

Солнечная система

Звездное небо

Читальный Зал

Ссылки

Карта сайта



e-mail для связи:
admin(на)astronomus.ru


Особенности наблюдений двойных звезд

После постройки или приобретения достаточно мощного телескопа каждому любителю астрономии рано или поздно приходится столкнуться с наблюдениями двойных звезд. Для одних такие наблюдения связаны с интересом к этим объектам, другие же вынуждены использовать их для оценки качества оптики своего инструмента. Наблюдения двойных звезд связаны прежде всего с применением максимально возможных увеличений телескопа, при которых становится видна дифракционная структура изображения. Она образуется из-за дифракции света на краю входного зрачка объектива телескопа и представляет собой светлый диск, окруженный системой радужных колец, яркость которых плавно снижается по направлению от центра. Распределение света в таком изображении описывается довольно громоздкими математическими формулами, впервые полученными английским астрономом Дж. Эри еще в прошлом веке. Согласно Эри, интенсивность света в центре первого дифракционного максимума (так называемого кружка Эри) составляет 83.8% яркости всего объекта и плавно снижается до нуля, образуя первое темное кольцо. Далее происходит повторное увеличение яркости до примерно 7.2% полной яркости объекта (первое светлое дифракционное кольцо) и так далее. Характер распределения энергии представлен на Рис.1 сплошной голубой линией. Необходимо заметить, что на этом и следующем рисунках интенсивность света I (в процентах) для наглядности изображена в логарифмическом масштабе, позволяющем оценить распределение энергии не только в кружке Эри, но и в первых двух светлых кольцах. Все это справедливо, если рассматривается монохроматичеcкое изображение звезды (т.е. для одной, произвольно выбранной длины волны) при отсутствии аберраций оптической системы. Между тем, при астрономических наблюдениях мы сталкиваемся с довольно широким спектральным диапазоном, к которому чувствителен наш глаз, что значительно усложняет вид распределения энергии в фокальной плоскости объектива телескопа.

Многие любители астрономии, обнаружив при наблюдении изображения звезды цветную окраску дифракционного диска, склонны приписывать ее прежде всего к недостаткам оптики. Вместе с тем, не все обращают внимание на тот факт, что некоторая окрашенность дифракционной структуры должна быть свойственна даже идеальному объективу, не имеющему никаких аберраций. Обратившись к широко используемой практически каждым любителем формуле: r = 1.22 lf / D , где r - радиус первого темного кольца, l - длина волны света, f - фокусное расстояние объектива, D - его диаметр, мы увидим, что радиус центрального дифракционного максимума, совпадающий с радиусом первого темного кольца, прямо пропорционален длине волны излучения. В большинстве случаев глаз воспринимает весь видимый диапазон спектра (если только не применяется узкополосный фильтр), крайние длины волн которого отличаются почти в 1.4 раза. Это означает, что диаметр кружка Эри для красных лучей оказывается примерно в 1.4 раза большим, чем для фиолетовых. Переналожение монохроматических изображений разных цветов приводит к тому, что дифракционный кружок оказывается окрашенным - его края имеют красноватый оттенок, не имеющий ничего общего с хроматизмом объектива телескопа. К тому же, эти хроматические эффекты несколько размывают границы кружка Эри, снижая предел разрешения объектива. Еще более сложная картина наблюдается в окраске первого и (значительно реже) второго дифракционного кольца. В качестве примера на Рис.1 приведены кривые распределения освещенности в фокальной плоскости идеального объектива с относительным отверстием 1:15 и фокусом 1500 мм для трех длин волн. Как можно видеть, переналожение лучей (в данном случае всего лишь трех цветов) приводит к труднопредсказуемой окраске дифракционной картины и нечеткости границ центрального максимума и первых двух колец. Наблюдение же третьего и следующих за ним колец становится практически невозможным из-за полного их размывания и превращения в светлый ореол.

Эти особенности структуры оптического изображения были давно подмечены наблюдателями двойных звезд, предпочитающими использовать для своих наблюдений именно рефракторы, несмотря на их огромный остаточный хроматизм. Выдающийся французский наблюдатель двойных звезд П.Куто так описал это обстоятельство в своей замечательной книге "Наблюдения визуально-двойных звезд": ...Изображения у рефракторов чище - красная и синяя области спектра дают далекий, мало мешающий визуальным наблюдениям ореол (так называемый вторичный спектр). ... В хороший рефрактор в течение ночи с высоким качеством изображения звезды дают четкие, близкие к теоретическим дифракционные картины с густым фиолетовым ореолом вокруг наиболее ярких объектов. Но кольца всегда хорошо очерчены и не окрашены... В данном случае остаточный хроматизм рефрактора как бы является своеобразным фильтром, позволяющим выделить почти монохроматическую дифракционную картину на светлом фоне излучения более длинных (или коротких) длин волн (образующих ореол) и рассмотреть ее структуру. На Рис.2 представлено распределение освещенности в дифракционном изображении, построенном ахроматическим объективом с фокусом 1500 мм и относительным отверстием 1:15, наглядно иллюстрирующее данное обстоятельство. Неудивительно, что по мнению опытных наблюдателей двойных звезд, разрешающая способность рефрактора (несмотря на его хроматизм!) на практике оказывается немного выше, чем аналогичного по параметрам рефлектора или зеркально-линзового телескопа, имеющего при этом гораздо лучшую коррекцию остаточных аберраций (и прежде всего хроматических).

В одном из номеров журнала "Звездочет" была опубликована статья Харольда Сьютера, посвященная исследованию качества оптики телескопа в любительских условиях. В ней автор рекомендует при наблюдении дифракционной структуры изображения, создаваемого объективом рефрактора, для устранения его окраски из-за остаточного хроматизма использовать светофильтры. Между тем, последовав этой рекомендации, мы всего лишь избавимся от почти не мешающего ореола приблизительно постоянной яркости (см. Рис.2), на фоне которого наблюдается практически идеальное монохроматическое изображение звезды, не добиваясь при этом существенного улучшения самого вида дифракционной картины. Зато, применив тот же фильтр, но уже вместе с рефлектором или зеркально-линзовым телескопом, мы сможем получить гораздо более весомый выигрыш в качестве изображения, освободившись от мешающих цветовых дифракционных эффектов. Причем, чем более узкополосным он окажется, тем более четкую дифракционную картину мы увидим. И не столь важно на какой длине волны работает фильтр, лишь бы его рабочий спектральный диапазон был не очень широк. Если в Вашем распоряжении нет узкополосного интерференционного фильтра, то лучше всего воспользоваться красным (типа КС10 или КС11), выделяющим область спектра 620...670 нм. В крайнем случае подойдет и зеленый фильтр, хотя его применение будет уже не столь эффективным.

Вообще говоря, использовать фильтры для рассматривания дифракционной структуры изображения желательно независимо от типа применяемого телескопа (если только Вы не задались целью исследования остаточного хроматизма Вашего инструмента). Особенно это касается наблюдений, связанных с предельно высокими увеличениями (двойные звезды, оценка качества оптики телескопа, проверка разрешающей способности и т.д.), когда желательно всеми доступными способами повысить качество дифракционной картины (а соответственно и предел разрешения). Владельцы рефлекторов и зеркально-линзовых телескопов при этом оказываются даже в несколько большем выигрыше, т.к. при прочих равных условиях диаметр кружка Эри в системах с центральным экранированием получается несколько меньшим, чем в аналогичном рефракторе. К тому же, диаметр зеркала, используемого любителем, может намного превосходить диаметр объектива практически любого доступного ему рефрактора, что позволяет наблюдать гораздо более слабые звезды. Ну и, наконец, наличие растяжек вторичных зеркал в телескопах-рефлекторах может помочь в некоторых особо "тяжелых" случаях разрешить тесные пары. Этот способ основан на том обстоятельстве, что при наличии нескольких дифракционных "хвостов" у изображения звезды, возникающих от дифракции на растяжках, в промежутках между этими "хвостами" уменьшаются размеры дифракционного пятна и, если в этот промежуток попадает второй компонент тесной пары, он становится отчетливо видимым. При всем этом, следует помнить, что применение фильтров всегда приводит к значительному ослаблению яркости изображения, поэтому они окажутся полезными лишь для более-менее ярких объектов.

 

©1998, I.Rozivika
©Procyon Astro Society

 

© ImUgh & leksus copyright 2005-2010 all rights reserved