Эта величина зависит от самых различных факторов диаметра объектива, яркости неба, состояния атмосферы, свойств наблюдаемого объекта, а также глаз наблюдателя. Поскольку многие из этих условий меняются от ночи к ночи и от объекта к объекту, то и оптимальное увеличение не остается величиной постоянной. Поэтому более корректным было бы употребление понятия диапазона полезных увеличений телескопа. Ниже мы попытаемся обозначить его границы.
Меньше нельзя
Кроме упомянутого выше, увеличение телескопа можно определить и еще одним способом — как отношение диаметра входного зрачка телескопа (или. что почти одно и то же, диаметра объектива) к диаметру его выходного зрачка. Последний представляет собой светящееся пятнышко, хорошо заметное позади окуляра, если направить телескоп на светлое небо и посмотреть на него, отодвинувшись на 20-40 см. Чем больше увеличение телескопа, тем меньше диаметр его выходного зрачка, и наоборот.
Во время наблюдений зрачок глаза совмещается с выходным зрачком телескопа. При этом необходимо соблюдать условие, согласно которому диаметр выходного зрачка не должен превышать диаметр зрачка глаза наблюдателя, так как в противном случае часть собранного телескопом света будет потеряна. Этим определяется нижняя граница диапазона полезных увеличений телескопа.
Как известно, глазной зрачок изменяет свой размер в зависимости от уровня освещенности, уменьшаясь при ярком свете и увеличиваясь в темноте. Эксперименты показали, что у большинства людей в темноте он способен расширяться до 7 мм, хотя у некоторых испытуемых максимальный диаметр зрачка достигал 9 мм! Доказано также, что степень расширения зрачка уменьшается с возрастом: до 30 лет это почти незаметно, а затем начинается заметное ухудшение — как правило, к 50—60-ти годам наибольший размер зрачка уже не превосходит 4—6 мм, после чего процесс вновь замедляется, останавливаясь у значения 3—5 мм.
Для определения максимального диаметра своего зрачка вы можете воспользоваться приспособлением, изображенным во врезке на странице 25. Зная эту величину, вы сможете определить минимально допустимое увеличение своего телескопа (разделив диаметр объектива на диаметр зрачка), при котором свет, собранный телескопом, будет полностью попадать в глаз. Это увеличение называется равнозрачковым, так как при этом диаметр выходного отверстия телескопа равен диаметру зрачка наблюдателя.
Есть, однако, несколько серьезных доводов против использования равнозрачкового увеличения. Во-первых, уличные фонари и другие источники света, от которых чаще всего страдают городские любители астрономии, могут не позволить зрачку достичь своего предельного размера. Во-вторых, разрешающая способность глаза довольно сильно снижается с возрастанием размера его зрачка, поэтому даже небольшое уменьшение диаметра выходного зрачка телескопа сыграет роль диафрагмы для глаза, немного улучшив качество изображения. И в-третьих, при равенстве диаметров выходного и глазного зрачков наблюдатель, глядя в окуляр, должен точно совмещать их друг с другом, держа голову абсолютно неподвижно, что трудно осуществимо на практике.
Из вышесказанного можно сделать вывод, что при определении минимального полезного увеличения телескопа следует допустить небольшую разницу (порядка 1 мм) между диаметром выходного отверстия и зрачка. Например, если вы определили, что ваш зрачок способен расширяться в темноте до 7 мм, то это увеличение будет вычисляться по формуле: D/(7—1)=D/6, где D — диаметр объектива телескопа в мм.
В каких случаях необходимо применять минимальное увеличение? Главным образом, для наведения телескопа на объект, так как с уменьшением увеличения инструмента растет его поле зрения. Кроме того, слабое увеличение используется для наблюдения небесных объектов, имеющих большие угловые размеры, например, Луны, крупных рассеянных скоплений или туманностей, которые при сильных увеличениях попросту не помешаются в поле зрения телескопа. Для остальных видов наблюдений предпочтительнее применять большие увеличения, о чем мы подробно поговорим в следующей главе.
Больше можно
Если нижняя граница полезного увеличения телескопа зависит, главным образом, от свойств человеческого зрения, то при определении верхнего предела увеличения необходимо учитывать, помимо прочего, еще и особенности наблюдаемых объектов. Поэтому мы рассмотрим этот вопрос отдельно для двойных звезд, планет, звезд и незвездных объектов.
Двойные звезды
Для разделения тесных двойных пар на компоненты наблюдатель всегда старается "выжать" из своего инструмента максимальную разрешающую способность, на которую он способен. Угловое разрешение телескопа в секундах вычисляется как 120"/D, где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. Этот предел накладывается волновой природой света: даже идеальный телескоп строит изображение точечного источника света в виде так называемой дифракционной картины — диска, окруженного системой колец. С другой стороны, известно, что разрешающая способность невооруженного глаза у большинства людей составляет примерно 60". Следовательно, для соответствия углового разрешения глаза разрешению телескопа последний должен иметь увеличение, равное: (60/120)—D=D/2, то есть половине диаметра объектива в миллиметрах. Такое увеличение обычно называют разрешающим.
При наблюдении с этим увеличением глаз работает на пределе своих возможностей. Однако мы легко можем облегчить ему задачу, поставив в телескопе увеличение, в 3—5 раз превышающее разрешающее. Тогда размеры дифракционной картины увеличатся до 180-300 угловых секунд (вместо 60). и глазу будет гораздо легче рассмотреть ее структуру.
Дальнейшее наращивание увеличения не дает заметного преимущества, так как изображение становится слишком тусклым и малоконтрастным. Кроме того, резко уменьшается поле зрения инструмента, возрастают требования к спокойствию атмосферы и устойчивости монтировки телескопа. На практике изучив влияние всех этих факторов, выдающийся французский наблюдатель двойных звезд Поль Куто пришел к выводу о неразумности использования при визуальных работах увеличения, более чем в два с половиной раза превышающего диаметр телескопа в мм, то есть 2.5D.
Луна и планеты
Рассуждения, касающиеся наблюдения двойных звезд, целиком относятся и к наблюдениям планет и Луны с той лишь разницей, что мелкие и слабоконтрастные детали планет, как правило, сильнее подвержены влиянию атмосферной неустойчивости. Даже незначительное волнение атмосферы при больших увеличениях может внести полную сумятицу в наблюдаемую картину и "размыть" мелкие детали. Поэтому при визуальных наблюдениях и зарисовках планет максимальное полезное увеличение телескопа оказывается меньше, чем при наблюдениях двойных звезд. Так, например, опытный наблюдатель планет из Волгограда В. А. Зиновьев рекомендует рассматривать детали на дисках Луны, Венеры и Марса с увеличением не более 2D, а Юпитера и Сатурна — 1.6D.
Предельно слабые звезды
А как быть, если мы хотим увидеть в свой телескоп самые слабые звезды, который он способен показать? Здравый смысл подсказывает, что легче всего их заметить на самом темном небе — именно поэтому на нетронутом посторонней засветкой загородном небе звезд видно гораздо больше, чем в городе. Но при помощи телескопа мы легко можем уменьшить даже довольно яркий фон неба до необходимой величины, дав возможность глазу увидеть предельно слабые звезды. Вспомните, в телескоп небо всегда кажется темнее, чем невооруженным глазом, и особенно хорошо это заметно при сильных увеличениях.
Это явление объясняется разницей восприятия в телескоп изображений точечных и протяженных объектов. Яркость первых оказывается тем выше, чем больше диаметр его объектива. Именно поэтому в телескоп можно увидеть звезды (которые при малых и средних увеличениях являются точечными источниками света) гораздо более слабые, чем невооруженным глазом.
В случае протяженных объектов картина прямо противоположна. Поверхностная яркость протяженного объекта при наблюдении в телескоп нисколько не увеличивается по сравнению с наблюдениями невооруженным глазом. В лучшем случае при использовании равнозрачкового увеличения она может остаться на том же уровне (на самом деле, и этого не происходит вследствие потерь света в телескопе), а при увеличениях, больших равнозрачкового, поверхностная яркость протяженного объекта неминуемо падает.
Небо — протяженный объект, поэтому при более сильных увеличениях оно кажется нам более темным. Следовательно, повышая увеличение телескопа, мы облегчаем наблюдение звезд за счет повышения их контраста с фоном. Отсюда вытекает одно интересное следствие: при разглядывании предельно слабых звезд в условиях городской засветки требуется большее увеличение, чем за городом — оно необходимо для того, чтобы "погасить" яркий фон неба до требуемой величины.
Значит ли это, что увеличение можно повышать до бесконечности? Конечно нет. Мы ведь не зря сказали, что звезды нам только кажутся точками — на самом деле телескоп строит их изображения в виде дифракционных дисков, окруженных кольцами, что становится хорошо видно при сильных увеличениях (порядка удвоенного разрешающего). А как только звезда перестает быть точечным источником, ее поверхностная яркость также начинает резко падать.
Однако дифракционная картина заметна только у ярких звезд. Слабые звезды по-прежнему остаются точками: дело в том, что разрешающая способность глаза резко падает при уменьшении интенсивности воспринимаемого потока света. Американец Роджер Кларк, исследовавший это явление, указывает в своей книге "Visual Astronomy of the Deep Sky", что при наблюдении самых слабых звезд и дип-скай объектов разрешение глаза не превышает 1800"! Вспомнив формулу разрешающей способности телескопа, мы получим, что максимальное увеличение, до которого слабейшие звезды будут еще видны точками, равно: (1800/120)—D=15D.
Конечно, наблюдения со столь экстремальным увеличением вряд ли смогут доставить хоть какое-то эстетическое удовольствие: любой объект, находящийся в поле зрения, яркость которого выше предельно слабой, будет выглядеть тусклым и сильно размытым. Его использование может быть оправдано в единственном случае — для того, чтобы увидеть предельно слабую звезду на ярком фоне неба. В условиях темного неба предельная звездная величина телескопа может быть достигнута с гораздо меньшим увеличением.
Дип-скай объекты
Перейдем теперь к вопросу о наблюдении незвездных объектов — туманностей, скоплений и галактик. Как мы уже говорили, телескоп не в состоянии помочь нам поднять поверхностную яркость протяженных объектов, однако, он может увеличивать их размеры. Говорили мы и о том, что разрешающая способность глаза в условиях недостаточного освещения мала, и поэтому крупный объект ему заметить гораздо легче, даже несмотря на то, что его поверхностная яркость будет существенно ниже, чем при равнозрачковом увеличении. Всякий, кто интересовался поиском слабых дип-скай объектов, наверняка, не раз замечал, что слабые галактики могут сливаться с фоном неба при малых увеличениях, но становятся заметными, если использовать более короткофокусный окуляр. Минимальное увеличение, при котором возможно обнаружение объекта, зависит от диаметра объектива телескопа, поверхностной яркости и размеров объекта, а также яркости фона неба. Причем, согласно тому же Кларку, для обнаружения протяженного туманного объекта с помощью небольшого инструмента требуется более высокое увеличение, чем при использовании крупного телескопа.
После отождествления на небе искомой галактики, скопления или туманности возникает естественное желание попытаться разглядеть в их структуре какие-нибудь детали. Для этого необходимо поставить еще более сильное увеличение, чтобы теперь уже мелкие детали увеличились до размера, превышающего ночную разрешающую способность глаза. И не беда, если какие-то части пропадут из вида (например, слабые внешние области галактики при разглядывании ее яркого ядра с большим увеличением) — вас ведь интересует именно рассматриваемая деталь.
Однако и здесь увеличение нельзя наращивать до бесконечности. Во-первых, не будем забывать про уменьшающееся поле зрения и повышающиеся требования к устойчивости монтировки и спокойствию атмосферы. Во-вторых, что гораздо важнее, — после достижения определенного пороговою значения увеличения поверхностная яркость объекта падает настолько, что он вновь перестает быть видимым! Так что истина как всегда лежит посередине — для каждого объекта (или его детали) при данных условиях наблюдений существует свое оптимальное увеличение.
Найти его можно только опытным путем, а для этого необходимо иметь комплект окуляров, позволяющий получать достаточно большой диапазон увеличений. Подходящий набор каждый может выбрать для себя самостоятельно, но наиболее оптимальный вариант представляется следующим: наименьшее увеличение равно минимальному полезному увеличению телескопа, а каждое следующее превышает предыдущее в 1.4—1.6 раз. Например, если наименьшее допустимое увеличение вашего телескопа составляет 30 крат, то неплохо было бы иметь комплект окуляров, дающих увеличение 30, 50, 75, 125, 200, 315, 500,... крат. Минимальное увеличение используется для центрирования объекта (или места его предполагаемого нахождения) в поле зрения инструмента, после чего подбирается такое увеличение, при котором объект (или его деталь) виден с наибольшим количеством подробностей.
Как определить максимальный диаметр зрачка
При помощи приведенной здесь линейки вы можете определить диаметр своего зрачка, необходимый для вычисления минимального полезного разрешения телескопа. Для этого вырежьте ее из журнала или.сделайте ее ксерокопию, а затем аккуратно продырявьте иголкой отверстия на месте светлых точек. Теперь у вас все готово для проведения эксперимента.
Зайдите в темную комнату и подождите несколько минут, дав глазам адаптироваться к темноте. Затем поднесите линейку вплотную к одному глазу, закрыв другой глаз рукой. Смотря сквозь дырочки, подберите пару, у которой границы отверстий, сквозь которые вы видите изображения предметов, едва касаются друг друга. Сняв отсчет по шкале, вы получите диаметр своего зрачка в миллиметрах.
Рациональный выбор окуляров и линзы Барлоу
Как вы ужо наверное поняли, "для полного счастья" любителю астрономии требуется достаточно большая "коллекция окуляров. Однако стоимость высококачественных астрономических окуляров сегодня довольно высока. К тому же, вряд ли возможно приобрести окуляры со всеми рекомендуемыми выше фокусными расстояниями. Разумным выходом из этой ситуации может служить использование линзы Барлоу, позволяющей обойтись меньшим количеством окуляров при том же наборе увеличении телескопа.
Сегодня можно встретить в продаже линзы, дающие увеличение от 1,4 до 4 крат. Эти цифры означают, что с одной из этих линз и окуляром телескоп будет давать увеличение во столько же раз большее, чем без нее. Другими словами, увеличение линзы Барлоу определяет, во сколько раз возрастет фокусное расстояние объектива телескопа (или, если угодно, уменьшится фокус используемого окуляра}.
При выборе линзы Барлоу надо стремиться к тому, чтобы избежать дублирования увеличений, уже имеющихся в вашем телескопе. Например, если у вас есть окуляры с фокусными расстояниями 10 йг20 мм, то, применив двухкратную линзу Барлоу мы будем иметь эквивалентные фокусные расстояния (fэкв), равные 20, 10, 10 и 5 мм. Таким образом, мы получим лишь одно дополнительное увеличение вместо двух, продублировав увеличение телескопа с 10 мм окуляром. Подобный выбор не назовешь рациональным.
Для облегчения этой задачи мы приводим таблицу, в которой рассчитаны некоторые варианты правильного выбора линзы Барлоу для окуляров с различными фокусными расстояниями. Аналогичную таблицу вы можете составить и для своего комплекта окуляров. Она также может быть использована для приобретения наиболее рационального комплекта окуляров, если линза Барлоу у вас уже имеется.
