Астрономическая оптика - Мaксутов Д.Д.
Скачать (прямая ссылка):
120
Толщина пронизываемого лучами возмущенного слоя растет пропорционально ~sec z;* пропорционально этой же величине растет и угол турбуленции te. Поэтому если (рис. 38) по оси абсцисс откладывать sec z, а по оси ординат — угол турбуленции t2, наблюдаемый на различных зенитных расстояниях z, то точки отдельных наблюдений должны достаточно хорошо ложиться на некоторую наклонную прямую, проходящую через начало координат.
При z=0 sec z=l, а потому турбуленция в зените t0 отсчиты-вается по оси ординат для точки М, лежащей на наклонной прямой и имеющей абсциссу, равную единице. Для рис. 38 турбуленция в зените J0^0'/3.
В другую ночь или в другой час ночи при изменившемся состоянии атмосферы точки отдельных наблюдений снова уложатся достаточно хорошо на наклонную прямую, только наклон этой прямой будет некоторый другой, а значит, и турбуленция в' зените t0 будет выражена некоторым другим числом.
В ночи скверных изображений турбуленция в зените может значительно превосходить 1"; при посредственных изображениях t0 измеряется десятыми долями секунды, а при хороших и отличных — сотыми долями секунды.**
При выборе места для обсерватории следует прежде всего руководствоваться статистическими данными о величине t0, так как место с малой турбуленцией, хотя бы и с низкой прозрачностью атмосферы, во многих случаях предпочтительнее места с прозрачной атмосферой, но с высоким значением угла турбуленции tQ.
Поясним это на примере спектрографа и допустим, что телескоп имеет диаметр зеркала D —1000 мм при относительном отверстии А=1 : 20 (в кассегреновом фокусе). При идеальных атмосферных условиях (t0—0) и в случае безупречного качества оптики телескопа диаметр дифракционного кружка изображения звезды должен быть равен 2г=48.8А, как это следует из формулы (9). Допустим, например, что А =0.5 мкм, после чего
4 Sec 2
* Это справедливо для г, не слишком близких к 90°. — Прим. ред. ** Современные исследования астроклимата во многих пунктах мира приводят к выводу, что места с диаметром диска атмосферного дрожания 075— 170 следует считать хорошими, а места, где этот диаметр в течение заметной доли времени не превышает 075, — уникальными, — Прим. ред.
121
2г=24.4 мкм. В кружке такого диаметра, как мы помним, сосредоточено около 83% энергии изображения в данных лучах.]
1 Если выполнить щель спектрографа равной 2г=24.4 мкм,!»то в спектрограф проникнут не только эти 83% энергии, но и еще некоторая, небольшая, правда, часть энергии от тех мест дифракционных колец, которые проектируются на щель спектрографа в ее верхней и нижней половинах. В результате спектрограф использует почти 90% энергии звездного изображения, а резкость изображений спектральных линий, конечно, в случае высококачественного спектрографа, будет высокой, так как ширина щели того же порядка, что и размеры дифракционного изображения у коллиматора спектрографа, у которого, очевидно, действующее относительное отверстие не может быть больше А =1 : 20.
Теперь допустим, что спектрографирование производится в условиях скверных изображений и что, например, ?0=1". В таком случае турбуленция размажет изображение точки в пятно диаметром 2г0=2"; так как фокусное расстояние телескопа /=20 м, то линейный диаметр пятна равен 194 мкм. К этой величине следует еще добавить найденные нами 24 мкм для диаметра дифракционного изображения звезды, после чего диаметр пятна, заключающий в себе почти всю энергию звездного изображения, окажется равным 218 мкм. Чтобы уловить эту энергию без потерь, необходимо расширить щель до 218 мкм, т. е. сделать ее в 9 раз более широкой, чем в первом случае, и вместе с тем значительно потерять в разрешающей силе спектрографа. Если же оставить щель прежней ширины 24.4 мкм, не теряя в разрешающей силе, то в случае равномерной яркости пятна использование энергии снизится с 90 до 14% и должно быть компенсировано увеличением времени экспозиции в 6.3 раза.*
Пусть мы неправы, предположив, что во втором случае яркость пятна равномерна; пусть это диффузное пятно в действительности имеет концентрацию света в центре и деградированные края. Это будет лишь означать, что коэффициент 6.3 следует несколько снизить, но все же он получится значительным, и все же придется удлинить время экспозиции в несколько раз и во всяком случае в большее число раз, чем этого потребовала бы несколько меньшая прозрачность атмосферы в другом пункте, выбранном для обсерватории по признаку статистически малой величины турбуленции ?0.
При наблюдениях деталей планет или тесных двойных звезд-критерий ?0 играет еще более решающую и первенствующую роль при выборе места для обсерватории.
Единственный, пожалуй, случай, когда с величиной ?0 можно почти не считаться, — это фотографирование туманностей и Млеч-
* Современные астрономические спектрографы имеют длиннофокусные коллиматоры и короткофокусные камеры, что позволяет использовать практически весь свет звезды, собираемый телескопом. — Прим. ред.
122
ного Пути светосильными камерами на современных фотопластинках недостаточной, как мы видели, разрешающей силы. Для таких работ место для обсерватории следует выбирать по признаку высокой прозрачности атмосферы и малой светимости фона ночного неба.
