Воздух — оптическая среда, хотя и значительно менее плотная, чем стекло, но все-таки достаточно плотная, чтобы зачастую сильно мешать наблюдениям. Свет, проходя через атмосферу, испытывает преломление, особенно, если лучи идут под небольшим углом к горизонту. В результате искривления луча объект виден несколько выше над горизонтом, чем на самом деле. Это явление называют атмосферной рефракцией. У самого горизонта рефракция так сильна, что восходящие или заходящие диски Солнца и Луны кажутся сплюснутыми. Лучи разных цветов, как и в стекле, преломляются под разными углами — синие больше красные меньше. Поэтому у горизонта звезды переливаются всеми цветами радуги. Автору приходилось наблюдать Венеру на высоте 1° над горизонтом. В поле зрения “Алькора” был виден вертикальный спектрик, длина которого в несколько раз превышала размер серпа планеты. Рефракция зависит от многих факторов и в том числе от высоты над горизонтом, температуры и влажности воздуха и даже от цвета звезд. На уровне моря при температуре 10 °С рефракция для белой звезды с солнечным спектром по формуле Г. Беннетта равна
R=1/tg(h+7.31/(h+4.4)) (мин. дуги),
где h — высота светила над горизонтом в градусах.
На высоте 1° смещение светила в результате рефракции составляет 24', на высоте 5° — 10', на высоте 45°—1' ,в зените рефракция равна 0.
За день различные участки земли нагреваются по-разному, поэтому ночью поднимаются струи теплого воздуха разной плотности. Изменения плотности воздуха приводят к изменению его оптической плотности.
Неоднородности в воздухе можно рассматривать как быстро возникающие и пропадающие линзы и призмы. В турбулентном потоке на пути луча может оказаться много таких линз и призм. Все они переносятся по горизонтали, и картина непрерывно меняется.
Чаще всего средний размер “линз” равен 20—30 см. Небольшой телескоп диаметром до 15—20 см одновременно перекрывается такой линзой. Отклонение луча происходит одновременно для всего пучка света, прошедшего через объектив. Поэтому чаще всего в небольшие телескопы звезда видна в телескоп резко, но постоянно смещается на доли секунды или несколько секунд от своего среднего положения. Это приводит к дрожанию звезды и быстрым перемещениям фокуса вдоль оси. Звезда видна резким дрожащим дифракционным диском.
Рис. 135. Шкала Данжона и Куде. Качество дифракционного изображения оценивается от 1 (слева) до 10 (справа) баллов. Показано пять градаций.
На зеркало большого диаметра упадет одновременно несколько по-разному отклоненных пучков света и это приведет к размыванию дифракционного диска. Часто вместо диска видно трепещущее нерезкое пятнышко света. Степень размытости дифракционного диска называют качеством изображения. Оценить его можно по шкале Данжона и Куде (рис. 135).
До сих пор еще встречаются утверждения, что планеты лучше наблюдать в телескопы небольших диаметров. Действительно, при наблюдениях с малыми телескопами изображения чаще всего хорошие, а с большими оно тем хуже, чем крупнее телескоп. Какие же выгоды дает крупный планетный телескоп? Дело в том, что в каждом пункте наблюдений рано или поздно наступает момент, когда атмосферная турбулентность становится малой и качество изображений повышается. В такие ночи большой телескоп, действующий на пределе его возможностей, покажет несравненно больше подробностей на поверхности планет или Луны, чем маленький.
Рассеяние пучка света иногда настолько сильно, что звезда буквально на долю секунды гаснет, чтобы в следующее мгновение снова вспыхнуть. Это явление называется мерцанием. Оно больше заметно для малых инструментов, а особенно для невооруженного глаза. Небольшое мерцание, видимое практически каждую ночь, мало сказывается на качестве изображений, и только сильное мерцание указывает на плохие телескопические изображения.
Турбулентность — не единственный враг астрономов. В воздушном океане плавают дымка и облака, которые поглощают свет, особенно у горизонта. Очень неприятны легкие слоистые облака, которые незначительно поглощают свет в зените, но у горизонта образуют совершенно непрозрачную мглу. Поэтому стараются не наблюдать слабые объекты у горизонта.
Даже высоко в горах небо не совершенно черное. Существуют три естественных источника свечения ночного неба. Это — свечение атмосферы под действием солнечных корпускул, свечение межпланетной пыли и свечение слабых звезд и неразрешимых на отдельные объекты телескопом или глазом галактик. В средних широтах роль этих источников в засветке неба примерно одинакова. В северных широтах вероятность усиления свечения за счет полярного сияния выше. При отсутствии полярного сияния свечение не зависит от широты.
Естественное свечение неба от солнечных фотонов непостоянно. В годы солнечного максимума оно возрастает. Во время работы над фотографическим Паломарским атласом, который снимался 1,2-метровой камерой Шмидта и в котором зарегистрированы звезды до 21,1m, Р. Минковский и Дж. Абель писали в 1963 г.: “Это счастье, что обзор должен был быть закончен в период минимума солнечной активности. Достойны внимания потери в предельной звездной величине, что должно быть связано с величиной солнечной активности в течение нескольких лет после 1956 г., когда яркость неба над Паломаром примерно удваивалась”. Действительно в годы максимума солнечной активности на той же камере удавалось зарегистрировать только звезды 20,4m.
Свечение межпланетной пыли можно видеть по всему небу, но наибольшая яркость его в плоскости эклиптики. Это так называемый зодиакальный свет. В южных районах он виден по вечерам, весной на западе и осенью на востоке перед началом сумерек.
Суммарный свет звезд более всего заметен в районе галактического экватора — вдоль полосы Млечного Пути. Здесь яркость света далеких звезд примерно в 10 раз сильнее, чем у галактических полюсов. К свету собственно звезд нужно добавить свет пылевых и газовых туманностей, а также свет многочисленных галактик, неразрешимых даже в самые крупные телескопы.
Яркость неба, как и слабых протяженных объектов, можно выражать в канделах с квадратного метра (кд/м2) или в звездных величинах с квадратной секунды. Первая величина применяется в обычных фотометрических расчетах в том числе и в расчетах выдержки в астрофотографии, а вторая используется только в астрофизике. Она соответствует той яркости, которая получится, если блеск звезды “размазать” по площадке в 1 квадратную секунду дуги. Например, если блеск такой звезды равен 10m, то это значит, что яркость участка неба равна 10m с кв. секунды.
Чтобы яркость, выраженную в кд/м2. перевести в астрофизическую величину, можно воспользоваться формулой
m=12,4m — 2,5 lg B,
где В — яркость, выраженная в кд/м2. Например, яркость туманности в 0,0005 кд/м2 равна 20,6m с кв. секунды.
Среди наземных обсерваторий наиболее темное небо на обсерватории Мауна Кеа на Гавайских островах. Обсерватория расположена на высоте 4700 м. Там яркость неба равна 23m с кв. секунды или 0,000058 (5,8*10-5) кд/м2. На большинстве обсерваторий яркость неба в 22,5m с кв. секунды (10-4 кд/м2) считается превосходной. Яркость рукавов галактики Андромеды М31, которые еще получаются на обычных фотографиях, равна примерно 22,8m с кв. секунды, или 6,9*10-5 кд/м2. Если эту яркость сложить с яркостью неба, суммарная яркость окажется выше
Мc=10-4 + 6,9*10-5 = 16,9*10-5 кд/м2, или 21,8m с кв. секунды.
Поэтому хотя яркость рукавов всего 22,8m с кв. секунды, она еще заметна на достаточно темном небе.
Но естественная засветка не идет ни в какое сравнение с искусственной. Световое загрязнение ночного неба прячет от нас сотни и тысячи объектов, еще доступных любительскому телескопу, даже величие самых ярких галактик, туманностей и скоплений теряется в городе. Еще 50 лет назад большинство людей знали, как выглядит Млечный Путь. Теперь же выросло два-три поколения, которые даже не догадываются, что такое настоящее небо. Давно уже стали по сути дела музеями Пулковская обсерватория. Московская обсерватория ГАИШ. Уже не работает 2,5-метровый рефлектор обсерватории Маунт Вилсон, часть телескопов Ликской обсерватории отдана посетителям, так как многие работы там уже невозможны. Даже в небольших поселках сейчас ночное освещение обычно интенсивно. Если это можно, лучше близлежащие фонари снабдить колпаками, которые будут закрывать верхнюю полусферу. Но зимой эта мера недостаточно эффективна, так как белый снег, освещенный фонарем, сильно засвечивает небо (точнее близлежащий воздух).
Из всего сказанного ясно, что любительскую обсерваторию лучше всего располагать подальше от города на вершине холма, который доминировал бы над окружающей Местностью. Надо избегать строительства обсерваторий в долинах. Важно, чтобы в горной местности обсерватория не оказалась в ветровой тени для доминирующего направления ветра в течение года.
Любители-южане находятся в более выгодном положении. Во-первых от того, что полюс мира расположен ниже, а экватор с эклиптикой, вблизи которого располагаются Солнце, Луна и планеты, выше над горизонтом. Поэтому изображения этих объектов много спокойнее, чем в средних и северных широтах. Высоко располагается и центр Галактики, где находится большое число туманностей и скоплений. Во-вторых, сумерки на юге короче, а летние ночи темны. В средних же и северных широтах “одна заря сменить другую спешит, дав ночи полчаса”.
Качество изображения меняется от ночи к ночи, трудно дать однозначные рекомендации относительно прогноза на ночь. Ясные ночи с высокой прозрачностью наступают во время антициклонов вскоре после прохождения фронта. Замечательные по прозрачности ночи наступают в Сибири в период “бабьего лета” в сентябре или октябре в промежутках между обложными дождями. Такие же ночи возможны и после вечерней грозы. К сожалению, сразу после грозы качество изображения обычно невысокое из-за большой влажности и турбулентности воздуха.
Для наблюдений планет и Луны нужна спокойная атмосфера, которая наступает во время длительного антициклона с высоким атмосферным давлением. Атмосфера спокойна, если установился холодный фронт, она остается спокойной еще несколько дней после ухода фронта. Изображение улучшается, если есть легкие облака или дымка, которые замедляют охлаждение земли ночью. В Новосибирске, например, прекрасными для планетных наблюдений бывают зимние морозные ночи, когда устанавливается устойчивый антициклон. Воздух у поверхности и на большой высоте совершенно спокоен, от чего в городе ощущается запах подгоревшего подсолнечного масла — смог. Прозрачность в такие ночи невелика, но это не мешает наблюдениям Луны и планет. Изображения обычно спокойны, если перепад температуры ото дня к ночи не превышает 10—15°С.
Для наблюдений слабых протяженных объектов: туманностей, галактик, комет важно, чтобы глаза адаптировались к темноте. На это требуется 15—30 мин. Нужно помнить,
что чувствительность к яркости центральной части сетчатки снижена. Поэтому при наблюдениях самые слабые объекты “пропадают” в центре поля зрения. Наивысшей чувствительностью к яркости обладают районы сетчатки в, виде кольца с внутренним радиусом 10° и наружным 20°. Это значит, что для наблюдений объектов на пределе глаза нужно отводить в сторону примерно на 15°. Это так называемое боковое зрение.
Если изображение падает на одну и ту же часть сетчатки в течение нескольких минут, она теряет чувствительность. В этом легко убедиться, если в течение минуты неподвижно смотреть на ярко освещенный белый квадрат. Если потом перевести взгляд на белую стену, на ней виден темный квадрат. Это результат того, что участки, на которые падало изображение квадрата, на некоторое время “ослепли”. Поэтому, когда нужно обнаружить самые слабые объекты, полезно слегка покачивать телескоп, чтобы изображение объекта смещалось на сетчатке.
|
Глава шестая |
Следующий параграф |
