П.В. ЩЕГЛОВ
ПРОБЛЕМЫ
ОПТИЧЕСКОЙ
АСТРОНОМИИ
МОСКВА «НАУКА»
ГЛАВНАЯ РЕДАКЦИЯ
ФИЗИКО-МАТЕМАТИЧЕСКОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
19 8 0
22.6
Ще29
УДК 522.2+522.11
Щеглов П. В. Проблемы оптической астрономии.—М.: Наука.
Главная редакция физико-математической литературы, 1980, 272 с.
В книге рассматриваются последние достижения в области
исследования астроклимата, полученные в разных странах, кото-
рые дают количественные реалистические оценки возмущающего
действия земной атмосферы. Описаны оптические схемы со-
временных высококачественных широкоугольных рефлекторов;
упоминается об особенностях исследования и юстировки этих си-
стем. Современным приемникам изображения,— фотографическим
и электронным,— посвящен один из разделов книги.
В книге дается прогноз эффективности современных опти-
ческих инструментов, которая будет достигнута в течение бли-
жайших 10—20 лет в наземной оптической астрономии.
Рассчитана на специалистов, интересующихся кругом вопро-
сов, связанных с астрономическими наблюдениями. Может быть
использована студентами и аспирантами астрономами.
Табл. 10, ил. 98, библ. 120.
- 197-80 1705040000
053 (02)-80
©Издательство «Наука».
Главная редакция
физико-математической
литературы, 1980 г.
СОДЕРЖАНИЕ
Предисловие......................................... 4
Введение............................................ 5
1.	Эффективность телескопа при наблюдениях слабых то-
чечных объектов ........................................ 7
2.	Качество изображения, даваемого крупными телескопами	36
3.	Оптические системы современных	крупных телескопов	56
4.	Некоторые замечания о конструкции современных теле-
скопов и их периодизации.......................... 83
'	5. Оптические системы четырех телескопов второго и
третьего поколений.....................................90
6.	Приемники изображения современной оптической астро-
номии ..................................................119
7.	Телескопы четвертого поколения......................136
8.	Атмосферная оптика и практическая астрофизика .	.	139
9.	Метеорологический аспект исследования астроклимата 153
10.	Наземная оптическая астрономия и окружающая среда 163
11.	Полярная труба для исследования астроклимата .	.	.	170
12.	Астроклиматические программы четырех обсерваторий 181
13.	Астроклиматические исследования в Средней Азии .	. 216
? ' 14. Акустические методы ясследования оптических неодно-
родностей атмосферы.....................................237
15. Неклассические методы улучшения разрешающей спо-
собности наземных телескопов.......................241
Заключение...............................................264
1 Литература ,................................................268
ПРЕДИСЛОВИЕ
Астрономия является наблюдательной наукой, и ее
прогресс, определяемый в наше время, как правило, «не-
ожиданными открытиями» обусловлен развитием ее ин-
струментальных средств. Три послевоенных десятилетия
изменили лицо науки о Вселенной, сделав доступным для
изучения весь электромагнитный спектр. Современный
астроном, если он хочет активно участвовать в развитии
своей науки, должен с одинаковой легкостью мыслить
категориями исследователя декаметрового излучения и
гамма-спектроскописта. Давно прошло время наивного
деления наблюдателей на «радиоастрономов», «оптиков»
и т. п. Однако некоторую специфику оптические наблюде-
ния все же сохранили. Хорошие традиции, способность
развиваться внутри себя без «подсказок» наблюдателей,
работающих в других диапазонах, уникальность аппара-
туры и затрудняющая ее прогресс близость к принципи-
альным ограничениям,— все это до известной степени вы-
деляет оптическую астрономию из ряда ее младших сес-
тер. Мировое сообщество «оптических» астрономов обес-
покоено сложившейся ситуацией и делает многое для
того, чтобы прогресс не приостановился. Строятся и бу-
дут строиться новые обсерватории, дорабатываются ока-
завшиеся слабыми разделы практической астрофизики,
сближаются точки зрения наблюдателей и создателей
инструментов — часто это одни и те же люди,— и, на-
конец, серьезно обсуждаются перспективы.
Все это позволяет смотреть на будущее наземной оп-
тической астрономии с оптимизмом.
Некоторым сторонам этого процесса и посвящена на-
стоящая книга.
Май, 1979 г.
П. В. Щеглов
ВВЕДЕНИЕ
В известном детском стишке перечисляется семь ком-
понент, необходимых для того, чтобы испечь хороший
пирог. В нем, однако, не говорится, что для появления
пирога должны быть соблюдены еще два условия: требу-
ется человек, умеющий хорошо печь пироги, и кому-ни-
будь следует проявить интерес к появлению пирога.
В настоящее время в наземной оптической астрономии
все эти условия выполнены; астрономы заинтересованы
в появлении более эффективных телескопов, создание
новых обсерваторий щедро финансируется, за последнее
десятилетие начали работать пять крупных рефлекторов
следующего поколения и строится еще несколько; непре-
рывно совершенствуется вспомогательная аппаратура
имеющихся телескопов, ведется поиск еще лучших мест
для установки крупных инструментов и, наконец, самое
главное,— предприняты серьезные меры для того, чтобы
сведущих в практической астрофизике астрономов стано-
вилось больше.
За последние годы Международный Астрономический
союз и обсерватории провели шесть симпозиумов, посвя-
щенных разным вопросам практической астрофизики; ор-
ганизована комиссия № 50 МАС по исследованию астро-
климата; значительно увеличилось количество публика-
ций; стала доступна техническая документация некоторых
телескопов и, что самое главное, возросло число астроно-
мов, активно занимающихся кругом проблем, связанных
с разработкой, конструированием и строительством новых
высокоэффективных наземных оптических инструментов.
Опыт создания новых обсерваторий показал абсолют-
ную необходимость значительного участия астрономов в
этом деле. Удачными оказываются, как правило, только
те телескопы (и радиотелескопы), в разработке и осущест-
5
влении которых с самого начала активно участвует строя-
щий их коллектив действующей астрономической обсер-
ватории. Хотя высококвалифицированный специалист по
радиоэлектронике или физике атмосферы, не говоря об
оптике и механике, будет в своей области значительно
компетентнее применяющего результаты их исследований
астронома, строящая инструмент обсерватория оказыва-
ется вынужденной развивать соответствующую тематику
у себя. Создание эффективного астрономического инстру-
мента только инженерными силами, по-видимому, невоз-
можно.
Это относится и к наблюдениям. Затратив около двух
лет на то, чтобы самому узнать и побороть все капризы
100-дюймового рефлектора и калифорнийского астрокли-
мата, В. Бааде разрешил на звезды центральную часть !
туманности Андромеды. «После того, как задача была ре-
шена,— пишет он,— стало совершенно очевидным, что все
эти предосторожности (защита зеркал телескопа от изме-
нений температуры, тщательная фокусировка в течение
экспозиции и выбор ночей с отличными изображениями)
действительно были необходимы; ни одна из них не ока-
залась излишней и в запасе ничего не оставалось. Выяс-
нилось, что это та самая ситуация, когда вы просто дол- (
жны работать с хорошей методикой». Серьезное исследо- '
вание инструмента и оптимизация его были в данном
случае выполнены самим астрономом, знающим, что пер-
воклассный научный результат без этого получен быть не ,
сможет.
Астрономия всегда была наблюдательной наукой и
остается таковой. Поэтому ее прогресс определяется теми
наблюдениями, которые могут быть осуществлены только 1
на грани возможного для приборов и работающих с ними
специалистов. Хороший астрономический пирог требует
для своего изготовления не семи, а всего четырех ингре-
диентов: спокойной атмосферы, первоклассной оптики,
высококачественной механики и эффективных приемни-	,
ков. Готовить его, разумеется, должен квалифицирован-
ный астроном, любящий свою науку, увлекающийся ею и
хорошо знающий, что нужно делать для того, чтобы избе-
жать слабых звеньев в цепи, идущей от наблюдательного 1
объекта к столу теоретика.
Эта книга рассказывает о некоторых проблемах, воз-
никающих при создании наземных оптических телескопов
нового поколения и о путях их решения.	1
1. ЭФФЕКТИВНОСТЬ ТЕЛЕСКОПА ПРИ НАБЛЮДЕНИЯХ
СЛАБЫХ ТОЧЕЧНЫХ ОБЪЕКТОВ
Рассмотрим случай наблюдения слабого точечного
объекта па фоно свечения ночного неба в видимом и близ-
ком ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах спек-
тра. С этим спектральным участком, начинающимся при-
близительно у 3000 А и кончающимся у 12 000—12 500 А,
связано большинство наблюдений современной наземной
оптической астрономии. Для диапазона 3000—12000 А
характерны:
а.	Высокая чувствительность приемников излучения и
изображения. Обобщенный квантовый выход фотоэлек-
трических приемников лежит в пределах от 1% (оксидно-
цезиевый фотокатод) до 50—70% (фотокатоды структуры
III—V). Современные фотоэмульсии регистрируют изоб-
ражения как идеальные приемники с квантовым выходом
1—5%. При решении практически всех астрономических
задач этого диапазона чувствительность или точность эк-
сперимента определяется статистической флюктуацией
числа зарегистрированных фотонов.
б.	Прозрачность земной атмосферы достояно велика.
Свет звезды, находящейся в зените, ослабляется при
наблюдении с уровня моря в среднем на 20—50%, а с
высоты современной горной обсерватории (2500—3000 м)
на 20%. В горных районах со стабильным климатом про-
зрачность атмосферы достаточно постоянна. В инфра-
красной области рассматриваемого участка есть несколь-
ко полос поглощения кислорода и воды.
в.	Фон ночного неба, на котором приходится выяв-
лять слабые точечные и протяженные объекты, имеет
сравнительно небольшую интенсивность. В сине-зеленой
области спектра он соответствует излучению примерно
одной звезды 21™,5 с квадратной секунды небосвода
7
(2,5  1(к6 квантов/см2 • с • А  квадратную секунду; в крас-
ной области он сильнее из-за полос свечения гидроксила
в земной атмосфере. Фон в видимой области не сильно
уменьшается при выносе телескопа за пределы земной
атмосферы (с 21™,5 до 22™,О с квадратной секунды, т. е.
примерно на 50%), так как, помимо хемилюминесценции
земной атмосферы, его составляющими являются зоди-
акальный свет, излучение звезд Млечного Пути и освещен-
ных ими пылевых туманностей. Тепловое излучение теле-
скопа и земной атмосферы, столь мешающее в более да-
лекой инфракрасной области, в интересующем нас диа-
пазоне роли не играет.
Дифракционные явления невелики и позволяют полу-
чить даже для телескопов небольшого (1—2 м) диаметра
дифракционную диаграмму направленности, значительно
меньшую 1", которая окажется, как правило, сильно
ухудшенной атмосферным размытием изображений. В да-
леком инфракрасном и радиодиапазонах это не так.
Под эффективностью телескопа, регистрирующего в
сочетании с тем или иным приемником точечный объект
на фоне свечения ночного неба в упомянутом нами спек-
тральном диапазоне, мы будем понимать меру слабости
такого объекта, который может быть зарегистрирован
нашей аппаратурой с заданной точностью. Пусть по-
ток излучения от исследуемого объекта составляет
п* квантов/см2 • с; тогда мерой его слабости, очевидно,
будет величина 1/п*. Пусть также точность, т. е. отно-
шение сигнала к шуму, с которой поток излучения от
объекта регистрируется в условиях нашего эксперимента,
равна В. Иными словами, мы потребуем, чтобы отноше-
ние сигнал/шум при регистрации объекта было не хуже
В, если мы хотим считать объект зарегистрированным
или яркость его измеренной. Само значение В является,
очевидно, предметом определенного соглашения, по в
современной оптической астрономии оно выбирается, как
мы увидим, достаточно большим (~5). При выводе ос-
новных соотношений эффективности телескопа нам, одна-
ко, пока нет необходимости конкретизировать его значе-
ние.
Введем следующие обозначения:
D — диаметр телескопа в см;
F — фокусное расстояние телескопа в см;
₽ — угловой размер в радианах изображения звезды на прием-
нике;
8
s—яркость фона ночного неба в квантах/см2-с-стерадиан;
п* — поток излучения в квантах/см2-с от измеряемой звезды;
геф = P3s;
t — продолжительность экспозиции в секундах;
Л\ = D2n*t',
= 2)2₽М;
г; — квантовый выход приемника, регистрирующего излучение
звезды и фон;
Р — разрешающая способность фотоэмульсии в см;
т — «порог срабатывания» фотоэмульсии в квантах/см2;
В — отношение сигнал/шум, удовлетворяющее условиям нашего
эксперимента (коэффициент достоверности).
Очевидно, при достаточно короткофокусном телескопе
?> = p/F, при достаточно длиннофокусном телескопе с оп-
тикой хорошего качества £ = ра™, т. е. размытие изобра-
жения определяется только искажениями волнового
фронта, вызванного атмосферной турбулентностью.
Очевидно также, что квантовый выход и продолжи-
тельность экспозиции будут входить в наши последую-
щие рассуждения одинаковым образом. Так, например,
приемнике квантовым выходом в 5% при часовой экспо-
зиции дает совершенно такую же картину, как прием-
ник с т] = 10% при экспозиции в 30м. Отклонениями от
взаимозаместимости фотографических эмульсий пока
пренебрежем.
Под квантовым выходом приемника мы будем пони-
мать пропускание такого нейтрального фильтра, который,
будучи поставлен перед идеальным приемником изобра-
жения или излучения, регистрирующим каждый падаю-
щий на него фотон, приравняет его отношение сигнал/шум
к таковому для реального приемника.
Рассмотрим теперь регистрацию точечного объекта
на фоне свечения ночного неба с помощью идеального
приемника (ц = 1). Пусть регистрация производится
электрофотометром, диафрагма которого диаметром (3 на-
водится попеременно на объект и на участок фона ноч-
ного неба рядом с ним. Разность отсчетов электрофото-
метра позволит судить о наличии или отсутствии объекта
и измерить его яркость (рис. 1).
Очевидно, отсчет от фона будет равен (телескоп и
изображение звезды примем пока квадратными, а ц = 1)
N^ — D^st.
9
Когда же фотометр окажется наведенным на звезду,
число зарегистрированных фотонов составит
М(.* + ы = D2t(n*+ £2s).
Очевидно, что
В = N* -,
так как статическая флюктуация N — числа зарегистри-
рованных фотонов — равна "ИN.
Фотозлектроны
СЕЛ
Звезда
крон
Фин
Время
Рис. 1. Обнаружение звезды на фоне свечения ночного неба.
1. Электрофотометр регистрирует фон неба. 2. Электрофотометр
наведен на звезду. Фон и звезда смоделированы на ЭВМ; распре-
деление энергии в изображении звезды гауссово. Каждая точка
соответствует одному кванту или фотоэлектрону (в определенной
степени — одному зерну проявленной фотоэмульсии).
Для данного телескопа одна и та же звезда может ока-
заться яркой или слабой, в зависимости от качества изо-
бражения и яркости фона ночного неба.
10
При измерении блеска яркой звезды N, »Аф = D^2st,
В =
N * ____ P2n^,t 
и эффективность телескопа, определяемая величиной
1
—, окажется равной
Полученное выражение совпадает с весьма распрост-
раненным, в том числе и в некоторых астрономических
кругах, интуитивным мнением, что эффективность теле-
скопа пропорциональна квадрату его диаметра и не за-
висит от качества построенного им изображения. Именно
эта точка зрения вызвала, по-видимому, появление ги-
гантских — 5- и 6-метрового телескопов.
В качестве примера его использования оцепим пре-
дельную звездную величину электрофотометра, работа-
ющего на 6-метровом телескопе с временным разрешени-
ем 1 мс и точностью 1%, при квантовом выходе 10%.
Таким образом, В = 100, D = 600 см и pi = 10~4 с. Тогда
— = 10~4-2,7-105-10~4 = 2,7-10~3 1 квант-см~2-с-1
п*
и
п* — 3,7 • 102 квантов/см2 • с.
Хорошо известно, что в зеленой области спектра звез-
да 0™ дает поток ~ 103 квантов/см2-с-А. Примем спек-
тральный интервал, в котором ведется наблюдение, име-
О
ющим ширину 1000 А, что примерно соответствует спек-
тральным интервалам фотометрической системы UBV.
Тогда предельная звездная величина нашего экспери-
мента составит
2,51g —= 2,5 1g 270 л; 6т.
Таким образом, с помощью 6-метрового телескопа и
современного L/BV-фотометра можно в одиночной за-
писи уверенно выявить трехпроцентные пульсации у объ-
екта 6”.
11
Рассмотрим теперь слабый объект, у которого п, < пф.
Наблюдения подобных объектов широко практикуются
в современной астрофизике; при диаметре изображений,
как правило, больше 1", т. е. не слишком хороших, на
современных крупных телескопах фотографически уве-
ренно регистрируются точечные объекты 23—24”. При
наблюдении слабой звезды
В =	= Dn*$~'s~'l2Y2
VD^st
и
A	1 D fl/2
n*	-S P s1/2
Предельная звездная величина зависит, таким обра-
зом, от диаметра телескопа в первой степени, от размера
даваемого им изображения в первой же степени и гораз-
до слабее от яркости фона ночного неба и времени экс-
понирования, вернее, от величины ц! (квантовый выход
регистрирующих изображение устройств эквивалентен
времени накопления).
Полученное соотношение противоречит интуитивному
мнению о том, что эффективность телескопа пропорцио-
нальна квадрату диаметра телескопа, и вводит в игру
новый фактор — размер даваемого телескопом изображе-
ния, который влияет на проницающую силу инструмен-
та так же, как диаметр его зеркала. Оно показывает так-
же, что предельная звездная величина телескопа прак-
тически не изменится при выносе его на орбиту, если
качество изображения останется тем же, но может быть
ощутимо улучшена за счет множителя Г|£, который су-
щественно увеличится при использовании современных
технических средств, о чем будет рассказано несколько
позже.
В качестве примера использования найденного соот-
шения можно рассчитать, с какой точностью В регист-
рируются на 5-метровом телескопе звезды 23™,6. Извест-
но, что именно эта звездная величина считается на об-
серватории Маунт Вилсон — Паломар предельной при
фотографировании на эмульсии 1ОЗаО (ц « 10~2 по лабо-
раторным измерениям) при изображениях балла 3 по
обсерваторской шкале (визуальная оценка диаметра звез-
ды около 1",3), экспозиции 30m и фоне неба, равном
12
одной звезде 22™ с квадратной секунды. Ширину области
спектральной чувствительности пластинки примем рав-
ной 1000 А, а фактический диаметр изображения Dgo
(т. е. диаметр кружка, в который попадает 80% излуче-
ния звезды) — равным 4". Это значение было измерено
фотоэлектрически для фокуса кудэ 2,5-метрового телес-
копа обсерватории Маунт Вилсон; возможно, что для
прямого фокуса 5-метрового телескопа оно окажется
иным.
Очевидно, что
D (fTl)1/2
- П* р р/2 ’
В
Для т]~1% и пропускания телескопа «50%, В «5.
Таким образом, звезда 23™,6 измеряется на фотогра-
фических снимках 5-метрового телескопа с ошибкой око-
ло 20%, что соответствует регистрации практически всех
звезд этого блеска. При указании предельной звездной
величины какого-либо телескопа следует всегда указы-
вать принятое на данной обсерватории значение крите-
рия достоверности В; его ослабление легко делает инст-
румент «более эффективным».
Перейдем теперь к переводу этих соотношений к ви-
ду, более привычному для астронома-практика, который
в настоящее время, как правило, регистрирует интересу-
ющие его объекты на фотографической эмульсии.
Хотя обобщенный квантовый выход современных
эмульсий достаточно велик, об их реакции на свет нель-
зя говорить так же, как мы это делаем для современных
фотоэлектрических приборов, у которых один покинув-
ший фотокатод электрон может быть зарегистрирован
совершенно надежно. Дело в том, что фотопластинка на-
чинает эффективно работать лишь после того, как по-
лучит некоторую минимальную экспозицию, создающую
на проявленном снимке плотность, превышающую хими-
ческую вуаль незасвеченной его части. Эта экспозиция
составляет у современных астрономических эмульсий
~ 107—108 квантов/см2. Поэтому при регистрации слабых
(А. < .V4) объектов телескоп должен создавать на плас-
тинке некоторую освещенность от фона, которую легко
определить из соотношения
D2st = mF2.
13
Так как астрономы пока не могут давать сколь угод-
но больших экспозиций, поскольку чувствительность фо-
тоэмульсий при этом падает вследствие отклонений от
взаимозаместимости, а хорошие снимки становится труд-
но получать из-за рефракции и гнутия инструмента, при-
ходится выбирать светосилу телескопа такой, чтобы фон
неба регистрировался на используемых фотоэмульсиях
при разумном (скажем, меньше двух часов) времени экс-
позиции. Очевидно, имеет место соотношение
DIF>Vmisi-
Особенно увеличивать светосилу не следует, так как
для достижения максимальной точности фотометрии изо-
бражение должно быть построено возможно большим
числом квантов. Построению такого изображения на све-
тосильных телескопах мешает явление передержки, ког-
да проявленные зерна на негативе начинают экраниро-
вать друг друга. Оптимальная светосила телескопа, рабо-
тающего на несенсибилизированных пластинках типа
103а0, примерно равна 1: 7,5 — 1:8.
Фотографическая пластинка имеет, как и все прием-
ники изображения, конечную разрешающую способность.
Если построить на эмульсии астрономической пластинки
очень маленькое точечное изображение диаметром, ска-
жем, в 1 мкм, то после проявления оно будет выгля-
деть в виде кучки зерен диаметром в 15—20 мкм. (Для
достижения высокой чувствительности астрономические
фотоэмульсии делают довольно крупнозернистыми.)
У достаточно короткофокусного телескопа диаметр
изображения звезды будет определяться разрешающей
способностью фотоэмульсии. Это произойдет при
При большем фокусном расстоянии и хорошей оптике
разрешение будет определяться атмосферной турбулент-
ностью. Это, очевидно, произойдет при
Таким образом, получено совершенно строгое определе-
ние коротко- и длиннофокусного фотографических теле-
скопов.
14
Рассмотрим регистрацию слабого (п» < ^2з) объекта с
помощью короткофокусного в упомянутом выше смысле
телескоп^.
При этом
и
1 _ 1 DF / mF2 ’\1/2	1 _ 1 Г2м1/2
п* В р T)2S )	’ si/2 В ps
и, так как
^lim °0 1g
то
mifm со 2 IgF.
В случае длиннофокусного телескопа, регистриру-
ющего слабый точечный объект,
N* < D^st и р > p/F,
и тогда
1 = 1 Д /тД2\1/2 '1 _ 1 F т1/2
п* В ₽	}	s1/2 ~ В ₽ S ’
ПЛИ
ffllim оо Ig F.
Итак, если фотографировать слабые объекты на теле->-
скопах, имеющих разное фокусное расстояние, наиболее
эффективным окажется самый длиннофокусный, разу-,
меется, при условии, что фон неба на снимке зарегист-
рирован.
Таким образом, при выполнении наших исходных
предположений, что обнаружение слабых точечных объ-
ектов определяется статистической флюктуацией числа
зарегистрированных квантов и что фотопластинка явля-
ется идеальным приемником изображения с некоторым
квантовым выходом и определенным порогом срабатыва-
ния, мы должны получить зависимость предельной звезд-
пой величины от фокусного расстояния телескопа. Для
короткофокусного (в нашем смысле) инструмента
miim 00 2 lg F, а для длиннофокусного mnn^Igf, при ус-
ловии, что фон неба зарегистрирован [1].
15
Эта зависимость была проверена на обсерваториях
Маунт Вилсон — Паломар на однородном материале;
применялся один и тот же сорт фотопластинок. Коэффи-
циент достоверности (отношение сигнал/шум) для пре-
дельно слабой звезды брался одним и тем же (~5) [21;
наблюдения велись при одном и том же качестве изобра-
жения (балл 3 по шкале обсерватории или визуальный
диаметр изображения « 1" ,3) или редуцировались к не-
му. Результаты сравнения показаны на рис. 2, на кото-
Рис. 2. Зависимость предельной звездной величины от фокусного
расстояния телескопа для [3 = 1",3 и отношения сигнал/шум В=5,
когда фон неба зарегистрирован. Точки, лежащие на сплошной
кривой, соответствуют эмульсии ЮЗаО, точка 1 — эмульсии Ilia!
с лучшим T]i; точки 2 и 3 — электронная фотография (для них В
неизвестно). Улучшение р продолжает крутую часть кривой в сто-
рону слабых изображений (прерывистый участок соответствует
₽ = 0",5).
ром нанесены также точки, соответствующие предельной
звездной величине, полученной на 1,2-метровой камере
Шмидта Паломарской обсерватории на новой фотоэмуль-
сии IllaJ и 1,5—2-метровых рефлекторах с электронны-
ми приемниками изображения, имеющими большую ве-
личину Правда, в этом случае мы не знаем, совпада-
ет ли коэффициент достоверности В электронных сним-
ков с принятым на обсерватории Маунт Вилсон—Пало-
мар. Очевидно, что ослабление строгости этого критерия
легко «улучшает» предельную звездную величину теле-
скопа во сколько угодно раз! Точка 1 на рис. 2 соот-
ветствует эксперименту по увеличению множителя pi и
состоящему в замене обычной астрономической фото-
эмульсии ЮЗаО другой, более мелкозернистой, с таким
16
Же или'большим квантовым выходом и лучшими харак-
теристиками накопления. При большей экспозиции и
меньшей сенситометрической чувствительности такая
эмульсия обеспечивает лучшее отношение сигнал/шум
при регистрации слабых объектов на фоне. Примерно та-
кого же эффекта можно достичь, «суммируя» несколько
негативов, полученных на обычной эмульсии, при кото-
рой нельзя применять больших экспозиций из-за пере-
держки. Так как при оценке этого снимка, полученного
на высокоинформативной эмульсии, по-видимому, исполь-
зовался критерий В, принятый на обсерваториях Маунт
Вилсон — Паломар (работа выполнена на этой обсерва-
тории), выигрыш в проникающей способности на « 2”.5
следует считать реальным. Эмульсия, близкая по свой-
ствам к примененной в этом эксперименте, в настоящее
время широко используется для регистрации с улучшен-
ным отношением сигнал/шум тех астрономических объек-
тов, которые достаточно ярки для этого.
Полученные соотношения для mnm, которые можно
назвать основными формулами практической астрофизи-
ки, заслуживают многочисленных комментариев. Вот не-
которые из них.
1. Не существует принципиальных ограничений про-
ницающей способности наземных оптических телескопов
(рис. 3). После того как будут найдены оптимальные
места для' установки крупных высококачественных теле-
скопов (а то, что мы сейчас знаем о земной атмосфере,
позволяет рассчитывать в таких местах на достаточное ко-
личество ясных ночных часов с изображениями лучше
1"), остается улучшать проницающую способность увели-
чением диаметров телескопов и времени экспозиции. Сов-
ременные приемники изображения позволяют в принци-
пе увеличивать его неограниченно и суммировать изоб-
ражения с нескольких телескопов.
2. Качество изображения Р является столь же силь-
ным фактором повышения эффективности телескопа, как
и его диаметр; к сожалению, в астрономической среде в
качестве меры эффективности долго принимали в расчет
только диаметр телескопа. На самом же деле обнаруже-
ние места для установки телескопа, где изображения,
скажем, диаметром в 0",5, бывают вдвое чаще, чем в
другом, и установка телескопа в этом месте эквивалент-
ны строительству двух телескопов в месте с худшими
изображениями. Оценка экономического эффекта пока-
2 П. В. Щеглов
17
зывает, что развернутая астроклиматическая программа,
вряд ли стоящая более 10% затрат на крупный телес-
коп, дает доход в 1000% (вместо одного телескопа по-
явилось как бы два). Поэтому экономить средства на
Рис. 3. Снимок области с координатами а = 15''06т, б = ~[-670,4,
полученный на 50-саптиметровом менисковом телескопе ГАИШ на
пластинках ZU2 с фильтром БС-8 и экспозицией 1,5 часа. На
снимке видны все звезды, зарегистрированные в синях лучах Па-
ломарского атласа. Следовательно, предельная звездная величина
телескопа (при В = 5) не хуже 21“
астроклиматпческих исследованиях и снижать их науч-
ный уровень (что, к сожалению, часто имеет место)
нельзя. Это приводит к существенному уменьшению эф-
18
фективности телескопов, которые окажутся установлен-
ными и на недостаточно хорошо выбранном месте.
Остановимся теперь на одном обстоятельстве, име-
ющем важное практическое значение. Иногда считается,
что достижение фона неба при предельном фотографиро-
вании не обязательно. Это привело к известному распро-
странению телескопов со светосилой 1: 10 ч-1:13. Тако-
вы, например, метровые телескопы системы Ричи — Кре-
тьена народного предприятия «Карл Цейс» (Йена) и
ряд отечественных инструментов. Легко видеть, однако,
что если с помощью телескопа нельзя зарегистрировать
фон неба, его эффективность при фотографировании сла-
бых точечных объектов сильно уменьшается. Пусть име-
ются два телескопа с одинаковыми диаметрами D, но
разными фокусными расстояниями — Fp и FH, первый из
которых регистрирует фон свечения ночного неба за ин-
тервал времени t, а второй этого сделать не может. Оче-
видно, что самая слабая звезда, регистрируемая на длин-
нофокусном инструменте, должна создать на фотоэмуль-
сии освещенность, равную по крайней мере т квантов/см2.
Тогда, используя принятые нами обозначения, можно за-
писать следующие соотношения:
т/^нР2
п
D2st - mF%.
ных телескопов имеет некоторый предел 1п*н^
Мы видим, что проницающая способность малосветосиль-
D2t /’
который невозможно превзойти. Регистрация звезд на
более светосильном телескопе позволяет, как мы это ви-
дели, улучшать предельную звездную величину неогра-
ниченно. Оценим предельную звездную величину при
фотографировании звезд на длиннофокусном телескопе,
т. е. без фона. Для обнаружения звезды справедливо со-
отношение
1
п*н

Так как па короткофокусном телескопе при фотогра-
фировании с фоном мы обнаруживаем звезды, в несколь-
2*
19
ко раз более слабые, чем фон неба на соответствующем
участке негатива («* < 32s), потеря предельной звездной
величины может оказаться весьма заметной и достичь
нескольких звездных величин, причем этот разрыв не
может быть сокращен никакими усовершенствованиями,
пока на снимке с длиннофокусным инструментом не бу-
дет получен фон неба.
В настоящее время основным методом регистрации
изображений астрономических объектов является фото-
графирование на фотоэмульсиях (электронные приемни-
ки, не имеющие порога чувствительности, применяются
пока в основном для спектроскопии), и эти фотоэмульсии
используются таким образом, чтобы обеспечить наивыс-
шую эффективность регистрации изображения; поэтому
особого резерва неиспользованной чувствительности при
фотографировании нет. Единственным методом доведе-
ния эмульсии до порога срабатывания является выбор
оптимальной светосилы телескопа, которая в настоящее
время, при использовании пластинок ЮЗаО или быстро
завоевывающей внимание практиков эмульсии IllaJ с
газовой гиперсенсибилизацией, не должна быть меньше
1:7. На менее светосильных телескопах, даже при мак-
симальной экспозиции (2—3h), снимки окажутся светлы-
ми, без фона, и слабые звезды на этих негативах ока-
жутся потерянными.
Не менее важную роль достижение порога чувстви-
тельности фотоэмульсии играет при изучении протяжен-
ных объектов — туманностей и галактик. Действительно,
если фон неба не зарегистрирован, нельзя выявлять про-
тяженные объекты, близкие ему по яркости, а современ-
ная фотографическая фотометрия позволяет уверенно об-
наружить добавку к фону ~ 10-2-^10~3 (1 звезда 27™ —
28™ с квадратной секунды).
Хотя изложенные выше соображения очевидны, стро-
ится довольно много телескопов со светосилой в основ-
ном фокусе, при которой фон безлунного неба вдали от
городского освещения практически зарегистрирован быть
не может. Эти инструменты вполне пригодны для спек-
троскопии и электрофотометрии и, возможно, для инфра-
красных измерений, но предельные снимки звезд, галак-
тик и слабых протяженных объектов с их помощью по-
лучить нельзя, что, безусловно, ограничивает область их
применения. Трудно судить о причинах появления по-
добных инструментов, но можно попытаться указать не-
20
которые из них. Возможно, это непонимание важности
предельного фотографирования; большая легкость изго-
товления главного зеркала; преобладание спектроскопи-
ческой и электрофотометрической тематики на обсер-
ваториях, где формулировалось задание на эти инстру-
менты, и близость их к крупным городам, где более свет-
лый фон неба требует уменьшения светосилы телескопа.
Так или иначе, но подобные инструменты существуют.
Какова же оптимальная светосила современного теле-
скопа? Если отвлечься от телескопов для инфракрасных
наблюдений, где основными требованиями являются ма-
лая засветка приемника излучением деталей телескопа
и отсутствие паразитной модуляции, светосила строяще-
гося телескопа должна удовлетворять следующим требо-
ваниям:
1)	оптическая система прибора должна давать воз-
можность вести предельное фотографирование при дос-
таточно широком поле хороших изображений в синей
области спектра, определяемой спектральной чувствитель-
ностью несенсибилизированной фотоэмульсии без филь-
тра или с широкими фильтрами типа U, В, V и в весь-
ма важной области вблизи линии На с такой спектраль-
ной полосой, которую можно реализовать окрашенным
фильтром и фотоэмульсией;
2)	оптическая система телескопа должна быть осуще-
ствима без очень больших затруднений на техническом
уровне строящей его обсерватории;
3)	при выборе светосил различных фокусов телескопа
следует учитывать тенденцию развития современных фо-
тоэмульсий.
Таким образом, эффективность телескопа, под кото-
рой мы понимаем его способность обнаруживать слабые
точечные объекты, определяется его диаметром, качест-
вом даваемого им изображения и свойствами использу-
емых с ним приемников. Современная практическая аст-
рофизика стремится найти оптимальное сочетание этих
факторов, которое привело бы к созданию более эффек-
тивных инструментов, чем существующие. В результате
некоторое уменьшение диаметров современных телеско-
пов (от 5—6 до 3,5—4 м) при значительном увеличении
поля хороших изображений, улучшении качества и ста-
бильности их оптической системы, большее внимание к
выбору места для обсерватории и революция в фотогра-
фических и фотоэлектрических приемниках изображения
21
позволили уверенно перешагнуть рубеж 24-й звездной
величины и оптимистически смотреть в будущее.
Даже сравнительно короткофокусные телескопы, ра-
ботающие на современной мелкозернистой эмульсии, в
благоприятных атмосферных условиях значительно по-
высили свою эффективность. На Южной Европейской об-
серватории в Чили (ESO), где иногда наблюдаются изоб-
ражения ® 1", предельная звездная величина метровой
камеры Шмидта на сенсибилизированных теплым азо-
том пластинках IllaJ достигает примерно 23™; что каса-
ется отношения сигнала к сигнал/шум В, то па этой
обсерватории объект считается зарегистрированным, ес-
ли он обнаруживается на двух разных негативах. Обоб-
щенный квантовый выход эмульсии IllaJ, подвергнутой
соответствующей сенсибилизации,- достигает в настоящее
время 4%, что вполне соизмеримо с параметрами неко-
торых фотокатодов.
Значительного улучшения предельной звездной вели-
чины современных телескопов можно ожидать также в
результате развития цифровых приемников изображения,
т. е. таких устройств, которые аккумулируют информацию
о появлении фотоэлектронов в элементах изображения в
памяти ЭВМ. Первые устройства подобного рода были со-
зданы несколько лет назад и сразу же завоевали прочные
позиции при регистрации спектров (сравнительно мало-
информативных астрономических сюжетов), где они пока-
зали очевидные преимущества по сравнению не только с
фотографическими приборами, но и с устройствами, ис-
пользующими обычные электронно-оптические преобразо-
ватели с фотографической регистрацией. На описании
одной из подобных систем мы остановимся ниже.
В настоящее время ведутся работы по созданию па-
норамного цифрового приемника астрономических изоб-
ражений, который должен аккумулировать информацию
о сюжете объемом «= 106 элементов, причем для каждого
элемента изображения этот прибор способен накапли-
вать примерно 104 фотоэлектронов. Это означает возмож-
ность регистрировать с коэффициентом достоверности,
равным 5 (принятом в современной астрофизике [2]), то-
чечные объекты, имеющие яркость около 5% от соответ-
ствующего участка фона неба, что соответствует при се-
кундных изображениях звездам несколько слабее 25™.
Так как эта система в значительной степени связана с
развитием современной вычислительной техники, можно
22
ожидать ее усовершенствования в связи с дальнейшим уве-
личением емкости памяти и, возможно, суммированием ин-
формации от нескольких подобных устройств, работающих
с разными телескопами. Увеличение способности к накоп-
лению позволит в принципе регистрировать на подобном
устройстве в сочетании с 4-метровым телескопом объек-
ты 26 — 27™ при экспозиции в несколько часов.
Однако основной задачей при создании телескопа яв-
ляется не столько усовершенствование приемников и
ЭВМ, сколько разработка стабильной высококачественной
оптической системы, соответствующей монтировки и вы-
бор места для новой обсерватории. Опыт показывает,
что из-за уникальности крупных телескопов астрономам
в решении этих вопросов приходится гораздо больше
рассчитывать на свои силы, чем, скажем, специалистам по
приемникам изображения или вычислительным устрой-
ствам, применяющим, как правило, для своих целей се-
рийные приборы с незначительными модификациями.
Этим аспектам современной практической астрофизи-
ки и будет в значительной степени посвящено наше по-
следующее изложение.
В последнее время, в отечественной литературе по-
явились математические оценки эффективности телеско-
па, представляющие собой произведение измеренных в
некоторых единицах факторов, которые встречаются при
работе телескопа в том или ином пункте: качества изоб-
ражения, числа ясных ночных часов, прозрачности ат-
мосферы и т. д. Основная мысль авторов этих оценок
состоит, по-видимому, в том, что одни факторы могут ком-
пенсировать другие, например, очень широкоугольный
телескоп с худшей предельной величиной столь же эф-
фективен, как инструмент с меньшим полем зрения, но
способный регистрировать более слабые звезды. Точно
так же, по-видимому, считается, что в некотором пункте,
где ясных ночных часов вдвое больше, чем в другом,
можно допустить вдвое худший астроклимат, но столь
же успешно заниматься современной астрофизикой.
Однако сравнение телескопов по эффективности не
является таким простым делом, и с изложенными выше
критериями согласиться трудно. Улучшение предельной
звездной величины инструмента позволяет обнаружить
новые объекты, недоступные менее эффективному теле-
скопу; оценить же количественно значение открытия
нового объекта или нового явления обычно весьма затруд-
23
нительно. Действительно, красное смещение было обна-
ружено с помощью 100-дюймового телескопа обсервато-
рии Маунт Вилсон, который дал возможность фотогра-
фировать достаточно слабые звезды и позволил открыть
и изучить переменные звезды в ближайших галактиках,
определить расстояние до них, и, следовательно, оценить
расстояние до ближайших к нам метагалактических объ-
ектов. Эту задачу не смог бы решить телескоп, имеющий
худшую предельную величину, но более широкоугольный
или установленный в месте с большим количеством яс-
ных ночей. И вообще, насколько «эффективнее» резуль-
тат Хаббла, поместившего туманность Андромеды на рас-
стояние 300 кпс, по сравнению с соображениями Шепли,
считавшего ее галактическим объектом? Эти точки зре-
ния, выбор между которыми был сделан наблюдениями,
качественно различны, и, как мы теперь знаем, одна из
них была неправильной.
Телескоп, дающий лучшее разрешение и способный
зарегистрировать более слабые звезды, выявляет новые
детали в исследуемом объекте. На рис. 4 приведены
снимки недавно открытой в Скульпторе неправильной
карликовой галактики. Один из них получен на 3,6-
метровом телескопе обсерватории ESO, регистрирующем
звезды до 24™, при изображениях около 1" ,3; другой —
на 1-метровой камере Шмидта той же обсерватории,
с предельной звездной величиной 21™,5. На снимке с
крупным телескопом галактика разрешается на звезды,
а некоторые объекты фона оказываются галактиками.
«Эффективности» этих снимков трудно сравнить. Увели-
чение поля зрения 3,6-метрового рефлектора при соот-
ветствующей потере предельной звездной величины
уменьшило бы его эффективность.
По-видимому, сравнение телескопов несколько напо-
минает сравнение лекарств. Как известно, появление в
свое время антибиотиков позволило спасать некоторых
больных, страдавших от болезней, не поддававшихся ле-
чению известными ранее средствами. Разумеется, оценка
эффективности такого лекарства окажется различной с
точки зрения здорового человека, который в нем не нуж-
дается, и с точки зрения больного, выздоровевшего в ре-
зультате применения нового препарата.
Однако сравнение телескопов по эффективности все
же возможно. Дело в том, что некоторые факторы,
определяющие способность инструмента данного диамет-j
24
ра регистрировать слабые объекты, почти не меняются
от места к месту. Это — прозрачность атмосферы и яр-
кость свечения ночного неба; в горных районах субтро-
пического пояса, где строятся современные обсерватории,
Рис. 4. Карликовая галактика в Скульпторе; а) спимок получен в
прямом фокусе 3,6-метрового телескопа на эмульсии IllaJ, с фильт-
ром GG385 и экспозицией 120 мин.; б) снимок, полученный на
1-метровой камере Шмидта.
25
эти параметры, да, пожалуй, и количество ясных ночных
часов, меняются от пункта к пункту достаточно слабо.
Поле зрения современных телескопов обычно стремятся
сделать максимальным. Б отношении расчета и изготов-
ления оптической системы здесь принципиальных труд-
ностей нет, и рабочее поле современных крупных теле-
скопов определяется максимальным размером фотоплас-
тинок, которые в настоящее время уже достигли форма-
та 50 X 50 см. Таким образом, практически единственным
и достаточно сильным переменным фактором для теле-
скопа данного диаметра остается качество изображения.
Если обсерватория, ищущая место для установки нового
инструмента, заинтересована в хороших изображениях
(а многочисленные неудачи астроклиматических пред-
приятий заставляют иногда сомневаться в этом), то
пункты можно сравнивать просто по количеству наблю-
дательного времени с изображениями, лучшими данного.
Пусть, например, строится телескоп, который может эф-
фективно использовать атмосферные изображения в 0",6
(достаточный диаметр, оптическая система хорошего
качества, совершенная система ведения и т. п.). На сов-
ременном 3,5—4-метровом телескопе, имеющем предел
около 24“ при изображениях 1 —1",5, такой астрокли-
мат позволил бы регистрировать звезды 25“. Пусть име-
ются два пункта, для которых распределение качества
изображения соответствует кривым рис. 5. Тогда пункт,
в котором реализуется кривая 1, оказывается значитель-
но выгоднее пункта, астроклимат которого характеризу-
ется кривой 2; высококачественный телескоп, установ-
ленный в первом пункте, сможет значительно чаще ра-
ботать в полную силу. Количество ясного времени с
изображениями, не худшими 0",6, будет в первом пунк-
те в 12 (!) раз больше, чем во втором, и при решении
задач, требующих изображений, лучших 0",6, телескоп,
с параметрами, указанными выше, окажется в 12 раз
более эффективным, чем такой же телескоп, установлен-
ный во втором пункте. Чтобы осуществить во втором
пункте такой же объем наблюдений с изображениями
в 0",6, нужно установить там 12 телескопов, т. е. затра-
тить в 12 раз больше средств! Таким образом, все же воз-
можна своего рода экономическая оценка эффективности
того или иного пункта для постройки обсерватории.
Но, с другой стороны, возможна и противоположная
ситуация, когда выбирающая новое место обсерватория
26’
не понимает важности хороших изображений или не в
состоянии создать телескопа соответствующего качества,
или, наконец, развивает тематику, для которой качество
изображения не важно. Пусть, например, основной зада-
чей будущей обсерватории является спектрофотометрия
ярких звезд с невысоким разрешением, причем по при-
Рис. 5. Качество изображения в районе горы Майданак в Узбе-
кистане по наблюдениям с фотоэлектрическим прибором; 1 — ме-
теорологические условия близки к свободной атмосфере; 2 — более
типичные для этого места условия — наблюдаются местные воз-
мущения. Качество изображения дано в шкале фотоэлектрическо-
го прибора.
чинам инструментального характера (плохое ведение,
недостаточно хорошая оптика) приходится работать со
щелью, шириной значительно превосходящей 2". Тогда
оба пункта оказываются для такой обсерватории совер-
шенно равноценными, и можно выбрать тот из них, раз-
витие которого окажется экономически более выгодным.
Правда, впоследствии может оказаться, что наблюдать
слабые объекты на нем невозможно, а стремиться к улуч-
шению качества оптической системы и механики теле-
скопов бесполезно...
На этом примере видна важность работ по выбору
места для будущей обсерватории и необходимость прове-
дения этих исследовании на высоком научном уровне,
так как именно они определяют не только эффективность
установленных на новом месте телескопов, но и ее по-
тенциал в отношении создания новых, еще более эффек-
тивных инструментов. Хорошо выбранное место являет-
27
ся основным капиталом обсерватории, который невоз-
можно изменить, но на проценты с которого она должна
существовать.
В заключение остановимся на критериях, характери-
зующих эффективность фотографического телескопа ко-
личественно. Площадь его рабочего поля зрения вводить
в оценку нам кажется нецелесообразным; если она мень-
ше, чем могла бы быть, об этом следует упомянуть, когда
размер поля влияет на темп накопления материала
(так, при поисках переменных звезд в других галактиках
один снимок, полученный в прямом фокусе современного
телескопа Ричи—Кретьена (R — С) третьего поколения
может заменить более 10 снимков, полученных на пара-
болическом рефлекторе). Прозрачность атмосферы и фон
свечения ночного неба — слабые факторы в случае пре-
дельного фотографирования; однако при точной электро-
фотометрии стабильность прозрачности на данной обсер-
ватории следует тщательно изучить. Что же касается
предельной звездной величины, то единственное, что
нужно для объективного сравнения различных телеско-
пов, это договориться об отношении сигнал/шум, которое
телескоп должен обеспечить для того, чтобы слабая звез-
да считалась обнаруженной. По-видимому, разумным, но
не слишком строгим (астрономические снимки содержат
очень большую информацию) значением коэффициента
достоверности можно считать В — 5; такое отношение
сигнал/шум обеспечивает надежную регистрацию около
105 элементов [3].
Отношение сигпал/шум астрономического снимка мож-
но определить, зная, какая доля звезд данного блеска
регистрируется инструментом, или с какой точностью
фотометрируются достаточно слабые звезды; можпо изме-
рить отношение сигнал/шум в изображении звезды бо-
лее яркой, чем предельная, и проэкстраполировать его
на более слабые объекты. Исследования качества зерка-
ла, астроклимата, приемников и предельной звездной ве-
личины следует вести и публиковать их результаты; эф-
фективную систему можно создать лишь тогда, когда
каждый ее компонент будет работать в полную силу.
Рассмотрим теперь эффективность телескопа, пита-
ющего спектрограф. Значение спектрального исследова-
ния астрономических объектов пе вызывает сомнений,
и способность системы, состоящей из телескопа и спек-
трографа, зарегистрировать достаточно слабый объект,
28
определяет потенциал инструмента не в меньшей степе-
ни, чем его способность обнаружить слабый объект при
прямом фотографировании.
За меру эффективности такой системы мы сначала
примем долю света звезды, которая проходит в щель
спектрографа при данном диаметре D телескопа и угло-
вом диаметре изображения звезды, а затем плотность
энергии на участке спектра, соответствующем определен-
ному интервалу длин волн.
Рассмотрим вначале наиболее распространенную в
настоящее время регистрацию спектра на фотографиче-
ской эмульсии или электронно-оптическом преобразова-
теле. По способности зарегистрировать значительные уча-
стки спектра этот способ регистрации пока не имеет
серьезных конкурентов.
Если бы атмосфера была идеально спокойной, а оп-
тика телескопа — совершенной, мы всегда видели бы на
щели спектрографа дифракционное изображение звезды,
f F\
диаметр которого оо	телескопа. Согласовать его
со спектрографом не представляло бы труда, так как
ширина щели, для которой осуществляется максималь-
ное разрешение диспергирующей системы при наиболее
эффективном использовании светового потока, в этом
случае также равна	коллиматора. (Это хорошо
известная в гелиофизике нормальная ширина щели.) Од-
нако если попытаться работать с такой шириной щели в
реальных условиях, когда наблюдается не дифракцион-
ный, а турбулентный диск, в спектрограф проникнет доля
света, равная (мы опять примем изображение
звезды за равномерно освещенный квадрат со стороной
$F). На 6-метровом телескопе, работающем с $ = 3"
и нормальной (в смысле гелиофизики) шириной
щели спектрографа, в щель войдет лишь 0,7% света звез-
ды. Кроме того, если стремиться к такому же разреше-
нию, как у среднего солнечного спектрографа, спектро-
графировать можно будет только самые яркие звезды
неба.
Эти обстоятельства были поняты в начале нашего ве-
ка, когда астрономы захотели получать достаточно хоро-
шие спектры звезд, чтобы сравнивать их со спектром
Солнца. Рассмотрим, сначала качественно, а затем коли-
29
чественно, к чему привела эволюция представлений аст-
рономов об эффективном астрономическом спектрогра-
фе с фотографической регистрацией.
Пусть разрешение фотопластинки (или системы
ЭОП — фотопластинка) равно р. Для того чтобы фото-
графировать более яркие (чем на солнечном спектрогра-
фе при нормальной ширине щели) звезды, нужно умень-
шать фокусное расстояние камеры спектрографа. При
этом спектр станет короче и, следовательно, ярче, но его
разрешение ухудшится (у солнечных спектрографов f/d
камеры выбирают обычно так, чтобы (//с()кам ~j;
щель спектрографа может быть открыта шире, чем
(//й)коллиматора-^, что увеличит количество света, входяще-
го в спектрограф.
Очевидно, подобный спектрограф сможет зарегистри-
ровать спектры более слабых звезд, чем переставленный
на ночной телескоп солнечный спектрограф.
Найдем параметры спектрографа, согласованного с
данным телескопом при данном качестве изображения.
Если разрешение регистрирующего спектр приемника
изображения равно р, мы можем безболезненно и без по-
тери спектрального разрешения открыть входную щель
спектрографа до ширины S= р .^к^лиматоРа.- дЛЯ п0лн0-
J камеры
го же использования света звезды необходимо, чтобы
$ > Ер, где F — фокусное расстояние питающего спек-
трограф телескопа. Для светового пучка данной длины
волны ^коллиматора== ^камеры (на самом деле во избежание
виньетирования диаметр камеры должен быть больше
диаметра коллиматора); так как всегда (й//)колляматора =
= (/)/Е)теЛескопа, в каком бы фокусе телескопа спектро-
граф НИ работал, (<^//)согласованной камеры=	Здесь / -
фокусное расстояние камеры спектрографа, d — диаметр
светового пучка после коллиматора.
Результаты этого полуколичественного рассмотрения
показаны на рис. 6. Видно, что спектрографы мало-маль-
ски крупных телескопов, работающих при неплохих
(1—3") изображениях, должны для полного использова-
ния собранного телескопом света звезды иметь фантас-
тически высокие светосилы камер, по большей части не
хуже 1 : 1 (мы принимаем р = 10 мкм, т. е. фотографи-
30
рование спектра ведется па хорошей современной фото-
графической или электронографической эмульсии; ухуд-
шение р портит спектральное разрешение, но, разумеется,
снижает требования к светосиле камеры).
Так как таких камер у астрономических спектрогра-
фов обычно нет, то потери света на щели оказываются
весьма значительными; на большом телескопе при свето-
силе камеры 1:2 и трехсекундных изображениях теря-
ется около 90% собранного телескопом света; эта вели-
0	2	4	6
J)-диаметр телеснопа, м
Рис. 6. Светосила камеры согласованного спектрографа для раз-
ных телескопов и различного качества изображения.
чина почти не меняется при перестановке спектрографа
с 4-метрового на 6-метровый телескоп. И действительно,
на телескопах такого диаметра изображение звезды вы-
глядит в виде довольно большого диска (мы считаем его
равномерно освещенным квадратиком); на более крупном
телескопе спектр не будет ярче, лишь его ширина нем-
ного увеличится. Эффективность спектрографа очень
сильно возрастает при улучшении качества изображения.
Установка телескопа в месте, где хороших изображений
больше, позволяет чаще спектрографировать более сла-
бые звезды или получать спектры более ярких объектов
с большим разрешением, т. е. на более длиннофокусных
камерах (обычно астрономические спектрографы изготов-
ляются со сменными камерами и решетками).
31
Может оказаться, что даже у небольших телескопов
светосила их спектрографов должна быть повышена. Так,
например, 125-сантиметровый телескоп ГАИШ, установ-
ленный в Крыму, дает, как показали фотоэлектрические
измерения, изображения диаметром 5—7 ", по причинам,
по-видимому, не связанным с атмосферными искажения-
ми (см. гл. 2). Согласованная камера для него должна
иметь светосилу 1 • 0,3—1 ' 0,5; наилучшим приближени-
ем к этому является камера светосилой 1 : 0,85 разрабо-
танного в свое время в Симеизе спектрографа с ЭОП’ом,
который до снх пор эффективно используется на этом
инструменте. Спектрограф фирмы Цейс с камерой ЭОП
светосилой 1 : 2 показал при испытании на этом инстру-
менте существенно меньшую эффективность, что с оче-
видностью следует из рис. 6. Улучшение качества изоб-
ражения, даваемого телескопом ЗТЭ, может заметно по-
высить его эффективность, так же как и спектроскопиче-
ского инструмента.
Спектрометры с ФЭУ не требуют светосильных камер,
так как фотоэлектрические приемники не имеют, подобно
фотоэмульсии, порога срабатывания и реагируют не на
освещенность, а на поток. Спектральное разрешение оп-
ределяется в этом случае шириной выходной щели. Мно-
гоэлементные приемники, работающие в режиме счета
фотонов, приближаются по разрешению (размеру отдель-
ного элемента) к фотоэмульсии; дйя создания максималь-
ного отношения сигнал/шум на отдельном их элементе,
по-видимому, нецелесообразно размазывать изображение
входной щели на несколько элементов и следует работать
со светосильной камерой, как в случае фотографии, не
ухудшая разрешения.
Более подробно эффективность щелевого дифракцион-
ного спектрографа, работающего с крупным телескопом,
была рассмотрена Боуэном [41. Если добавить к обозна-
чениям, принятым в начале этой главы, W — минимально
допустимую ширину спектра, определяемую обычно тре-
буемой точностью спектрофотометрии, а — угловую и
К — линейную дисперсию спектрографа, то можно легко
вывести некоторые соотношения, касающеся эффектив-
ности спектрографов, работающих с крупными телеско-
пами.
Если широко О рЕ) открыть щель спектрографа, он
превратится в бесщелевой. На фотопластинке монохрома-
тическое изображение звезды в направлении, перпенди-
32
кулярном к дисперсии, будет иметь размер
о - D f R ДССР
61 “ d ' dK ’
а в паправлотши дисперсии его размер
б’з — Sir,
где г — увеличение решетки. Для обычных решеток, ра-
ботающих не очень далеко от нормали, г близко к еди-
нице.
Таким образом, для монохроматического объекта сис-
тема телескоп — спектрограф эквивалентна телескопу диа-
метром D со светосилой, равной светосиле камеры спек-
трографа, вне зависимости от того, как это часто считает-
ся, в каком фокусе телескопа установлен спектрограф.
Рассмотрим три случая спектрографирования небес-
ных объектов.
1.	S2>p и S\>W — получается спектр более широ-
кий, чем нужно, но для того, чтобы не потерять разреше-
ния фотоэмульсии, щель приходится делать уже диамет-
ра изображения звезды. При этом часть света, прошедше-
го в спектрограф (опять считаем изображение звезды
равномерно освещенным квадратом),
р __р dK
S2 ~~ Dr fra
Эффективность спектрографа пропорциональна коли-
D2P
честву света, проникшего в щель, т. е. , и обратно
пропорциональна участку спектра, соответствующему
° S
интервалу длин волн, скажем, в 1 А, т. е. А (напомним,
А
что ширина спектра равна 51). Таким образом, эффек-
тивность равна
pD2.	= р d2K3
52 : К ~ то2р2 ’
2.	S2 > р и Si < W; так же, как в предыдущем случае,
изображение звезды больше ширины щели, но высота
спектра недостаточна для решения интересующей нас
задачи и мы его расширяем. Эффективность при этом
3 П, В, Щеглов
33
оказывается равной
р£>2. Ж __р dK2D
s2 ’ К~ Wrap •
3.	S2 < р и Si < W — наиболее выгодный случай,
когда весь собранный телескопом свет попадает в спек-
трограф; при фотографировании мы расширяем спектр до
ширины W. Тогда эффективность равна
D2 __ KD2,
W/К ~ W ‘
В действительности распределение энергии в звезде
гауссово, и переход между рассмотренными выше случая-
ми происходит плавно. Первый случай переходит во вто-
рой при	= W, т. е. при -j = а второй — в
третий при S2 =	= р, т. е. при ~
Качество изображения и допустимая высота спектра
пропорциональна участку спектра, соответствующему
для предельно слабых объектов W приходится брать
меньше 0,1 мм. Если принять разумное для калифорний-
ских обсерваторий значение £ = 1" ,25, W = 0,1 мм и
р = 20 мкм, переход между первым, вторым и третьим
случаями будет происходить на разных телескопах при
следующих светосилах камер:
Диаметр телескопа
5 м 
2,5 м
1,5 м
1)->2)	' 2)->3)
1 : 3,3	1 : 0,8
1:6,7	1:1,5
1 : 11	1 : 2,6
Все камеры спектрографа кудэ 100-дюймового рефлек-
тора обсерватории Маунт Вилсон имели светосилу не
больше 1:6; следовательно, создание аналогичного спек-
трографа для 5-метрового телескопа не дало бы возмож-
ности регистрировать более слабые объекты. И действи-
тельно, при данном качестве изображения звезда в фо-
кальной плоскости 5-метрового телескопа вдвое больше,
чем в таком же фокусе 2,5-метрового телескопа, но по-
верхностная яркость ее изображения неизменна. На круп-
ном телескопе спектр будет всего лишь вдвое шире, да и
то при Р/ > р. Поэтому для осуществления наиболее
выгодного третьего случая у спектрографов 5-метрового
34
телескопа пришлось разработать и изготовить вовые, бо-
лее светосильные камеры.
Коллиматорное зеркало кудэ-спектрографа 5-метрового
телескопа имеет диаметр 30 см; его камеры имеют свето-
силу 1:12; 1:6; 1:3; 1:1,5 и 1:0,7. Самая светосильная
камера осуществлена введением апланатической сферы
в сходящийся пучок камеры светосилой 1 :1,5. Предель-
ная звездная величина для этих камер, при указанных
выше условиях наблюдений, составляет соответственно
7"*,5; 9™,8; 12”*,0; 14"*,3 и 16”*,6 для нерасширенного спек-
тра и фотографирования на астрономических пластинках
начала 50-х годов в течение 8—10 часов.
Меньшие дисперсии осуществляются на спектрографе
прямого фокуса с диаметром коллимированного пучка
75 мм. Он снабжен двумя камерами, осуществленными
по схеме сплошных шмидтов со светосилами 1:0,47 и
1 :0,95. Этот спектрограф способен регистрировать спек-
тры объектов, практически невидимых на щели, и поэто-
му снабжен офсетным устройством. Кассегреновский
спектрограф к 5-метровому телескопу в то время не пла-
нировался.
В течение последнего десятилетия на крупных телес-
копах начали эффективно применять спектрометры Фаб-
ри — Перо, либо целиком интерференционные, либо
скрещенные с кудэ-спектрографами. Соединение интер-
ферометра Фабри —: Перо со спектрографом позволяет
расширить его входную щель, не ухудшая спектрального
< разрешения, примерно в 30 раз (при современном состоя-
нии дел с интерференционными зеркалами), но при этом
можно регистрировать лишь одну-две линии, сканируя их
область синхронным смещением полос пропускания ин-
терферометра и спектрографа. Этот же вариант спек-
трометра высокого разрешения позволяет улучшить раз-
решение системы в такое же число раз (30), не уменьшая
ширины щели. Скрещенный с кудэ-спектрографом интер-
ферометр Фабри — Перо успешно применялся на 5-мет-
ровом телескопе для изучения межзвездных линий каль-
ция. Угловой размер диафрагмы, стоящей в фокальной
плоскости телескопа, питающего интерферометр Фабри —
тт „ /гг	х \	2 14 2 йинт
Перо (без спектрографа), примерно равен у- • -р- , где
R — спектральное разрешение главного интерферометра,
дающего самое высокое разрешение. Дело в том, что для
подавления нерабочих порядков и уменьшения пропус-
3*	35
кания в крыльях к нему обычно присоединяют 1—2 вспо-
могательных интерферометра и интерференционный
фильтр. При диаметре рабочей части пластин интерфе-
рометра, равном 3 см, и спектральном разрешении
« 5 • 105 такое устройство может работать па 6-метровом
телескопе с входной диафрагмой диаметром около 4",
что совершенно невозможно для классического спектро-
метра. Хотя интерференционные спектрометры и остают-
ся пока устройствами одной линии, они представляются
весьма эффективными при работе на крупных телескопах
с высоким спектральным разрешением даже при плохих
изображениях. В их проблематику в настоящее время
входит изучение межзвездных линий, слабых абсорбций
в планетных спектрах и магнитометрия.
2. КАЧЕСТВО ИЗОБРАЖЕНИЯ, ДАВАЕМОГО КРУПНЫМИ
ТЕЛЕСКОПАМИ
Основным параметром, определяющим эффективность
телескопа, является качество изображения, т. с. диаметр
кружка в его фокальной плоскости, в котором содержится
значительная часть света звезды. Как мы уже видели,
диаметр изображения входит в соотношения, определяю-
щие эффективность телескопа в той же или даже более
высокой (при спектроскопии с узкими щелями) степени,
как диаметр зеркала телескопа.
Для астронома представляет интерес та часть света
звезды, которую инструмент может сконцентрировать в
диафрагме или щели, либо па данном участке фотопла-
стинки, так как при имеющихся в его распоряжении
приемниках излучения и изображения предел регистра-
ции слабых объектов определяется не столько малым ко-
личеством квантов, сколько недостаточным отношением
сигнала к шуму. Особенно ясно это видно при электрофо-
тометрии. Так, например, фотоэлектрический фотометр
хоро-шей конструкции с мультищелочным ФЭУ дает в со-
четании с 60-сантиметровым рефлектором около 100 им-
пульсов (фотоэлектронов) в секунду при регистрации
О
звезды 16™ в спектральной полосе шириной в 1000 А.
Если бы фон неба отсутствовал, то фотометрирование
такого объекта с трехпроцентной точностью потребовало
бы всего 10 секунд и было бы (если отвлечься от пробле-
6
мы наведения) нетрудной задачей. Однако практика по-
казывает, что на многих телескопах достаточно стабиль-
ные отсчеты от звезды можно получить лишь при исполь-
зовании диафрагмы, заметно превосходящей изображение
звезды по диаметру, скажем, 25". Отсчет фона неба при
такой диафрагме оказывается близким к 300 с-1. Это
приводит при 10-секундной экспозиции к шестидесятипро-
центной ошибке в определении блеска звезды 16т, делая
такие измерения практически бессмысленными. Если бы
можно было уменьшить диафрагму до 5", фон упал бы
до 10 с-1 и измерения звезд 16™ делались бы столь же
легко, как без фона. Аналогичная ситуация имеет место
в случае щелевой спектроскопии малой дисперсии, где
приходится открывать щель в соответствии с фактиче-
ским размером изображения, определяемым качеством
оптики телескопа, атмосферной турбулентностью и ошиб-
ками ведения. В случае кудэ-спектроскопии особенно уве-
личивать ширину щели нельзя, так как это ухудшит раз-
решение спектра, а ухудшение изображений сильно
снизит предельную величину доступных спектрографиро-
ванию звезд.
Таким образом, измерение диаметра изображения в
фокальной плоскости телескопа является важной задачей
практической астрофизики; не менее важным является
выделение атмосферной, оптической и вызванной ошиб-
ками механики инструмента компонент этого размытия,
так как вторую и третью из них мы можем в случае не-
обходимости улучшить.
Распределение света в изображении звезды можно из-
мерять визуально, фотографически и фотоэлектрически.
Визуальные оценки диаметров изображений звезд дела-
ются практически каждым наблюдателем, выполняющим
спектроскопические, фотографические или электрофото-
метрические наблюдения. Диаметр изображения звезды
сравнивается с шириной щели спектрографа, диаметром
диафрагмы электрофотометра или биссектором гидирую-
щего микроскопа; на всех этих приборах имеются вспо-
могательные оптические системы — «подсмотры», позво-
ляющие видеть звезду на отражающих щечках щели для
того, чтобы по ней гидировать во время экспозиции, или
через диафрагму электрофотометра перед тем, как изме-
рить ее блеск. Не очень яркая звезда обычно представля-
ется довольно однородным неподвижным диском со срав-
нительно резкими границами. Такие оценки записывают-
ся в журнал телескопа, и на каждой располагающей
крупными инструментами обсерватории их можно найти
в большом количестве. Изображения различного диаметра
встречаются неодинаково часто; распределение визуально
измеренных диаметров изображений звезды в крупном
телескопе близко к логарифмически-нормальной кривой
Видимый диаметр звезды
Рис. 7. Распределение диаметров
изображений звезд 10т, измерен-
ных визуально на 5-метровом те-
лескопе Хэла. По вертикальной
оси отложена частота повторения
изображений данного диаметра.
(рис. 7). Иногда на обсер-
ватории существует своя
шкала качества изображе-
ния, по которой наблюда-
тели оценивают изображе-
ния в баллах (например,
на обсерваториях Маунт
Вилсон — Паломар и Лик-
ской).
Диаметры изображе-
ний, измеренные визуаль-
но, следует отнести к оце-
ненным при короткой эк-
спозиции, так как глаз не
обладает способностью к
накоплению зрительного
восприятия и, кроме то-
го, по-видимому, автома-
тически отслеживает низ-
кочастотные смещения звезды (на строгом определении
понятия короткой экспозиции мы остановимся позже).
Случайные рефракции, гнутие трубы и неправильность
хода часового хода часового механизма телескопа в эту
оценку не входят, хотя их действие также определяет
эффективность инструмента при больших экспозициях.
Фотографические оценки могут также применяться
для измерения диаметра изображений звезд; они, собст-
венно говоря, и являются теми оценками, которые инте-
ресуют астронома-наблюдателя, так как получены с дли-
тельными экспозициями и показывают влияние всех
факторов, ухудшающих изображение звезды. Диаметр
фотографического изображения звезды является некото-
рой функцией ее блеска, свойств фотопластинки, распре-
деления энергии в изображении звезды и фона неба; по-
этому фотографические оценки качества изображения при
исследовании телескопов применяются сравнительно ред-
ко. Правда, иногда делаются и фотометрируются момен-
тальные снимки ярких звезд, но их обработка вызывает
38
определенные затруднения, так как широты фотоэмуль-
сии не хватает для одновременной передачи центра и кра-
ев изображения, и приходится делать несколько снимков
и соединять их фотометрические разрезы. Моментальные
снимки изображений ярких звезд применяются для
спекл-интерферометрии (см. ниже).
Фотоэлектрическим методом измерять концентрацию
света в изображении звезды проще всего. Для этой цели
можно разработать специальную аппаратуру, но можно
успешно использовать и существующие фотоэлектриче-
ские фотометры или экспонометры, измеряющие коли-
чество прошедшего через щель спектрографа света. В
общем, нужно иметь фотоэлектронный умножитель, ре-
гистрирующий свет звезды, и закрывать тем или иным
способом разные части ее изображения. Иногда звезде
дают зайти суточным движением за край диафрагмы
электрофотометра, иногда, раскрывая щель, измеряют
измерение проходящего через нее потока. Построив изо-
бражение звезды на ирисовой диафрагме и открывая ее,
нетрудно установить, какая доля света находится в
кружке данного диаметра.
Фотометрические методы следует отнести к быстрым:
хотя они в своих простейших разновидностях не позво-
ляют компенсировать быстрые смещения положения
центра изображения звезды, но с их помощью легко
изучить, если это потребуется, ошибки ведения телеско-
па и их влияние на точность фотометрии.
Оценки, выполненные различными методами, следует
сравнивать друг с другом, чтобы, пользуясь, например,
визуальными оценками, все же знать истинное положе-
ние вещей и выбирать программу спектральных иссле-
дований или фотографирования в соответствии с возмож-
ностями инструмента в данную ночь.
Взаимная калибровка фотоэлектрических и визуаль-
ных оценок качества изображения была выполнена в
начале 30-х годов на обсерватории Маунт Вилсон для
2,5-метрового телескопа, когда там велись работы по
усовершенствованию кудэ-спектрографов [6]. Именно
тогда, по-видимому, астрономам этой обсерватории стала
ясна большая роль качества изображения при фотогра-
фировании и спектрографировании, что привело в конце
концов к формулировке основных соотношений, опреде-
ляющих эффективность телескопа и изложенных в гл. 1.
Фотометрические измерения распределения яркости в
39
изображениях звезд велись в период с 1933 по 1939 г.
в фокусе кудэ 100-дюймового телескопа обсерватории
Маунт Вилсон. Использовались три способа сканирова-
ния изображения звезды.
В первом способе измерялся световой поток, прошед-
ший сквозь щель спектрографа в зависимости от ее ши-
рины. Щель сначала полностью закрывали, а затем от-
крывали шагами по 5 мкм. Величину проходящего через
щель светового потока откладывали в функции ее шири-
ны до тех пор, пока он не переставал расти с расшире-
нием щели. Отклонений от линейности до ширины
щели в 100 мкм (~0",3) при тех атмосферных услови-
ях, в которых эти измерения делались, не было обнару-
жено. Линейность сохранялась иногда до ширины щели,
соответствующей примерно 50% потока; наибольшие
отклонения от линейности наблюдались при хороших
изображениях. Результаты этих измерений приведены
на рис. 8, а для тех ширин щели, которые применялись
при наблюдениях спектров звезд на кудэ-спектрографе
100-дюймового рефлектора со средней и высокой диспер-
сией. Даже при сравнительно хороших изображениях
(изображений лучше 5 по шкале обсерватории практи-
чески не бывает) в спектрограф входит весьма небольшая
доля (« 10%) излучения звезды.
Второй способ состоял в том, что изображение звезды
сканировалось маленькой диафрагмой, за которой был
расположен фотоэлемент. Диафрагма имела размер
0,1 ХОД мм (0",ЗХ0",3) и была образована щелью
спектрографа и «ласточкиным хвостом» на ней. Изоб-
ражение звезды смещалось по этой диафрагме качаю-
щейся кварцевой пластинкой, которая обычно служит для
расширения спектров. Фокус ставился по максимальному
отбросу гальванометра для центра изображения. Изобра-
жение смещалось шагами одинаковой величины, пока от-
счет не уменьшался до 5% от максимального. Быстрые
изменения качества изображения искажали записи; по-
этому на рис. 8, б приводятся сглаженные кривые.
Кроме того, качество изображения измерялось с помо-
щью 14 сменных диафрагм с диаметрами от 0,11 до
17,52 мм, высверленных по окружности диска, что позво-
ляло их легко менять. Для каждой диафрагмы изображе-
ние устанавливалось по обеим координатам и фокусиро-
валось, пока отсчет не становился максимальным. Бра-
лись разности отсчетов, соответствующих соседним диаф-
40
рагмам; они откладывались как функции радиуса соот-
ветствующей кольцевой зоны. Полученные таким образом
результаты оказались в согласии с предыдущими. Свето-
вой поток, прошедший через диафрагму или щель, изме-
рялся с помощью газополного фотоэлемента (ФЭУ тогда
Рис. 8. а) Количество света, проходящего в щель кудэ-спектрогра-
фа 2,5-метрового рефлектора обсерватории Хэла, в зависимости от
ее ширины и визуально оцененного диаметра изображения звезды.
б) Распределение эйергии в изображении звезды, построенном тем
же рефлектором для визуально оцененного качества изо-
бражения. Крестики — распределение Гаусса.
в астрономии еще не применялись) с усилителем. Измере-
ния велись при разном качестве изображения, и их ре-
зультаты сравнивались с применяемой на обсерватории
визуальной 6-балльной шкалой качества изображения.
Результаты измерений показаны на рис. 8. Мы видим,
что распределение света в изображении близко к гауссо-
41
ву, и что доля света, проходящего через щель спектрогра-
фа данной ширины, весьма сильно зависит от качества
изображения. Становится ясным, почему более эффектив-
ными с данным телескопом являются спектрографы, спо-
собные работать без потери спектрального разрешения с
более широкой щелью. Так как разрешение в звездных
спектрографах определяется фотоэмульсией или экраном
ЭОПа, следует для работы с щелями максимальной шири-
ны при данной дисперсии применять возможно более
светосильные камеры и, следовательно, диспергирующие
элементы с максимальной угловой дисперсией. В настоя-
щее время такими элементами являются эшели, ощутимо
превосходящие угловой дисперсией традиционные диф-
ракционные решетки.
Данные о качестве изображения в прямом фокусе
5-метрового телескопа обсерватории Паломар можно
найти в [6]. Здесь для довольно значительного периода
наблюдений дано распределение диаметров изображений
звезд Ю"‘, измеренных визуально (см. рис. 7). В этой же
работе приведены фактически используемые диаметры
диафрагмы фотоэлектрического фотометра, при которых
измерения яркости звезд оказываются достаточно надеж-
ными. Эти диаметры в несколько (~ 5) раз больше диа-
метра изображения звезды, оцененного визуально; если
выбрать диаметр диафрагмы меньшим, точность фото-
электрических измерений блеска уменьшится из-за того,
что изображение звезды, смещаясь относительно центра
диафрагмы, временами выходит своими крыльями за ее
границы, и отсчет изменяется. Блуждание изображения
звезды, не очень заметное визуально (глаз его инстинк-
тивно компенсирует), может быть вызвано случайными
рефракциями и неточностью часового ведения телескопа
(рис. 9).
Рассмотрим гистограммы качества изображений, да-
ваемых другими крупными телескопами. Визуальные
оценки, сделанные на щели кассегреновского спектрогра-
фа 1,5-метрового рефлектора обсерватории Ла Силла в
Чили дают гистограмму, показанную на рис. 10. Визуаль-
ные гистограммы качества изображений телескопов Крым-
ской обсерватории и установленных в том же районе
телескопов Астрономического института имени Штерн-
берга [7] приведены на рис. И. Подобные гистограммы
были использованы для калибровки двухлучевого прибора
(ДЛП) для исследования астроклимата, причем оказалось,
42
что он дает гистограмму качества изображения того же
вида. По одновременным оценкам качества изображения
в телескопе и в ДЛП были построены гистограммы каче-
ства изображения для астроклиматического прибора и
двух телескопов; формы кривых совпали, и оставалось
лишь сравнить их средние значения. Такая калибровка
показывает, какие визуальные диаметры изображений
Рис. 9. Минимальный диаметр диафрагмы фотоэлектрического фо-
тометра, которую можно без ухудшения точности фотометрии при-
менять па 5-метровом рефлекторе обсерватории Хэла при различ-
ном измеренном визуально качестве изображения: ои превосходит
видимый диаметр изображения звезды в несколько раз.
можно ожидать на данном телескопе, если его установить
в месте, исследованном с помощью астроклиматического
прибора.
Оценки двухлучевого прибора, прокалиброванные та-
ким образом, стали приниматься за диаметр изображения
звезды в крупном телескопе, содержащем значительную
часть, скажем, 80%, собранного телескопом света, что
впоследствии оказалось не соответствующим действитель-
ности.
Первая фотоэлектрическая оценка концентрации света
в изображении, даваемом 125-сантиметровым рефлекто-
ром ГАИШ, была сделана в 1970 г. В. М. Лютым. Он
изучал распределение яркости в некоторых галактиках,
используя различные диафрагмы своего электрофотомет-
ра, а для того, чтобы учесть качество изображения теле-
скопа, делал те же измерения для звезды сравнения 11т.
Оказалось, что если принять за 100% излучение звезды в
43
Рис. 10. Визуальные оценки диаметра изображения звезды па ще-
ли кассегреновского спектрографа 1,5-метрового телескопа ESO, ус-
тановленного в башне высотой 17,5 м; а) дифференциальная и
б) интегральная гистограммы.
125-см рефлектор
60-см рефлектор Цейса,
ГАИШ, Крым
Я фотоэлектрическое
измерение
266 визуальных оценок
6" 7" 8" 8" 10" 11"
Диаметр изображения,визуальный или фотоэлектрический(Идо')
Рис. 11. Визуальные оценки диаметра изображений звезд на 125-
сантиметровом рефлеторе ЗТЭ ГАИШ (звезды слабее 10т) и 60-
сантиметровом рефлекторе Цейса ГАИШ (звезды 9—13т) и фото-
электрические измерения Z^so для этих же телескопов.
диафрагме 30", то 80% света концентрируется в кружке
диаметром 6—7".
Сильное противоречие этого результата данным о ка-
честве зеркала, определенного методом Гартмана [8],
и визуальной оценки для типичных изображений 125-сан-
тиметрового телескопа заставило предпринять более де-
тальные фотоэлектрические измерения распределения
света в изображении звезды. В 1974 г. А. Э. Гурьянов
измерил с помощью фотоэлектрического астроклимати-
ческого прибора астроклимат из-под купола 125-санти-
метрового рефлектора, ошибки его часового ведения и
получил около десятка фотометрических разрезов изобра-
жений звезд. Измерения велись следующим образом: не-
прозрачный прямоугольный экран с острым краем —
нож — устанавливался в направлении суточного движе-
ния; изображение звезды прогонялось по склонению дви-
гателем тонкой коррекции телескопа таким образом, что
постепенно закрывалось ножом; на самописце записы-
вался сигнал стоящего за ножом ФЭУ. По кривой закры-
тия звезды вычислялось распределение света в ее изобра-
жении; полученная концентрация энергии показала ка-
чественное согласие с результатами В. М. Лютого [9].
Эти исследования были продолжены в 1975 и 1976 гг.
Н. И. Шамариным, который применил для измерения рас-
пределения яркости в изображениях звезд фотометр с
пульсирующей диафрагмой. Увеличенное микрообъекти-
вом изображение звезды проектировалось на ирисовую
диафрагму, раскрытие которой было жестко синхронизи-
ровано с разверткой осциллографа, регистрирующего фо-
тоток ФЭУ. Схема этого прибора приведена на рис. 12, а
образец записи на рис. 13. Кроме 125-сантиметрового
телескопа был также исследован установленный, на рас-
стоянии нескольких десятков метров от него 60-санти-
метровый телескоп Цейса. Этот телескоп установлен на
такой же высоте над поверхностью почвы в башне анало-
гичной конструкции. С кривых, подобных показанной на
рис. 13, снимался 79во — диаметр кружка, содержащего
80% излучения звезды. За 100% принималось излучение
в кружке диаметром 35". Результаты исследования пока-
заны на рис. 11, где гистограммы качества изображения
обоих телескопов практически не перекрываются; гисто-
грамма телескопа Цейса сдвинута относительно гисто-
граммы 125-сантиметрового телескопа в сторону хороших
изображений на 3",5.
45
. диафрагма L-I ЛиНзаФаб’ри
Минрообзектив	'
ФЭУ
От телескопа
Увеличенное /
Изображение изображение звезд»/
звезды
Потенциометр,	—
Жестко связанный
с механизмам	—
ирисовой диафрагмы
Осциллограф
Источник
питания
м ой пля 2ппХ^ОТОЭЛеКТРИ’'ССкого устройства с ирисовой диафраг-
д я определения распределения энергии в изображении звезды.
Рис. 13. Вверху: запись распределения энергии в изображении
звезды, полученная на установке с ирисовой диафрагмой. За 100%
принято излучение звезды в диафрагме диаметром 35"; внизу:
сравнение с распределением Гаусса. Измерения с О80 = 1",65
взяты по [10].	’
Выяснение и устранение причины этого различия (ско-
рее всего, улучшение оптической системы 125-сантимет-
рового телескопа, а также поиск и устранение близких к
телескопу теплойых возмущений) даст возможность уве-
личить эффективность 125-сантиметрового телескопа при-
мерно вдвое по сравнению с существующей, так как ат-
мосферная турбулентность вдали от телескопа вполне
позволяет это сделать.
Следует отметить, что сравнение измеренного описан-
ным выше способом качества изображения с интерферо-
метрическим исследованием атмосферной частотно-кон-
трастной характеристики на 60-сантиметровом телескопе
Цейса позволяет думать, что и его оптика недостаточно
совершенна и может быть несколько улучшена.. Таким
образом, не вызывает сомнения необходимость количест-
венного исследования распределения энергии в изобра-
жениях звезд, даваемых крупными телескопами, с целью
выявления эффектов, подобных описанному выше.
Эти же измерения показывают, что калибровка астро-
климатических приборов по визуальным оценкам изобра-
жения в крупных телескопах имеет весьма и весьма огра-
ниченную ценность. Действительно, к какой из кривых
рис. 11 следует отнести показания астроклиматического
прибора, если мы хотим использовать его для количествен-
ных измерений, например, для сопоставления с измере-
ниями флюктуаций температуры в приземном слое атмо-
сферы? Поэтому в последнее время, с появлением дающих
количественные отсчеты фотоэлектрических приборов для
исследования астроклимата, начинает применяться их
расчетная калибровка. Исходя из гауссова распределения
света в изображении звезды (а других распределений па
крупных телескопах при хорошем качестве зеркал пока
не обнаружено), можно чисто аналитически связать по-
казания астроклиматического прибора с D&0 для доста-
точно большого зеркала идеального качества с устранен-
ными местными термическими помехами. Измерения на
прокалиброванном таким образом приборе показывают
астроклиматический потенциал исследуемого пункта, т. е.
качество изображения, которое в принципе можно полу-
чить на установленном в нем телескопе с очень хорошей
оптикой, при точном ведении и сведенными к минимуму
местными тепловыми помехами. Несколько забегая впе-
ред, заметим, что астроклимат, измеренный так прока-
либрованным фотоэлектрическим прибором, дает гораздо
47
более реалистическую гистограмму качества изображения,
чем двухлучевые приборы с калибровкой по визуальной
гистограмме качества изображения крупного телескопа.
Вероятно, вид визуальных гистограмм па рис. 11
объясняется какими-то особенностями зрительного восприя-
тия при измерении, дифференциального дрожания двух
дифракционных изображений или диаметра пятна с нор-
мальным распределением яркости. Было бы чрезвычайно
интересно смоделировать такие изображения с известны-
ми параметрами и изучать реакцию на них глаза коли-
чественно.
Весьма важным нам представляется также измерение
концентрации света в изображении звезд у возможно
большего числа телескопов. Распределение света в изо-
бражении, обусловленное аберрациями оптики и атмо-
сферной турбулентностью, легко изучить на обычном
электрофотометре. Для этого телескоп наводится па дос-
таточно яркую медленно движущуюся звезду и закреп-
ляется; звезде дают зайти за край достаточно большой
диафрагмы, записывая через каждые несколько секунд
значение фототока ФЭУ или показания счетной схемы,
которую следует включить таким образом, чтобы она де-
лала перерывы определенной (скажем, 5-секундной) про-
должительности между экспозициями. Несколько кривых
затмения звезды 9™,5 класса АО 10NPS (скорость
О",078 с-1), полученных на телескопе Цейса Ташкентско-
го астрономического института, установленном на горе
Майданак, показано на рис. 14. Сопоставление этих кри-
вых (из которых в предположении гауссова распределе-
ния яркости легко получить D&0) с независимыми изме-
рениями атмосферной турбулентности фотоэлектрическим
прибором или установленным на исследуемом телескопе
интерферометром, позволят разделить влияние аберраций
оптической системы и влияние атмосферы. Результаты
сканирования гауссовой звезды разными методами при-
ведены на рис. 59 (см. стр. 151).
Представляет интерес остановиться еще на двух не-
давно опубликованных работах, посвященных измере-
нию распределения энергии в построенном телескопом
изображении звезды. В 1975—1977 гг. группа астрономов
обсерватории Хэла изучала на 1,5- и 5-метровом рефлек-
торах Паломарской обсерватории распределение яркости
в центральной части галактики М 87 [10]. Применялись
различные многоэлементные приемники изображения, в
48
Рис. 14. Фотометрические
разрезы звезды 10 NPS для
разного качества изображе-
ния, полученные на 60-
сантиметровом рефлекторе
Цейса Ташкентского аст-
рономического института.
Разрезы с одинаковым ка-
чеством изображения ос-
реднялись.
том числе мозаика из 400 X 400 фотоэлементов с зарядо-
вой связью (CCD). Распределение
слабой звезды при сравнительно
условиях, построенном 5-метро-
вым телескопом в прямом фо-
кусе (с корректором в системе
V), измеренное с помощью упо-
мянутого выше приемника,
приведено на рис. 15 в виде
Z(r); мы видим, что оно не от-
личается от гауссова до Кг) ~
«1 % от максимальной. Рас-
пределение яркости в изобра-
жении этой звезды представле-
но выражением
Цг) = 10е-^°
при о = 0 " ,46 ± 0 " ,01.
Из рис. 15 мы видим, что
хорошие измерения Кг) осуще-
ствить довольно трудно; следу-
ет обеспечить отсутствие оши-
бок центрирования, хорошее
пространственное разрешение
и значительный динамический
диапазон регистрирующего уст-
ройства.
Действительно, если относи-
тельно слабые внешние части
гауссова профиля будут зама-
скированы, скажем, областью
недодержки фотоэмульсии или
шумами приемника, мы легко
сможем получить двухкомпо-
нентную модель звездного изо-
бражения, состоящую из «пи-
ка» и «крыльев». При фотогра-
фическом или визуальном на-
блюдениях можно «подрезать»
периферию гауссова распреде-
ления, выведя ее в область не-
додержек пли за порог чувствительности глаза при дан-
ной освещенностп, или просто не обращать на нее внима-
нпя, приняв за 100% излучение в диафрагме данногв
энергии в изображении
хороших атмосферных
4 п. в, Щеглов
49
^Измерения
-[--Распределе-
ние!аусса
$ 17

18 -
сз
§ -
119 -
&
I 20-
Па
А>
21 -
Фотометричес-
кая система V
(желаемого) размера. Один из' астрономов, занимающихся
исследованием крупных зеркал, назвал в свое время
этот способ «методом реостата», так как уменьшение
блеска искусственной звез-
ды заметно улучшает на-
блюдаемый визуально че-
рез нуль-корректор абер-
рационный диск зеркала
(рис. 16).
В 1977 г. А. М. Чере-
пащук с сотрудниками ис-
следовал структуру изо-
бражения звезды в трех
телескопах: 175-сантимет-
ровом рефлекторе обсерва-
тории Перкинс, 70-санти-
'1"	10"	100"	метровом рефлекторе Го-
Рис. 15. Зарегистрированный мно-	обсерватории
гоэлементным приемником с за- АН У СОР И 4о-сантимет-
рядовой связью фотометрический ровом рефлекторе ГАИШ,
профиль изображения звезды на установленном вблизи Ал-
5-метровом телескопе Хэла при ма_Аты (для последнего
хорошем качестве изображения.	14
Крестики — распределение Гаус- авторы выполнили фото-
са.	электрические измерения
сами [11]).
Авторы [11] считают, что «изображения звезд в фоку-
сах исследованных телескопов имеют обычно довольно
сложную двухкомпонентную структуру, практически не
Рис. 16. Снимки двойной звезды HD 87892, полученные на 3,66-мет-
ровом рефлекторе ESO с экспозициями 5, 10 и 20 с. Разрешающая
способность, определенная по слабому компоненту двойной звезды,
значительно выше, но основная его часть не зарегистрирована из-
за недодержки; недодержанные изображения звезд как бы улучша-
ют разрешение телескопа.
зависящую от длины волны. Однако когда атмосферная
Турбулентность начинает превалировать над всеми други-
50
ми (приборными) источниками размытия, распределение
энергии в изображении звезды (точечного источника) хо-
рошо аппроксимируется гауссовой кривой». Для Алма-
Атинского 48-сантиметрового телескопа ГАИП1 при изо-
бражениях, когда расстояние До,5 между точками с
Кг) = О,5/о составляло примерно 6", распределение ока-
зывалось гауссовым. При До,5 = 1,5 — 2" на всех трех ис-
следованных телескопах уверенно наблюдается двухком-
понентная структура изображения. К сожалению, в 111]
отсутствуют исследования качества зеркал телескопов и
астроклимата в момент определения Кг), что было бы
весьма полезно для разделения аберрационной и атмо-
сферной компонент Кг). Без таких измерений выводы ав-
торов о качестве зеркал исследованных телескопов при
относительно Хороших изображениях кажутся несколько
интуитивным.
В работе [11] приводятся аргументы в пользу предло-
женного в свое время на Голосеевской обсерватории АН
УССР метода сканирования изображения звезды узкой
щелью; он свободен от ошибок центрирования и позво-
ляет легче выявить негауссов пик (если он существует)
после соответствующей математической обработки; при
сканировании изображения ножом выявить негауссов пик
труднее.
Авторы [И] считают наиболее выгодным для звездной
фотометрии случай гауссова распределения Кг); при этом
при измерении слабой звезды на фотометре без темнового то-
ка £>Опт = Doj. Для негауссовых распределений диафраг-
му приходится брать больше.
Упомянутая выше работа приводит, таким образом,
серьезные аргументы в пользу того, что ошибки поверх-
ности зеркал современных рефлекторов должны быть по
возможности меньше минимальных атмосферных искаже-
ний волнового фронта в месте их установки, и это уже
давно стало правилом для любой хорошей обсерватории.
В 1971 г. была опубликована попытка построить про-
филь звездного изображения до расстояния 6° от его
центра [12]. Были использованы следующие данные:
1)	фотографические разрезы изображений звезд, сфо-
тографированных при хороших атмосферных условиях в
кассегреновском фокусе 152-сантиметрового рефлектора
обсерватории Маунт Вилсон;
2)	измерения диаметров звезд разного блеска на
снимках Паломарского обзора; диаметры измерялись ви-
4*	51
зуально лупой со шкалкой по некоторой определенной
плотности изображения, интенсивность которой опреде-
лялась по фотометрическим разрезам изображений эл-
липтических галактик;
3)	фотометрические данные Вокулера, которые ложат-
ся на прямую так хорошо, что отдельных точек наносить
нет смысла;
4)	яркость околосолнечного ореола из обзора ван де
Холста.
После приведения объекта к одной яркости между
различными группами данных получилось неплохое со-
гласие, о котором можно судить по рис. 17. На нем по-
0 Т 1	3 Ю 30 100 300 1(4	Ю'1 о

Расстояние от центра
звезды, о"
lg 1
5

$
ю
-4
15
20
25
зо^-
^-Фотометрические разрезы х
изображения звезды по снимку
в касс, фо ну се. 00"рефлектора	>
х »~Диаметрызвезд Пономарского
обзора
---"Измерения Вокулера
Л -Яркость околосолнечного ореола
+ "Пятиметровый рефлектор
-8
-8
40
42
Рис. 17. Распределение энергии в построенном телескопом изобра-
жении звезды. Его гауссова часть может изменять свою ширину
в зависимости от астроклимата и качества оптики телескопа.
казаны также результаты фотоэлектрических измерений
распределения яркости в звездном изображении, постро-
енном 5-метровым телескопом, о которых говорилось
выше.
52
Мы видим, что до величины /(г) « 1О~27о кривая пред-
ставлена распределением Гаусса; эта ее часть меняется
в зависимости от аберраций зеркала телескопа, его веде-
ния и астроклимата. На краю гауссовой области яркость
падает несколько медленнее, чем г~2; по-видимому, это
может быть объяснено характером свертки колмогоров-
ской структурной функции на апертуре телескопа, кото-
рая имеет крылья, несколько более широкие, чем у нор-
мального распределения. Далее, при 7(г) « 1О-47о яркость
начинает убывать как г-2, и этот ореол содержит около
5% света звезды. Происхождение ореола не совсем ясно
и носит, по-видимому, дифракционный характер. Он ме-
шает наблюдателям двойных звезд и слабых спутников
планет; представляет интерес выяснить, будет ли он на-
блюдаться при внеатмосферных наблюдениях.
Таким образом, изучать Z(r) нужно и дальше, так как
в изложенных выше данных разных авторов полного со-
гласия, как мы видим, нет. Хорошие измерения подобно-
го рода дают информацию о возмущающем воздействии
атмосферы и в ряде случаев указывают на необходимость
исследования (и улучшения) оптики телескопа.
Представляется весьма важным принимать при этих
измерениях за 100% излучение звезды в кружке опреде-
ленного размера, например, в кружке диаметром 30".
Довольно часто можно слышать о фотоэлектрических
оценках концентрации, когда, например, «100% света
звезды находятся в кружке диаметром 2"».
Таким образом, гауссово ядро у телескопов с не
очень плохим качеством зеркала вызвано атмосферой и
занимает несколько угловых секунд; дальше на несколь-
ко градусов тянутся крылья дифракционного характера.
В случае плохих зеркал мы видим картину их аберра-
ций, которая, очевидно, может иметь какой угодно вид
и какие угодно размеры.
Интересно посмотреть, какова структура изображения
звезды, построенного очень хорошим зеркалом в очень
спокойной атмосфере, например, при лабораторном его
исследовании. Очевидно, изображение будет приближать-
ся к дифракционному.
Количественно этот вопрос был исследован в 1962 г.
Шеффлером [13]. Основная идея, положенная в основу
оценок, о которых речь пойдет ниже, чрезвычайно прос-
та. Представим себе реальное зеркало, отличающееся от
идеально параболического тем, что на нем есть более или
53
менее плавные углубления и выпуклости. У хорошего
зеркала их мало и они неглубоки и невысоки, у плохого
ими занята почти вся отражающая поверхность. Их мож-
но охарактеризовать средней амплитудой и средним раз-
мером (рис. 18). Если
Идеамное зеркала
осветить такое зеркало неискажен-
ным волновым фронтом от звез-
ды или искусственной звезды
через нуль-корректор, оно по-
строит изображение, состоящее
из двух компонент — ядра, близ-
кого к дифракционному, обра-
зованного отражением от не-
искаженной части зеркала,
и ореола вокруг него, куда по-
пали отражения от впадин и
бугров. Соотношение между яд-
ром и ореолом, будет, очевид-
------ Реальное зеркало
___! Участки реального зер-
кала, радотающие как
идеальные
Я'й'аи Участкиреального зеркала,
отражающие свет не в фо-
кус F
но различным в зависимости
от величины неиспорченной ча-
сти поверхности зеркала, а так-
же от радиуса корреляции и
амплитуды ошибок поверхно-
сти зеркала. Расчет этого эф-
Рис. 18. Реальное зеркало
может собрать некоторую
часть падающего на него
света в дифракционном
изображении.
фекта дает результаты, пока-
занные на рис. 19. Мы видим,
что после того как ошибки зер-
кала (и волнового фронта) ока-
зываются уменьшенными при-
мерно до 0,05 X, наблюдается практически неискаженная
дифракционная картина. И обратно, по отклонению ди-
фракционной картины от идеальной можно сказать кое-
что об амплитуде ошибок зеркала и характерных разме-
рах его участков с такими ошибками. Измерение вида
дифракционной картины, даваемой зеркалом, является в
настоящее время одним из важных методов изучения
в лаборатории характера его поверхности [14].
Следует заметить, что аналогичные соображения бы-
ли высказаны радиоастрономами, стремящими^ наблю-
дать на зеркалах данного качества (т. е. с данными от-
клонениями от идеального параболоида) на все более и
более коротких волнах. Соответствующие расчеты и.экс-
перименты, выполненные радиоастрономами, вполне со-
гласуются с результатами, полученными для оптических
зеркал.
54
Е	Диаметр зерцала 100 см
:	Радиус корреляции ошибок
_ поберхноста 5 см
Расстояние от центра изображения
Рис. 19. Распределение энергии в построенном реальным зеркалом
изображении звезды в зависимости от амплитуды и радиуса кор-
реляции ошибок его поверхности. При исследовании в лаборато-
рии можно оцепить ошибки поверхности зеркал по характеру по-
строенного им дифракционного изображения.
Таким образом, и здесь мы видим ядро и крылья, но
масштаб картины здесь дифракционный — для крупного
зеркала десятые и сотые доли угловой секунды. При на-
блюдениях через атмосферу, когда искажения волнового
фронта в десятки, если не в сотни раз хуже, дифракци-
онные изображения на крупных телескопах практически
никогда не наблюдаются, но появляется свое (атмосфер-
ное) ядро изображения с характерным размером в не-
сколько секунд -и свои (пока не совсем ясного происхож-
дения) крылья, начинающиеся с расстояния в несколько
десятков секунд от его центра. Знать вид изображения,
даваемого зеркалом, необходимо для изучения характера
его поверхности; без знания же структуры атмосферного
изображения невозможно правильно проводить фотомет-
рические измерения.
Таким образом, астрономам следует делать больше
количественных измерений распределения яркости в
изображениях звезд, построенных телескопами в разных
условиях, калибровать по этим измерениям столь расп-
ространенные на обсерваториях визуальные оценки ка-
чества изображения и использовать другие, например,
интерферометрические методы оценки искажающего дей-
ствия оптики и атмосферы, а также тщательно исследо-
вать оптические системы своих телескопов.
3. ОПТИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ СОВРЕМЕННЫХ КРУПНЫХ
ТЕЛЕСКОПОВ
Оптическая система телескопа собирает свет небесных
объектов на фотопластинке, щели спектрографа или диа-
фрагме фотометра. Для наблюдения слабых объектов те-
лескоп должен быть достаточно велик, чтобы собрать мно-
го фотонов и чтобы его разрешающая способность
не определялась дифракцией. Как мы уже видели выше,
качество оптической системы современного телескопа
должно быть таким, чтобы даже в самых лучших атмос-
ферных условиях не оно лимитировало разрешающую
способность эксперимента; поле зрения должно быть
по возможности большим, а светосила (или светосилы
разных фокусов) должна быть согласована со свойствами
применяемых приемников изображения. Излишне го-
ворить, что оптическая система крупного телескопа долж-
на быть стабильна, т. е. ее хорошие свойства не должны
ухудшаться во время наблюдений в зависимости от
56
положения наблюдаемых объектов над горизонтом и от
изменения температуры вблизи инструмента. И, наконец,
оптическая система крупного телескопа должна быть
осуществима с необходимой точностью на уровне техно-
логии той обсерватории и той страны, где она строится.
Оптическая система телескопа начинается с расчета.
Задачи, стоящие перед современным расчетчиком астро-
номической оптики, трудны и многообразны, но велики
и его возможности, обусловленные как хорошей разра-
боткой проблемы в эпоху аналитических расчетов, так
и широким использованием современных ЭВМ. Прежде
всего необходимо выбрать оптическую схему инструмен-
та, удовлетворяющую требованиям астрономов, затем де-
тально рассчитать ее,~ёе вспомогательные системы и оп-
тические устройства, с помощью которых она будет кон-
тролироваться при изготовлении. Затем необходимо найти
допустимые значения расцентрировок оптической систе-
мы, которые неизбежно должны возникнуть при поворо-
те инструмента, и сообщить их конструктору механиче-
ской системы телескопа, чтобы он обеспечил их соблюде-
ние. При расчете оптики нужно также выяснить, какие
юстировочные движения оптических элементов телескопа
следует предусмотреть и какие юстировочные приемы
нужно применить для того, чтобы все его оптические си-
стемы могли работать нормально. Все это очень важно,
и, как показывает опыт, первоклассные результаты полу-
чаются лишь на тех крупных инструментах, оптика ко-
торых хорошо отъюстирована, которые установлены в
хороших атмосферных условиях, снабжены эффективны-
ми приемниками излучения и изображения, и на кото-
рых работают достаточно квалифицированные астрономы.
Выбор оптической системы для получения тех или
иных ее параметров в принципе трудностей не представ-
ляет; великие оптики прошлого дали множество анали-
тических решений, которые можно непосредственно ис-
пользовать. Поиски новых видов оптических систем не
прекращаются, однако, и по сей день. В телескопах по-
следнего, третьего поколения повсеместно применяется
предложенная еще в 20-х годах нашего века апланати-
ческая система Ричи—Кретьена с главным гиперболиче-
ским зеркалом, обеспечивающая значительно большее,
по сравнению с параболическими телескопами, поле зре-
ния. Эта система хорошо соответствует идее регистрации
слабых изображений, изложенной в начале этой книги
57
и состоящей в том, что астрономические сюжеты следует
регистрировать в условиях, позволяющих зафиксировать
по возможности максимальное количество квантов — до-
статочно длинный фокус, максимально возможная экспо-
зиция, фотоэмульсия с хорошим квантовым выходом и,
разумеется, регистрация фона неба. Для основной астро-
номической эмульсии (ЮЗаО) первых послевоенных деся-
ти-двадцати лет это соответствовало, как мы уже знаем,
светосиле телескопа ~ 1:8 при двухчасовой экспозиции
без фильтра.
Светосилу 1: 8 очень хорошо можно осуществить в
кассегреновской комбинации систем Ричи — Кретьена
(R — С) даже для диаметров 3—4 м. Речь здесь идет, ра-
зумеется, не о достижении большого поля хороших изоб-
ражений при расчете,— бумага терпит, как известно,
все,— а о том, что требуемые подобной системой гипер-
болические зеркала реально осуществимы.
Как известно, в первые послевоенные годы было ус-
пешно закончено изготовление пятиметрового зеркала
светосилой 1 : 3,3. Так как гиперболические зеркала
астрономических телескопов системы R —С не намного
сложнее в изготовлении (трудность изготовления зерка-
ла определяется его асферикой, которая равна
~ 10~3DA3e2, где D — диаметр зеркала, А — его светосила
и е — эксцентриситет), возражения, задерживавшие лет
15 назад широкое распространение R — G-телескопов, но-
сили, пожалуй, больше психологический характер.
И действительно, как можно работать с телескопом, глав-
ное зеркало которого, в отличие от параболоида, само по
себе не строит изображения звезды?
Кроме того, о R — С-телескопах распускали слухи,
что они очень чувствительны к разъюстировкам, что их
зеркала чрезвычайно трудны в изготовлении, и что поле
зрения в фокусе кудэ этих систем очень мало. Расчета-
ми эти соображения, как часто бывает в такого рода по-
лемике, не подкреплялись. Количественный анализ про-
блемы показал, однако, что хотя хорошего изображения
звезды на оси гиперболическое зеркало не дает, коррек-
тор поля для такого зеркала осуществить легче, чем для
параболического.
В прямом фокусе крупного R — С-телескопа с по-
мощью трехлинзового корректора можно осуществить
поле диаметром ~1° с изображениями, лучшими 0",5,
в кассегреновском же 3(У с изображениями ~ 0" ,3.
68
В кассегреновском фокусе современных R — С-телеско-
пов размер поля практически определяется размерами
фотопластинок, которые уже достигают 50 X 50 см.
Асферика R — С-гиперболоида (максимальное откло-
нение зеркала от касающейся его в центре сферы), дей-
ствительно, примерно на 20% больше, чем у параболоида
такого же диаметра и фоку-
са. Однако искусство опти-
ков совершенствуется (рис.
20), и осуществление перво-
классных гиперболических
зеркал диаметром 3—4 м не
вызвало, как мы увидрмни-
А*
• - параболоиды
же, непреодолимых трудно-
стей. Расчет показал также, ио
что нри одинаковой светоси-
ле чувствительность к де-
центрировкам у параболиче-
ских и R—С-телескопов при-
мерно одинакова. И, нако-
нец, поле хороших изображе-
ний в фокусе куда у аплана-
тических телескопов меньше,
чем у параболических, но все
Рис. 20. Асферика главных
зеркал современных крупных
рефлекторов.
же достаточно велико.
Сейчас это уже «дела давно минувших дней», и пара-
болических телескопов практически больше не строят; во
многих странах успешно работают крупные п весьма
эффективные R — С-телесконы нового поколения, уверен-
но перешедшие рубеж 24-й звездной величины, а скеп-
тики, ждавшие «как это у них получится», потеряли не-
сколько драгоценных лет для осуществления своих про-
ектов, если таковые у них имелись.
Единственное обстоятельство, которое было не сов-
сем ясно в эпоху разработки требований к оптическим
системам новых телескопов, но на которое указывали
наиболее дальновидные астрономы,— это возможность по-
явления новых эмульсий с меньшей чувствительностью,
лучшей способностью к накоплению и хорошим кванто-
вым выходом. Такие эмульсии даже при современных
методах гиперсенсибилизации, пожалуй, не могут про-
явить всех своих хороших качеств при светосиле 1:8;
с ними лучше работать в прямом фокусе со светосилой
1: 3—1: 4. В настоящее время они получили широкое
59
распространение, и работают с ними в основном в пря-
мом фокусе R — С-телескопов и на камерах Шмидта,
Не исключено, что следовало затратить больше уси-
лий для создания, если это возможно, более широко-
угольных по сравнению с имеющимися, корректоров пря-
мого фокуса, который внезапно оказался весьма полезен
для работы на новых эмульсиях. Так или иначе, светоси-
лы оптических систем новых R—С-телескопов (1:3;
1: 7,5; 1: 30) соответствуют в настоящее время оптималь-
ному использованию современных приемников изобра-
жения и спектрографов.
Другой аспект расчета оптической системы — это не-
обходимость обеспечить контроль формы поверхностей
его зеркал во время изготовления и при работе телескопа.
Если в наши дни бегло познакомиться с описаниями
недавно построенных и строящихся телескопов, то может
возникнуть мысль, что других оптических систем, кроме
R — С-схемы с главным гиперболическим зеркалом, не
существует и не должно существовать. Однако это не
так. Во все времена астрономы стремились иметь ин-
струменты максимально высокого качества, способные
удовлетворить их потребности, но их желания ограничи-
вались консерватизмом, техническими возможностями и
знаниями оптиков их эпохи. «Воздушные трубы» времен
Яна Гевелия обогатили астрономию ценнейшими откры-
тиями, но они явились завершением эмпирического по-
иска ахроматического однолинзового объектива. Ньютон
считал создание двухлинзового ахромата невозможным,
дав, по-видимому, тем самым зеленый свет металличе-
ским рефлекторам Гершелей и Росса. Серьезное матема-
тическое обоснование линзовых объективов и успехи
стекловарения привели к XIX веке к вытеснению реф-
лекторов рефракторами, прогресс которых был останов-
лен технологическими трудностями и принципиальной
невозможностью создать крупные достаточно ахромати-
ческие объективы. Затем наступила эпоха высококачест-
венных рефлекторов со стеклянными зеркалами, покры-
тыми отражающим серебряным или алюминиевым слоем.
Однако, поработав на новых инструментах, наблюдатели
захотели иметь большее поле зрения с хорошими изобра-
жениями; линзовые корректоры поля оказались паллиа-
тивом. В начале 20-х годов были предложены интерес-
ные с астрономической точки зрения компенсационные
схемы Ричи — Кретьена и Д. Д. Максутова. Однако про-
тотипы этих телескопов, изготовленные их авторайи,
полными энтузиазма, не вызвали переворота в астроно-
мии; для того чтобы идея апланатического зеркального
телескопа овладела массами, пришлось подождать около
тридцати лет. Созданный в 1940 г. Д. Д. Максутовым
двухзеркальный апланат был даже перешлифован в па-
раболический кассегрен... Интересной в оптическом и чрез-
вычайно полезной в астрономическом отношении апла-
натической системой явилась зеркально-линзовая камера
Шмидта, обеспечивающая очень большое поле хороших
изображений и сыгравшая колоссальную роль в разви-
тии оптической астрономии. Впрочем, все существующие
в настоящее время телескопы являются зеркально-лин-
зовыми; без корректоров практически нельзя фотографи-
ровать сколько-нибудь протяженные участки неба даже на
параболических рефлекторах.
Интересные оптические задачи ставит создание телес-
копов IV поколения с диаметром главного зеркала 10—
20 м. Естественно, хотелось бы, чтобы форма зеркал
этих устройств была наиболее простой (т. е. сфериче-
ской), а длина трубы минимальной. Механическое копи-
рование R — С-систем натолкнется здесь на серьезные
трудности (главное зеркало новых телескопов мыслится
составным). Может быть, следует поискать новых идей
в теории трехзеркальных систем...
Остановимся теперь кратко на сравнении двух сов-
ременных оптических схем крупных телескопов — пара-
болических и апланатических типа Ричи — Кретьена.
При выборе оптической системы телескопа во внима-
ние, кроме всего прочего, принимаются обычно следую-
щие научные соображения: проблематика астрономи-
ческих наблюдений, длина трубы и возможность изготов-
ления главного зеркала достаточно высокого качества.
В конце 50-х годов, когда начали обдумывать новые
телескопы, вошедшие в строй в последние годы, уже
получила широкое распространение идея достижения
максимальной информативности астрономического сним-
ка, изложенная в начале этой книги. Наиболее
важным при этом казался кассегреновский фокус теле-
скопа со светосилой 1:7—1:8, позволяющий дойти до
фона неба при экспозиции разумной продолжительности
на эмульсии ЮЗаО. Оптимальной оптической систе-
мой для получения такой светосилы, при максимальном
поле хороших изображений, была уже давно извест-
61
пая тогда апланатическая система Ричи — Кретьена.
Против нее, однако, были сразу же выдвинуты следую-
щие возражения: прямой фокус такой системы нельзя
использовать без корректора; кома в фокусе куда
сильнее, чем у параболического телескопа.
Контраргументы, возникающие при этом, таковы:
большое, очень хорошее поле- в кассегреновской системе,
получается у R — С-телескопа значительно легче и с го-
раздо более простыми корректорами, чем у параболиче-
ского; коррекция первичного фокуса гиперболического
зеркала осуществляется легче, чем у параболического.
Заметим, что и параболическое зеркало следует считать
нуждающимся в корректоре, если с ним наблюдаются
объекты с угловыми размерами больше 2—3' (у 3,5-
метрового параболического зеркала светосилой 1: 3 кома
достигает 1" на расстоянии 1',5 от оси). Поэтому опти-
ческие расчеты R—С-систем были продолжены, и при
этом были получены некоторые новые интересные ре-
зультаты. Так, Винн изучал коррекцию прямого фокуса
гиперболических зеркал. Рассчитанный им трехлинзовый
корректор, дающий поле хороших изображений диамет-
ром ~ 1°, используется в настоящее время на 4-метро-
вых телескопах обсерватории Китт Пик и Англо-Австра-
лийском. Его же корректор из двух линз дает поле
~ 0°,6, а рассчитанный Гаскойном однолинзовый ас-
ферический корректор (несколько похожий па коррек-
ционную пластинку камеры Шмидта), пригодный, кста-
ти, только для работы с гиперболическим главным зер-
калом, обеспечивает поле хороших изображений в 0°, 3.
В этом корректоре меньше бликов (которые также нуж-
но рассчитывать) и он хорошо соответствует электрон-
ным приемникам изображения.
Келер нашел, что коррекция кассегреновского фоку-
са улучшается, если отрицательную коррекционную лин-
зу несколько отодвинуть от фокальной плоскости, сде-
лав одновременно ретушь главного гиперболоида. Такие
системы получили название QR — С (Quasi R — С). Их по-
лезное поле достигает в кассегренновском фокусе 0°, 5
в диаметре на гнутых пластинках с монохроматически-
ми изображениями лучше 0/z,3. Без корректора изобра-
жение на оси остается хорошим, единственной аберра-
цией такой системы является хроматическая дисторсия.
Вторичную гиперболу R—G-систем ретушировать
пока не решаются, так как строгая гипербола обеспечена
62
очень хорошим методом контроля (сфера Хиндла) (рис.
21). Ретушированная вогнутая гипербола обычно контро-
лируется, как и неретушированная, методами Гартмана,
нуль-корректором, интерферометром сдвига и эккерами.
Различные методы контроля дополняют и взаимно про-
веряют друг друга.
Создание новых телескопов было бы невозможно
без новых материалов для зеркал, новых мето-
дов контроля оптических поверхностей, новых анали-
Искусстнен'-
ная звезда
Исследуемое строго гипвр-
бллаческпе зеркало
\ /Центр кривизны сфери-
у чес к оси и фокус сапер-
/ болическага зеркала
" ру^Компенсацион ное сферическое
зеркало
Рис. 21. Схема контроля выпуклых гиперболических зеркал. Боль-
шое сферическое зеркало позволяет применить для контроля раз-
личные анализаторы сферического волнового фронта.
тических методов их расчета и применения ЭВМ. Оста-
новимся вкратце на некоторых из этих аспектов совре-
менной астрономической оптики.
Расчет оптической системы на ЭВМ является необхо-
димым этапом деятельности современого оптика. В зави-
симости от силы аналитического мышления, опыта про-
граммирования и возможностей ЭВМ, роль расчетов в его
работе может оказаться большей или меньшей.
Как хорошо известно, сложность расчета оптической
системы быстро возрастает с увеличением количества ее
компонент (оптических поверхностей) и повышением
требований к качеству изображения. Проектирование
крупного телескопа многоцелевого назначения, со смен-
ными вторичными зеркалами и линзовыми корректорами,
предполагает большой объем вычислений. К основным
этапам исследования оптической системы относятся: на-
чальные габаритные расчеты, оценка критических границ
по каждому параметру (диапазонов поиска), сужение
диапазона путем вариантных расчетов, оптимизация па-
раметров внутри выбранной области, оценка допустимых
отклонений геометрии поверхностей от оптимальных зна-
63
чений и допустимых смещений (децентрировок) оптиче-
ских элементов системы.
Начальные габаритные расчеты сравнительно неслож-
ны. Но уже на этапе оценок критических границ объем
вычислений резко возрастает. Для схемы с четырьмя по-
верхностями (например, два зеркала и одна липза), с
тремя параметрами по каждой поверхности, оценка толь-
ко двух граничных значений по всем возможным вариан-
там потребует 23'4 = 212 — 4096 расчетов. Эти расчеты на-
до выполнить минимум дважды: для изображения на
оптической оси и на границе заданного поля. Существен-
но больше требуется расчетов на этапе оптимизации пара-
метров системы. Общий объем вычислений на всех
этапах проектирования оценивается в 10” вариантов, в каж-
дом из которых определяются характеристики изображе-
ния для системы из п компонент. Такой объем расчетов
лежит далеко за пределами возможностей ручного счета
и требует применения современных ЭВМ.
Опыт показывает, что использование вычислительной
техники «в лоб» не решает проблемы проектирования
крупной многоцелевой астрономической оптики. Расчеты
на ЭВМ должны сочетаться с аналитическими оценками.
Необходим комплекс средств математического и техниче-
ского обеспечения, позволяющий выполнить моделирова-
ние оптической схемы на основе универсальных алгорит-
мов, совместимой базы данных и сопоставимых оценок.
На каждом этапе моделирования и непосредственно в хо-
де расчета исследователь должен получать наглядную
информацию о результатах (диаграммы, изображения на
экранном пульте), чтобы воздействовать на процесс, из-
меняя критерии оптимальности, ограничения модели,
объем и вид сообщаемых ему результатов.
Примером подобной моделирующей системы является
комплекс программы АСТРА, разработанный М. И. Тер-
тицким в период 1972 — 1974 гг. для ЭВМ Минск-22 и
для ЕС ЭВМ [151. Ее алгольный вариант для БЭСМ-4
был разработан в 1974 г. Н. Г. Бочкаревым (ГАИШ) и
с тех пор систематически применяется.
С помощью этой программы была рассчитана концент-
рация энергии, даваемая одиночным параболическим зер-
калом диаметром 80 см при разных углах наклона отно-
сительно оптической оси, а также пересчитан на диаметр
80 см апланатйческий R — С-телескоп диаметром 1 м,
рассчитанный на обсерваториях Маунт Вилсон — Паломар,
64
и изучена его чувствительность к децентровкам. На
рис. 22 показаны контуры пятна рассеивания для разных
расстояний от оптической оси для R — С-системы с одно-
линзовым корректором, стоящим перед фотопластинкой.
Более детальное исследование 80-сантиметровой
R — С-системы с корректором позволило получить зави-
симость качества даваемого ею изображения от сдвига и
Рис. 22. Точечные диаграммы изображения, даваемого телескопом
системы R — С диаметром 80 см с корректором.
наклона кассегреновского зеркала, вызванного, скажем,
дифференциальным гнуТием трубы телескопа или дефор-
мацией оправы зеркала (рис. 23).
Немаловажную роль в создании современных телес-
копов сыграл переход на новые материалы для зеркал.
Хорошее зеркальное стекло с коэффициентом теплового
расширения около 70-10“7, из которого изготовлены зер-
5 п. В, Щеглов	65
кала крупных телескопов начала XX в. (например, 1,5-
и 2,5-метровых рефлекторов обсерватории Маунт Вилсон)
было заменено в начале 30-х годов пирексом с коэффициен-
том 30-10-7, а в послевоенные годы — кварцем (5-10~7)
Рис. 23. Точечные диаграммы изображения, даваемого телескопом
системы R — С диаметром 80 см с корректором, при сдвиге и на-
клоне кассегреновского зеркала. Правильная установка кассег-
реновского зеркала (а), его сдвиге (б) и наклоне (в).
** *'*	• «4. Стекло
' ' Л ‘	*• Пирекс
Плавленый
• V* кварц
Ш Ш 1950	1880 годы
Рис. 24. Коэффициенты термического расширения материалов зер-
кал современных крупных рефлекторов. В настоящее время стек-
ло и пирекс практически не используются.
и астроситаллом (0± 1 • 10-7). Так как разработка и изго-
товление крупного телескопа занимает около 10 лет, то
из рис. 24 можно видеть, что уже 15—20 лет назад не-
66
обходимость применения новых материалов для астроно-
мической оптики была вполне осознана.
В методах изготовления астрономических зеркал
внешне не произошло больших изменений по сравне-
нию с теми, которые применялись в лабораториях астро-
номической оптики начала XX в. Правда, выемка в стек-
лянном или кварцевом диске, поверхность которой после
шлифовки и полировки становится оптической поверх-
ностью, фрезеруется в настоящее время алмазпым ип-
струментом за несколько суток, а не вышлифовывается
грубым абразивом в течение нескольких месяцев, как
это было раньше. Однако дальше дело идет по-старому.
Качество поверхности астрономического зеркала улучша-
ется сравнительно быстро лишь в начале полировки, за-
тем же сходимость этого процесса сильно замедляется.
Широко распространенное мнение о том, что оптики,
сменяя друг друга, день и ночь непрерывно трут зеркало
разными порошками, ни в малейшей степени не соответ-
ствует действительности. Темп работы на заключитель-
ной стадии обработки современного крупного астрономи-
ческого зеркала примерно таков: несколько десятков ми-
нут полировки — двое суток ожидания выравнивания
температуры — двое суток на контроль формы поверхно-
сти разными методами и счет па ЭВМ — двое суток на
анализ результатов измерений и планирование следу-
ющего сеанса полировки и 1 сутки на размышление.
Контроль зеркала обычно поручают оптику-расчетчику;
на некоторых обсерваториях созданы группы по иссле-
дованию оптики, в задачу которых входит расчет и ис-
следование изготовляемой оптики, а также поддержание
в хорошо съюстированном состоянии имеющихся теле-
скопов. Новые материалы для зеркал позволили осуще-
ствить гораздо более стабильные в температурном
отношении оптические системы; трудности оптимизации
теплового режима зеркала, подобные тем, которые встреча-
лись при наладке 5-метрового телескопа, если не исчез-
ли, то, по-видимому, сильно уменьшились. Новые мате-
риалы для зеркал и новые методы контроля позволили
улучшить качество зеркал; некоторые из новых оптиче-
ских систем собирают весьма ощутимый процент энергии
(~ 30—50%) в кружке, диаметром около 0",1, тогда как
зеркала предыдущего поколения телескопов концентри-
ровали половину энергии в кружке диаметром 0",3—
0",5.
5*
67
Остановимся несколько подробнее на применяемых в
настоящее время методах контроля крупных астрономи-
ческих оптических систем. Современные астрооптики
обычно ставят перед собой задачу — выпустить из своей
лаборатории совершенно готовое и не нуждающееся в до-
водке на инструменте зеркало в оправе (являющейся,
кстати, составной частью оптической системы), которое
должно удовлетворять заданным требованиям к точно-
сти его поверхности при работе на телескопе. Зеркало
поэтому обычно контролируют в оправе, в которой оно
должно работать на телескопе, в двух положениях — при
почти горизонтальном и при вертикальном направлении
его оптической оси. Горизонтальный контроль применял-
ся при изготовлении некоторых крупных телескопов на-
чала века, а также 5- и 6-метрового телескопов. Преиму-
ществом этого вида контроля является, пожалуй, его при-
вычность — мелкую оптику обычно контролируют при
горизонтальном положении оптической оси. Недостатков
же здесь можно указать несколько.
Во-первых, в случае горизонтального контроля зер-
кало исследуется при зенитном расстоянии не менее
75 — 80°, что значительно больше тех углов, при которых
оно обычно работает на телескопе. Нужны серьезные га-
рантии того, что разгрузочная система, которая должна
компенсировать вес зеркала с точностью, не худшей 10“3,
будет в столь непривычном положении работать как сле-
дует.
Во-вторых, вертикальная температурная стратификация
в лаборатории может вызвать появление кажущегося ас-
тигматизма зеркала, и станет неясно — искажена ли его
форма на самом деле, или действительно имеется верти-
кальный градиент показателя преломления воздуха?
Вертикальный контроль лишен этих недостатков —
зеркало работает, направленное в зенит, т. е. в близких
к реальным наблюдениям условиях, а температурные по-
мехи можно сильно уменьшить, специально создав поло-
жительный градиент температуры от поверхности зеркала
до центра его кривизны, в котором установлены конт-
рольные устройства, обеспечивающие устойчивую стра-
тификацию. С другой стороны, такой контроль непривы-
чен, требует строительства специальной башни, притом
довольно высокой (для 6-метрового зеркала — около
50 м), и не исключает возможности уронить на контро-
лируемую поверхность гаечный ключ, окуляр или очки...
68
Современные крупные зеркала проверяют во время
полировки, как правило, в вертикальной схеме (на стан-
ке или в оправе); форму поверхности готового зеркала
контролируют обычно также и при горизонтальном поло-
жении его оптической оси, выясняя, насколько меняется
форма поверхности зеркала при изменении зенитного
расстояния. Такое же исследование обычно проводят и
на работающем телескопе.
Параболическое или гиперболическое зеркало не дает
хорошего изображения при освещении его находящимся
в цептре кривизны точечным источником; поэтому для
использования методов анализа сферического волнового
фронта сходящийся фронт должен быть трансформирован
к нему. Трансформирующее устройство, называемое обыч-
но нуль-корректором или компенсатором, является частью
измерительной схемы: преобразуя сходящийся волновой
фропт в сферический, оно не должно вносить в него оши-
бок, превышающих ошибки контрольных методов. В на-
стоящее время применяют обычно линзовые нуль-коррек-
торы, состоящие из двух или трех компонент. Хороший
нуль-корректор осуществляет трансформацию сферическо-
го волнового фронта к такому фронту, нормали к которо-
му перпендикулярны к исследуемому зеркалу в любой его
точке с ошибками	Описано довольно много раз-
личных схем таких компенсаторов [161; их расчет должен
включать в себя допустимые величины разъюстировок
компонент и отклонения радиусов кривизны и толщин от
заданных, при которых требуемая точность трансформа-
ции волнового фронта не будет потеряна. Это же отно-
сится к ошибкам установки готового корректора относи-
тельно исследуемого зеркала. Грамотное применение
нуль-корректора требует знания приемов его юстировки,
обеспечивающих необходимую взаимную точность уста-
новки компонент его оптической системы и исследуемо-
го зеркала.
Современные астрономические оптики применяют с
нуль-корректором теневой метод и различные интерфе-
рометры, предназначенные для исследования сферических
поверхностей. Можно также измерить распределение
энергии в изображении точки, даваемом зеркалом через
нуль-корректор непосредственно. Однако одно исследова-
ние зеркала через нуль-корректор считается в настоящее
время недостаточным. Как в любом серьезном астроно-
69
мическом предприятии (проблема изменения широт, дви-
жение материков и т. п.), исследователи стремятся полу-
чить данные несколькими различными, независимыми ме-
тодами.
Другим методом исследования крупных астрономиче-
ских зеркал является метод Гартмана. Основная его
идея очень проста. Предположим, что мы определили на-
правление нормалей в достаточно большом числе точек
зеркала. При соответствующей точности измерений мож-
но попытаться найти с помощью некоторого математиче-
ского расчета поверхность, нормали к которой близки к
измеренным. Если нормалей много, а поверхность зерка-
ла достаточно плавная, можно восстановить ее с вполне
достаточной точностью (« 10~2 мкм для 4-метрового зер-
кала и 1300 нормалей, при ошибке определения направ-
ления нормали порядка 0",01). Практически нормали
определяют следующим образом: зеркало освещают то-
чечным источником из центра кривизны или светом
звезды, а вблизи его поверхности устанавливают непро-
зрачную диафрагму с большим числом отверстий, центры
которых с достаточной точностью (~ 0,1 мм) находятся
в вершинах прямоугольной сетки или на концентриче-
ских окружностях. Размер отверстий должен быть не
очень большим, чтобы видный через них кусок поверх-
ности зеркала был с достаточной точностью частью сфе-
ры и давал дифракционное изображение. Он не должен
быть и слишком малым, ибо в этом случае точность оп-
ределения направления нормали ухудшится из-за ди-
фракции. Иногда диафрагму Гартмана делают таким об-
разом, что диаметр ее отверстий можно изменять с по-
мощью вкладышей; обычно диаметр отверстий выбирают
в пределах от 2 до 10 см (рис. 25 и 26).
После того как зеркало освещено через диафрагму
Гартмана, вблизи центра его кривизны, на точно извест-
ном от него расстоянии устанавливают фотопластинку
таким образом, чтобы идущие от зеркала лучи регистри-
ровались отдельно. Получается снимок, подобный изоб-
раженному на рис. 27. Измерив координаты центров пя-
тен, оставленных на фотопластинке прошедшими через
отверстия диафрагмы Гартмана лучами, можно опреде-
лить направления нормалей, необходимых для восстанов-
ления формы зеркала. Иногда делают два снимка, уста-
навливая фотопластинки до центра кривизны зеркала и
за ним и точно измерив расстояние между ними.
70
Метод Гартмана можно использовать как в лаборато-
рии, изучая форму оптической поверхности зеркала из
центра кривизны, так и на телескопе, работая по звезде.
Для него неважно, строит ли зеркало точечное изображе-
ние звезды, как это имеет место для параболоида, или
ш}т. Для него не требуется	.
никакой вспомогательной оп-
тики; нужна лишь достаточ-
но точно размеченная диаф-
рагма, изготовление которой
доступно любой хорошей
мастерской.
Хотя методу Г артмана
уже около 70 лет, он значи-
тельно усовершенствовался
после начала применения
ЭВМ, которые не только зна-
чительно убыстрили получе-
ние результатов, но и позво-
лили строить гораздо более
детальные карты поверхно-
сти зеркала. Обычно совре-
менный метод Гартмана дает
возможность получить об-
щие характеристики изучае-
мой поверхности — средне-
квадратичное и максималь-
ное отклонение ее от задан-
ной, построить карту, на ко-
торой в виде горизонталей
показаны линии равного от-
клонения поверхности зерка-
--------Идеальное зеркало
'— --Реальноезеркало •
• -Гартмановские пятна от идеального
зеркала
Р^-Гартмановские пятна отреального
зеркала
Рис. 25. Схема метода Гартма-
на при работе по звезде. Лу-
чи, отраженные реальным зер-
калом, пересекают фотоплас-
тинку в других точках, чем от-
раженные идеальным зерка-
лом, что позволяет определить
отклонение реального зеркала
от идеального.
ла от номинала и, наконец, рассчитать геометрическую
(без учета дифракционных эффектов) картину распреде-
ления энергии в изображении звезды. Такая картина по-
лучилась бы, если изучаемое зеркало было бы параболи-
ческим с такими же ошибками и с его помощью наблю-
дали звезду через идеально спокойную атмосферу. Ре-
зультаты такого ' исследования для некоторых современ-
ных зеркал будут приведены ниже.
К недостаткам метода Гартмана следует отнести срав-
нительно большое время, необходимое для получения
гартманограммы и ее обработки, а также то, что он не
покрывает всей поверхности зеркала, и, в принципе, если
71
Рис. 26. Диафрагма Гартмана обсерватории Китт Пик с 440 отвер-
стиями.
Рис. 27. Гартмановский снимок 4-метрового зеркала телескопа об-
серватории Китт Пик, полученный из центра кривизны без нуль-
корректора.
поверхность зеркала достаточно неровна, некоторые дета-
ли могут оказаться не обнаруженными. Кроме того, если
куски зеркала, ограниченные отверстиями гартмановской
диафрагмы, не строят дифракционного изображения, ме-
тод Гартмана дает слишком оптимистическую оценку!
его качества. Впрочем, если ставить перед собой задачу
создания высококачественного астрономического зеркала,
нужно иметь в виду, что задача эта трудна и легкого пу-
ти для ее решения, по-видимому, не существует.
Метод Гартмана, пожалуй, является в настоящее вре-
мя основным количественным методом исследования по-
верхности крупных зеркал и качества даваемого ими
изображения во время их изготовления и на телескопе.
Его дополняют метод Фуко и различные интерферомет-
ры — неравноплечный и сдвига, применяемые с нуль-
корректором. Эти методы гораздо более оперативны, чем
метод Гартмана, и оптик может использовать их для
быстрого контроля всей поверхности зеркала, сопостав-
ляя, разумеется, вид теневой картины с полученной гарт-
мановской картой. Интерферометры позволяют, по-види-
мому, хорошо судить о плавности поверхности зеркала и
наличии на ней мелких ошибок.
Что касается методов контроля выпуклых зеркал оп-
тической системы телескопа, то они весьма многочисленны:
это, по-видимому, свидетельствует об отсутствии одного
или немногих методов, значительно превосходящих ос-
тальные по точности и удобству. В обзоре Вильсона [171
перечислены 22 метода такого контроля; некоторые из
этих методов применялись для исследования выпуклых
зеркал 3,66-метрового R — С-телескопа ESO. В [17] да-
ется классификация этих методов по следующим призна-
кам: требуется ли для исследования данным методом до-
полнительный линзовый элемент типа нуль-корректора,
необходимо ли интегрирование отклонений волнового
фронта по зрачку и покрыто ли пучком все дополнитель-
ное зеркало. 12 из описанных методов не требуют нуль-
корректора, 9 — требуют, 4 — требуют интегрирования по
зрачку. Некоторые из этих методов пригодны лишь для
небольших телескопов (установка в автоколлимации все-
го телескопа или проверка по удаленному земному ис-
точнику, а также группа методов исследования выпуклых
зеркал на просвет в режиме линзы). Некоторые методы
безупречны теоретически, но встречают практические
затруднения. Так, очень хорошо исследовать выпуклый
73
гиперболоид с помощью установленной с ним софокусно
сферы, так называемой сферы Хиндла, который предло-
жил этот метод в 1931 г. (рис. 21). Однако для исследо-
вания выпуклых зеркал телескопа диаметром 3,5—4 м
такая сфера должна иметь диаметр около 2,5 м. Правда,
эта сфера может быть изготовлена менее точно, чем ис-
пытуемое зеркало, и ее можно применять для контроля
различных выпуклых гиперболоидов. Вторичные зеркала
5-метрового рефлектора контролировались с помощью
сферы Хиндла, состоявшей из четырех отдельных зеркал,
установленных софокусно на стальной плите. Этим же
методом исследовалось выпуклое гиперболическое зерка-
ло 2,5-метрового телескопа обсерватории Лас Кампанас.
Возможность применения такого метода контроля, осу-
ществляемого только при строго гиперболической форме
исследуемого зеркала, является сильным аргументом про-
тив использования в качестве кассегреновских зеркал
В — С-телескопов ретушированных гиперболоидов. Как
уже говорилось, главные зеркала многих R — С-телеско-
пов (QRC-системы) отличаются от вогнутого гиперболои-
да, но контроль их формы не вызывает затруднений.
Метод Хиндла пытаются также осуществить с линзовым
элементом, размеры которого оказываются не слишком
превышающими диаметр испытуемого зеркала; однако
здесь требуется нуль-корректор, а высококачественную
линзу или мениск большого диаметра изготовить очень
трудно из-за оптических неоднородностей материала.
Довольно большая группа методов позволяет исследо-
вать вторичное зеркало вместе с главным. Во-первых,
это автоколлимационные методы с эккерами или плоски-
ми зеркалами того или иного размера, когда свет уста-
новленной в фокальной плоскости телескопа искусст-
венной звезды коллимируется и, отразившись от зеркала,
возвращается назад.
Плоским зеркалом пользовался еще Ричи, когда ра-
ботал над 60- и 100-дюймовым зеркалами обсерватории
Маунт Вилсон; эккеры привлекают своей способностью
отклонять пучок на 90°, не требуя установки с оптиче-
ской точностью. Идея применения эккеров была выска-
зана еще в начале 20-х годов, но большого развития тог-
да не получила; метод эккеров применялся в конце 60-х
годов для лабораторного исследования оптической систе-
мы 3,66-метрового телескопа ESO. Если быть уверенным
в хорошем качестве главного зеркала, с помощью экке-
74
ров можно получить информацию о форме вторичного.
Метод эккеров, по-видимому, хорошо использовать с ма-
лоинерционным координатно-чувствительным устройством.
Во-вторых, можно исследовать вторичные зеркала в
автоколлимации с главным, осуществив такую геометрию
эксперимента, что свет от точечного источника падает на
краевую зону вспомогательного зеркала перпендикулярно
к ней после отражения от главного. Этот метод требу-
ет нуль-корректора и называется методом Литтла. Он
применялся в качестве независимого метода контро-
ля кассегреновских зеркал при исследовании оп-
тики 3,66-метрового телескопа ESO. Очевидно, здесь
надо быть уверенным в хорошем качестве главного
зеркала.
Механические методы измерения формы поверхности
астрономических зеркал имеют в настоящее время точ-
ность в доли микрона и применяются на стадии шлифов-
ки поверхности зеркала. Во время полировки исполь-
зуются только оптические методы контроля.
При исследовании оптической системы телескопа
обычно стремятся использовать 2—3 независимых метода
изучения формы собираемого им волнового фронта.
Интерферометры применяют, как правило, для оценки
качества полировки зеркала и для выяснения, нет ли на
его поверхности мелкой ряби; определение формы по-
верхности по интерферометрическим измерениям без
нуль-корректора распространения не получило. Вообще,
полное отклонение волнового фронта, построенного
исследуемым зеркалом, от сферического, измеряют, по-
жалуй, лишь в методе Гартмана и родственном ему ме-
тоде с применением эккеров; обычно же форму получаю-
щегося при контроле волнового фронта компенсируют до
сферической и измеряют сравнительно небольшие оста-
точные отклонения.
Современные крупные астрономические зеркала не
очень далеки по качеству от дифракционных. Диаметр
первого темного кольца дифракционной картины для 4-
метрового зеркала равен примерно 0zz,03, геометрическая
же концентрация энергии одного из таких зеркал состав-
ляет около 60% в кружке диаметром 0/z,l. В связи с этим
часто возникает вопрос, к какой точности изготовления
оптической поверхности следует стремиться, чтобы обес-
печить данное качество изображения, например, хорошо
различимую дифракционную картину? Некоторые сообра-
75
жения по этому поводу уже развивались, когда рассма-
тривалась структура изображения звезды при очень хо-
роших атмосферных условиях. В общем, качество да-
ваемого зеркалом изображения определяется не только
амплитудой отклонения его поверхности от заданной, но
и размером тех участков зеркала, на которых эти ошибки
осуществляются, т. е. радиусом корреляции ее ошибок.
Для крупных зеркал критерий Рэлея (ошибки поверх-
ности Л/8), по-видимому, слишком мягок; 4-метровое
зеркало обсерватории Серро Тололо имеет среднеквадра-
тичную ошибку V15 (два весьма небольших его участка
отклоняются от идеальной поверхности на V5), но дает
изображение, 80% энергии которого находится в кружке
диаметром около 0",25.
В настоящее время дело должно обстоять следующим
образом: астрономы, которым предстоит работать па теле-
скопе, формулируют требования к качеству даваемого
его оптической системой изображения. Они могут, на-
пример, потребовать для небольшого зеркала, чтобы да-
ваемая им дифракционная картина отличалась от идеаль-
ной достаточно слабо, скажем, чтобы интенсивность в
центральном ее максимуме отличалась от расчетной не
более, чем на 20%. Для крупного зеркала обычно задают
геометрическую концентрацию собираемого им света в
упомянутом ранее смысле. Насколько и как при этом
может быть искажена поверхность зеркала, должен ре-
шить сам оптик.
Появление фотоэлектрических устройств, регистри-
рующих смещение изображения, дает определенные но-
вые возможности при контроле астрономических оптиче-
ских систем. Рассмотрим одну из них. Как мы уже ви-
дели, оптическая система крупного телескопа не является
чем-то неизменным; под действием различных факторов
она может во время работы инструмента изменяться, и
ее нужно время от времени исследовать и юстировать.
Поэтому представляют интерес устройства, позволяющие
быстро составить суждение о качестве оптической систе-
мы телескопа и по возможности дать также количествен-
ную оценку ее состояния. Так как основным методом
в подобных исследованиях, как мы видели, является ме-
тод Гартмана, возникает естественный вопрос — нельзя
ли ускорить получение результатов с его помощью, при-
меняя какие-нибудь устройства из богатого арсенала
современной оптико-электронной техники?
76
Первое, что приходит в голову — это использовать
для промера гартмановских снимков какой-нибудь авто-
матический микрофотометр, измеряющий координаты
центров гартмановских пятен и выдающий их в цифро-
вом виде, пригодном для непосредственного ввода в ЭВМ.
В настоящее время это уже делается. Однако хоте-
лось бы иметь метод, который позволял бы видеть пове-
дение зеркала на телескопе непосредственно. Таким ме-
тодом, по-видимому, может стать модификация метода
Гартмана с использованием вместо фотопластинки ко-
ординатно-чувствительного фотоэлектрического устрой-
ства. В современном виде подобные приборы позволяют
уверенно измерять сдвиг центра тяжести достаточно яр-
кого (~ 104 фотоэлектронов в секунду), светового пятна,
равный ~ 10~2 его диаметра. Увеличение светового по-
тока или большее время накопления могут повысить эту
точность. Подобные устройства в их простейшем виде
(зеркальный нож, рассекающий изображение звезды по-
полам и два ФЭУ) применяются в современных прибо-
рах для исследования астроклимата.
Нетрудно видеть, что, поместив такое устройство точно
в фокусе зеркала, направленного на звезду, можно, вы-
деляя разные его части сравнительно грубой диафрагмой,
расположенной недалеко от фокуса, определить (пере-
двигая эту диафрагму) достаточно быстро взаимное рас-
положение значительного числа нормалей к его поверх-
ности. Современные фотоэлектрические устройства поз-
воляют достичь точности около 0",1 за время, меньшее
0,1 с, при диаметре исследуемого участка зеркала в 5 см,
когда наблюдаются звезды 1—2т. Перемещая диафрагму
по диаметру зеркала, можно получить непрерывную кри-
вую, показывающую относительное положение нормалей.
Легко видеть, что дефокусировка будет выглядеть на по-
добной записи как сферическая аберрация, так что «фо-
тоэлектрический гартман» позволяет без труда найти
точный фокус системы. Кроме того, глядя на запись (и
подвергая ее соответствующему анализу) можно, по-ви-
димому, разделить аберрации зеркала, ошибки ведения
часового механизма, астроклимат и случайные рефракции
вблизи инструмента. Действительно, если анализировать
компоненту смещения изображения по б, ошибки часо-
вого ведения в нее не войдут.
По-видимому, фотоэлектрический метод Гартмана
нецелесообразно использовать для получения полной
77
карты поверхности зеркала, так как для измерения
координат нескольких сотен точек понадобится время,
сравнимое с тем, которое необходимо для получения
гартмановского снимка. Однако с его помощью удобно
держать под контролем какой-нибудь диаметр зеркала во
время отладки системы разгрузок и изучения поведения
зеркала в оправе на разных зенитных расстояниях или
при изменениях температуры. Современная вычислитель-
ная техника, без сомнения, позволит восстанавливать из
кривой отклонения нормалей форму поверхности в
реальном времени (рис. 28). Подобную систему легко
Рис. 28. Фотоэлектрический метод
Гартмана при исследовании теле?
скопа по звезде. 1 — зеркало; 2 —
подвижная диафрагма; 3 — коор-
динатно-чувствительное устройст-
во; 4 — устройство, смещающее
диафрагму; 5 и 8 — микроЭВМ;
6 и 7 — индикаторы.
Рис. 29. Фотоэлектрический
метод Гартмана при исследо-
вании зеркала в лаборатории.
Вогнутое гиперболическое зер-
кало исследуется вместе с кор-
ректором прямого фокуса; ис-
следование из центра кривиз-
ны проводится с нуль-коррек-
тором. 1 ~ зеркало; 2 — эккер;
? — координатпо-чувствитель-
ное устройство; 4 — устройст-
во, перемещающее эккер; 5—
объектив; 6 — искусственная
звезда.
использовать также при исследовании зеркала из центра
кривизны с нуль-корректором.
Возможен и другой вариант фотоэлектрического мето-
да Гартмана. Предположим, что имеется параболическое
зеркало, освещенное из фокуса искусственной звездой
достаточной яркости. Часть выходящего из него парал-
лельного пучка можно перехватить оптическим эккером и
направить на объектив, за которым установлено коорди-
натно-чувствительное фотоэлектрическое устройство. Дви-
78
гая эккер по диаметру зеркала, легко получить картину
взаимного расположения нормалей к его поверхности
вдоль этого диаметра. Очевидно, таким же способом мож-
но исследовать гиперболические зеркала с корректо-
ром прямого фокуса (рис. 29). Рассмотренную мо-
дификацию метода Гартмана можно применить для
исследования и других оптических систем [181.
Обработка современного крупного астрономического
зеркала из кварца или ситалла занимает 2—3 года, при-
чем на долю грубой обдирки и шлифовки приходится
сравнительно небольшая доля этого времени. Автомати-
зированные методы обработки в современной астрооптике
пока не применяются, хотя контроль и некоторые техноло-
гические расчеты делаются на ЭВМ. При исследовании го-
тового зеркала обычно проводят двойной контроль —
специалисты оптической лаборатории, где ведется его
изготовление, изучают качество оптической поверхности
независимо от астрономов обсерватории, для которой оно
предназначено. Часто (обсерватории Китт Пик, Хэла) из-
готовление зеркала ведется непосредственно на обсервато-
рии; оптики бывают в этом случае подчинены астрономам и
административно, что представляется весьма полезным
для получения высококачественного зеркала. Вообще
организация создания телескопа содержит много специ-
фических проблем. Вот что пишет об этом главный ин-
женер 5-метрового телескопа Б. Рол, впрочем, несколько
идеализируя взаимоотношения астрономов с промыш-
ленностью:
«Задача собрать достаточное количество компетент-
ных людей, чтобы составить хорошо информированную,
добросовестную и оперативно работающую группу по кон-
струированию телескопа, сама по себе является серьезной
проблемой. Хорошо известно, что приобрести необходи-
мое оборудование для подобного предприятия также весь-
ма трудно, так как его количество, степень его совершен-
ства и время, которое предполагается затратить на каж-
дую из весьма сложных позиций, имеют тенденцию
приближаться к своему конечному значению асимптоти-
чески. Поэтому следует решить, насколько далеко нужно
двигаться в каждом из этих направлений...
Астрономические обсерватории обычно комплектуют-
ся научными работниками и нацеливаются на наблюда-
тельную работу, а не на создание крупных инструмен-
тов. Иными словами, большинство рабочих групп в обсер-
79
ваториях направлено на исследования, а не на серьезную
работу по созданию больших телескопов. И наоборот, из-
готовители или инженеры обычно ориентируются на соз-
дание инструмента или на инженерные вопросы, а от-
нюдь не на исследовательский аспект проблемы. Именно
поэтому необходимо соединить обе эти группы.
Однако перекладывать ответственность за ваш инст-
румент на посторонних неправильно по многим причи-
нам. Во-первых, хотя большой телескоп выглядит как
огромная грубая машина, мы можем считать его слож-
ным, чувствительным и точным прибором. Неважно, на-
сколько он велик: для любого телескопа мы говорим об
оптических допусках. При - его изготовлении выполнение
отдельных требований немыслимо без умения, мастерст-
ва и таланта.
Вторая причина, почему вы не можете переложить
ответственность на чужие плечи, состоит в том, что
крупный телескоп не является законченным предметом
потребления. Вы не можете его купить, как покупаете,
скажем, автомашину, радиоприемник или какое-нибудь
другое устройство. Это — изготовленная на заказ вещь для
конкретных нужд вашей программы, для конкретных усло-
вий, в которых он должен работать, и для данной оптиче-
ской системы, которую вы надеетесь осуществить.
Немного существует организаций для разработки
столь специфических задач; поэтому вам придется орга-
низовать группу, вырастив ее на решении этих проблем.
Конструктор из промышленности, изготовитель и кон-
сультант располагают значительными возможностями в
области своей специальности, и все они вместе озабочены
не только повышением собственной квалификации и своих
возможностей, но и тем, чтобы помочь заказчику расши-
рить границы того, что он хочет достичь, исходя из своих
новых концепций.
Таким образом, группа заказчика осуществляет руко-
водство и несет ответственность за заказ. Ваше решение
о том, идете вы или нет на изготовление нужного вам
вида инструмента или оптической системы, зависит от
обсуждения заказа с людьми, которые будут его ре-
ально выполнять. Нет смысла выбирать светосилу зер-
кала, равную, скажем, 1: 2,5, а затем оказаться не в со-
стоянии найти оптика, который смог бы такое зеркало
изготовить. Следовательно, ответственность за решения
подобного рода возлагается на группу заказчика.
80
Основная ответственность группы астрономов-заказчи-
ков связана с оптической системой. Изготовление хороше-
го крупного зеркала -- медленный и длительный процесс,
и именно он обычно определяет большую часть стоимос-
ти, большую часть затрат времени и в значительной
степени сроки окончательной приемки телескопа.
Способность телескопа стать хорошим инструментом
зависит от того, насколько хороша его оптическая систе-
ма, насколько стабильна его оптическая система и на-
сколько она воспроизводима. Разумеется, в телескопе
имеются также механические и вспомогательные систе-
мы, но часто промышленная фирма без труда берет на
себя свою долю ответственности в этом отношении...
В настоящее время даже среди астрономов существует
весьма ограниченный круг сведущих в телескопах людей.
Еслц взять всех, кто работал хотя бы на каком-нибудь
крупном телескопе, то этих людей не хватит для обес-
печения существующих проектов. Очевидно, следует сти-
мулировать подготовку специалистов по конструирова-
нию телескопов. Я думаю, что поэтому заказчик должен
участвовать во всех переговорах, исходя из интересов
своей группы, из минимальных затрат и сроков и из
того, что компания, которой предполагают поручить из-
готовление тех или иных частей, имеет определенные
знания.
При каком методе научная и техническая группы не
юказываются потерянными для астрономической исследо-
вательской работы, тогда как если кто-нибудь должен
посвятить проекту большую часть своей жизни или быть
сданным в аренду компании, он оказывается потерян-
ным для группы наблюдателей. Его следует использо-
вать в качестве консультанта и тогда он может участ-
вовать в будущем в работе обсерватории...
В зависимости от предлагаемого типа телескопа инже-
нерная работа потребует 50—100 человеко-лет. 200-дюй-
мовый потребовал 75 человеко-лет...
Стоимость телескопов различного диаметра дана в це-
нах 1963 г., но без приборов и вспомогательного обору-
дования; это то, что мы называем капитальной стои-
мостью телескопа; она растет примерно пропорциональ-
но квадрату его диаметра. Для других крупных инстру-
ментов, таких, как аэродинамические трубы, ускорители
и радиотелескопы, подобного правильного закона роста
стоимости нет. В случае радиотелескопов, например, по-
6 п. в. Щеглов
81
Таблица 1
Характеристика инструмента	Стоимость телескопа в млн. долла- ров	Полная сто- имость в млн. долларов	Время изго- товления, в годах
90—120 см Университетский	0,3	0,4	2±
150—210 см Хорошая университетская база	0,8	1,0	4
380—500 см Наилучшее место	8,5	18,5	8±
казатель может меняться от 2,5 до 2,7. Он зависит так-
же и от того, является ли проект целенаправленным, как,
например, правительственная работа по спутникам, или
ориентированным на исследования. В проектах подобно-
го рода стоимость подчиняется закону О2 значительно
лучше, чем в работах целенаправленного характера. Вы
видите, что стоимость может достичь нескольких миллио-
нов долларов. Это лишь капитальные затраты; здесь не
учитываются эксплуатационные расходы и капиталовло-
жения в будущем.
Я думаю, что этот опыт позволяет с большой сте-
пенью уверенности идти к значительно большим диамет-
рам при значительном усложнении конструкции и систе-
мы управления и улучшении условий работы. Не сделав
дорогостоящей ошибки слишком большого скачка в раз-
мерах, мы остаемся весьма консервативными в том, что
касается трудностей изготовления оптики, трудностей ее
монтажа и разгрузки.
Хорошо известно, что оставлено так много крупных
проектов и мы видели преданные забвению останки мно-
гих дорогостоящих ошибок — результатов слишком круп-
ного скачка размеров. Как инженеры, мы признаем, что
при экстраполяции факторов, пропорциональных кубу
или четвертой степени, очень опасно предлагать проекты,
в которых изменение этих факторов превосходит нашу
способность понять его. Но это не все — существует и
много других проблем в области термодинамики, механи-
ки и оптики, имеюгцих весьма различные следствия; мы
должны иметь определенное суждение по этим разнооб-
разным вопросам.
82
Примечательно, что все успешно работающие в на-
стоящее время телескопы имели очень хороший конт-
роль заказчика. Насколько мне известно, любой проект,
который был закончен вовремя в пределах сметы и при-
вел к созданию высококачественного телескопа, включал
в себя весьма значительное участие и контроль заказчи-
ка» [19].
4. НЕКОТОРЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ О КОНСТРУКЦИИ СОВРЕМЕННЫХ
ТЕЛЕСКОПОВ И ИХ ПЕРИОДИЗАЦИИ
Хорошей оптической системе телескопа должна со-
ответствовать хорошая механическая часть. Механика
телескопа должна дать возможность плавно и точно
следить за наблюдаемым объектом в его суточном дви-
жении по небосводу и не позволять оптической системе
разъюстироваться.
Зеркало современного крупного телескопа, представ-
ляющее собой кварцевый или ситалловый диск, должно
быть по возможности легким, так как именно оно явля-
ется основной деталью, масса которой, с коэффициентом
порядка трех, переходит в остальные движущиеся части
инструмента.
Еще во времена Вильяма Гершеля было известно,
что зеркало под действием своего веса может прогнуть-
ся в десятки, если не в сотни раз сильнее, чем это до-
пускали не очень совершенные оптические поверхности
того времени. Поэтому уже тогда были предложены си-
стемы разгрузочных рычагов, достаточно большое число
которых, упираясь в заднюю и боковую поверхности зер-
кала, нейтрализовали осевую и радиальную компоненты
его веса в соответствии с меняющимся зенитным рассто-
янием. Сначала эмпирически, а потом методами теории
сопротивления материалов были найдены оптимальные
рецепты создания разгрузочных устройств, которые в прин-
ципе могли оставить не нейтрализованной примерно 0,001
часть веса, т. е. уменьшить давление зеркала, имеющего,
скажем, вес в 1 тонну, на неподвижные опоры, фикси-
рующие его радиально и в направлении оси, до одного
килограмма. Теория рычажных разгрузок хорошо изло-
жена у А. Кудера [20]; в настоящее время деформации
зеркала рассчитывают на ЭВМ. Некоторые современные
зеркала разгружены па пневматические подушки, давле-
6*	83
ние в которых меняется в соответствии с положением
зеркала. Иногда применяется моделирование системы
разгрузки на подобно уменьшенной копии зеркала из
пластмассы.
Конструкция системы разгрузок должна предусмат-
ривать возможность их проверки и регулировки на те-
лескопе, без съема зеркала. Работа разгрузок проверя-
ется по изменению фокусного расстояния зеркала с зе-
нитным расстоянием. Если зеркало изготовлено из
материала с большим коэффициентом теплового расши-
рения, то необходимо предусмотреть возможность изме-
рения температуры в разных точках его поверхности,
края и задней стороны; в случае необходимости соответ-
ствующие зоны зеркала должны быть теплоизолированы
или обдуваться воздухом. Существует мнение, что 5-
метровый Паломарский рефлектор с пирексовым зерка-
лом удалось построить только потому, что сумели отлить
ребристую заготовку со сравнительно небольшим вре-
менем температурной релаксации.
Оправа зеркала, представляющая собой достаточно
жесткую конструкцию, несущую разгрузочные рычаги
или подушки, является частью оптической системы те-
лескопа; ее гнутие передается через рычажную систему
оптической поверхности зеркала.
Труба рефлектора соединяет оправу главного зерка-
ла с кассетой и линзовыми системами первичного фокуса
или с кассегреновским зеркалом. Взаимное положение
этих компонент не должно изменяться больше, чем на
некоторую величину, определенную при расчете оптиче-
ской системы при наблюдении объектов в разных частях
неба.
Трубы всех современных рефлекторов, за очень редки-
ми исключениями, представляют собой открытую конструк-
цию. Первоначально их делали, исходя из принципа мак-
симальной жесткости, т. е. стремились к тому, чтобы
гнутие трубы при ее наклоне и повороте было меньше неко-
торого значения по абсолютной величине. Таковы, напри-
мер, трубы 60- и 100-дюймового рефлекторов обсервато-
рии Маунт Вилсон, сконструированных Ричи. Для 5-мет-
рового телескопа такая конструкция оказалась бы очень
тяжелой; поэтому был использован компенсационный
принцип, состоящий в том, что концам трубы было раз-
решено прогибаться при условии, что линия, соединяю-
щая их центры, смещается параллельно самой себе. Эта
84
идея давно применяется в астрометрии, где трубы ин-
струментов для измерения положения звезд делают та-
ким образом, чтобы их концы провисали симметрично
относительно середины. Конструкция трубы 5-метрового
рефлектора была разработана М. Серрюрье и получила
повсеместное распространение в телескопах последующих
лет. Для трубы крупного современного телескопа дли-
ной около 15 м и массе в 140 т (5-метровый рефлектор)
абсолютное гнутие ее концов относительно точки закреп-
ления имеет величину порядка 10 мм при дифференци-
альном гнутии примерно в 0,25 мм. В настоящее вре-
мя трубы такого типа, как, впрочем, и все остальные
детали монтировки телескопа, рассчитывают на
ЭВМ.
Телескоп должен следить за небесным объектом в
его суточном движении. Слежение должно быть точным,
чтобы не заставлять астронома компенсировать что-
либо, кроме случайных рефракций (что очень по-
лезно для улучшения качества снимка). При спект-
роскопических работах плохое качество ведения пе
так заметно; качество спектра практически не ухудша-
ется, если он отсутствует на щели, скажем, 10% време-
ни. Ошибки ведения легко изучить, поставив на телескоп
координатно-чувствительную головку, например, такую
же, как у фотоэлектрических приборов для исследова-
ния астроклимата. Запись ошибок ведения, знание их
спектра (рис. 30) позволяют обнаружить те элементы
кинематического тракта телескопа, которые ответственны
за ошибку с данным периодом, и в случае необходимо-
сти исправить их [91.
У хороших телескопов начала века часовая шестер-
ня имела диаметр вдвое больший, чем у зеркала, и по-
верхность ее зубцов обрабатывалась с оптической точ-
ностью. Очень важно, чтобы телескоп мог двигаться
плавно, для чего принимаются специальные меры. Так,
100-дюймовый рефлектор обсерватории Маунт Вилсон
поддерживается двумя плавающими в ртути цилиндрами;
нагрузка на ось при этом минимальна. При создании
5-метрового телескопа впервые в астрономии были при-
менены гидростатические подшипники; телескоп как бы
плавает на тонком слое нагнетаемого компрессором мас-
ла. Такие подшипники не имеют трения покоя, что очень
важно для системы, вращающейся со скоростью всего
лишь одного оборота в сутки.
85
До сравнительно недавнего времени суточное движе-
ние телескопов осуществлялось с помощью червячных
шестерен, и компенсация их ошибок не предусматрива-
лась. На телескопах третьего поколения (кварцевый или
21h09'n
30с	v
Рис. 30. Ошибки ведения 125-сантиметрового телескопа ЗТЭ, из-
меренные фотоэлектрическим устройством. Частотный спектр
ошибок.
ситалловый Ричи — Кретьен диаметром 3—4 м) начали
применять цепи обратной связи, которые должны умень-
шить влияние периодических ошибок часовой шестерни.
86
Так как классическая червячная пара необратима, в при-
водах телескопов со следящими системами стали исполь-
зовать геликоидальное зацепление или цилиндрические
пары. Опорный сигнал снимается фрикционным роликом
с хорошо отполированного обода главной шестерни те-
лескопа. Считается, что такая система уменьшает ошиб-
ки ведения почти до 0",1. Существует мнение, что в
механической конструкции, телескопа должны быть ис-
пользованы как можно более высококачественные ком-
поненты, чтобы следящая система смогла исправлять
лишь незначительные ошибки.
Несколько особняком стоит механическая система
6-метрового телескопа АН СССР. Аргументы, приведшие
к выбору азимутальной монтировки для этого инстру-
мента, будут изложены ниже. В настоящее время телес-
коп работает и, по-видимому, качество механики этого
инструмента соответствует качеству даваемого им опти-
ческого изображения. Система ведения 6-метрового те-
лескопа охвачена обратной связью, сигнал рассогласова-
ния которой вырабатывается фотоэлектрическим гидом.
Делаются попытки использовать для ведения теле-
скопа фрикционный привод (1,5-метровые телескопы об-
серваторий ESO и Горного Прованса, изготовленные
фирмой REOSC). Не исключено, что этот способ переда-
чи вращения будет применяться при невозможности обе-
спечения высокой точности и плавности ведения с по-
мощью шестерен, а также в гигантских телескопах бу-
дущего. Теперь можно попытаться провести периодизацию
современных телескопов, учитывая особенности их опти-
ческой системы, материала зеркала, механики, конструк-
ции башни и приемной аппаратуры.
К телескопам первого поколения следует отнести
крупные рефлекторы начала XX века. Они имеют пара-
болические зеркала светосилой 1:4—1:5, изготовленные
из обычного стекла с коэффициентом теплового расши-
рения ~ 70 • 10-7, и обычно позволяют работать в прямом
фокусе, фокусе Кассегрена и фокусе кудэ. Труба — ре-
шетчатая, сконструированная по принципу максималь-
ной жесткости; делаются попытки уменьшить трение
полярной оси (флотационные подшипники). Часовое ве-
дение — червячная шестерня высокого качества. Качест-
во оптической системы — весьма неплохое, даже по сов-
ременным понятиям, хотя количественных данных для
этих телескопов почти нет. Особых исследований по вы-
87
бору места для таких телескопов обычно не приводилось,
но при удачном расположении и искусных наблюдателях
они дают первоклассные результаты (100-дюймовый реф-
лектор — переменные звезды в ближайших галактиках).
Типичными представителями этого поколения крупных
рефлекторов являются Кросслеевский рефлектор Лик-
ской обсерватории (1895 г.), 60-дюймовый и 100-дюймо-
вый (рис. 31) рефлекторы обсерватории Маупт Вилсон
Рис. 31. 2,5-метровый рефлектор обсерватории Хэла, начавший ра-
ботать в 1917 г.
(1905 и 1917 гг.). В СССР таким инструментом был ус-
тановленный в Симеизской обсерватории метровый реф-
лектор фирмы Гребб Парсонс (1923 г.), погибший во
время войны.
Ярким представителем второго поколения крупных
рефлекторов является 5-метровый телескоп, установлен-
ный на горе Паломар и начавший работать в 1949 г.
88
В этом инструменте, который строился обсерваторией,
имевшей значительный опыт работы на крупных телес-
копах предыдущего поколения, были применены многие
полезные новшества. Оптические системы этого инстру-
мента такие же, как у его предшественников (прямой
фокус, Кассегрен, кудэ), но светосила главного параболи-
ческого зеркала увеличена до 1 : 3,3; поле хороших изоб-
ражений, даже с корректором — небольшое. Зеркало
изготовлено из пирекса (вначале предполагался кварц)
с примерно вдвое меньшим, чем у стекла, коэффициен-
том расширения. Впервые зеркало телескопа было сде-
лано ребристым; впрочем, ни на одном из последующих
крупных телескопов этого больше не удалось осущест-
вить. Облегченное зеркало существенно упростило соз-
дание механической системы телескопа и ослабило влия-
ние на него перемен температуры. Место для установки
5-метрового телескопа выбиралось с помощью визуаль-
ного астроклиматического прибора.
По-видимому, впервые при конструировании трубы
крупного рефлектора на 5-метровом телескопе был при-
менен компенсационный принцип: труба сделана гну-
щейся, но не меняющей направления оптической оси.
Также впервые крупный телескоп был установлен на
масляных гидростатических подшипниках. Оптика 5-
метрового телескопа собирает половину света в кружке
диаметром около (У'Д Ведение телескопа осуществля-
.ется с помощью червячной шестерни. Этот телескоп ока-
зал большое влияние на последующие конструкции круп-
ных рефлекторов: почти все элементы его конструкции
завоевали прочное место в арсенале современного астро-
приборостроения. В нашей стране представителями те-
лескопов второго поколения являются 2,6-метровые реф-
лекторы Крымской и Бюраканской обсерваторий.
Третье поколение телескопов характеризуется приме-
нением следующей группы новшеств: апланатическая
широкоугольная (~1°) оптическая система Ричи —
Кретьена с гиперболическим главным зеркалом; оптика
изготовлена из материала с малым коэффициентом теп-
лового расширения — кварца или ситалла. Такая оптика
более стабильна, чем стеклянная, и позволяет получить
лучшее качество изображения (до 50% света в кружке
диаметром ~0",1). К выбору места для этих телескопов
относятся более внимательно, но все же, по-видимому,
недостаточно серьезно. Так, пожалуй, ни один из астро-
89
номов США не отказался бы увидеть сейчас хороший
рефлектор на пике Юшшерро, где секундные изображе-
ния бывают вдвое чаще, чем на горе Китт Пик.
В часовом ведении новых телескопов могут быть при-
менены отличные от червячных пар системы редукторов
с обязательным участием следящей системы для компенса-
ции ошибок. Типичными представителями телескопов этого
поколения являются 4-метровые инструменты обсервато-
рий Китт Пик и Серро Тололо, а также 3,66-метровый
рефлектор ESO.
Трудно говорить о телескопах следующего поколения,
так как их проекты только обсуждаются, но скорее все-
го это будут многозеркальные инструменты очень боль-
шого (10—20 м) диаметра, которые будут установлены в
пунктах с очень хорошими атмосферными условиями.
5. ОПТИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ ЧЕТЫРЕХ ТЕЛЕСКОПОВ ВТОРОГО
И ТРЕТЬЕГО ПОКОЛЕНИЙ
Познакомившись с основными требованиями, которые
астрономы наших дней предъявляют к своим инструмен-
там, с методами расчета оптических систем и исследова-
ния готовых зеркал, перейдем теперь к описанию
процесса разработки, изготовления и исследования оптиче-
ских систем четырех современных телескопов — 5-метро-
вого рефлектора обсерватории Хэла, 6-метрового рефлек-
тора БТА, 4-метрового телескопа обсерватории Китт Пик
и 3,66-метрового инструмента ESO. Эти проекты имеют
много общего, но и во многом различаются. Любой но-
вый инструмент обычно задумывают с целью превзойти
по эффективности его предшественников такого же, а
может быть, и большего диаметра — это характерно для
всех четырех упомянутых рефлекторов. Оптику двух из
этих телескопов обрабатывали на обсерваториях; двух
других — доверили оптическому предприятию, стремясь,
однако, достичь наилучшего качества оптической поверх-
ности.
Общей особенностью, по-видимому, любого крупного
телескопа является его уникальность, так как эти инст-
рументы делаются только для астрономии и редко повто-
ряются в неизменном виде; поэтому, в отличие от серий-
ных конструкций, здесь нельзя постепенно вносить мел-
ких улучшений, и следующий инструмент обсерватории
обычно значительно отличается от предыдущего.
90
Создание 5-метрового телескопа на горе Паломар за-
няло 21 год. Остановимся на изготовлении его оптиче-
ской системы.
Телескоп создавался при значительном участии аст-
рономов обсерватории Маунт Вилсон, имевших опыт ра-
боты с крупными астрономическими инструментами
(100-дюймовый рефлектор уже работал около десяти лет,
когда было решено начать создание вдвое более крупного
инструмента). Зеркало 2,5-метрового телескопа имело
массу около 4 т и было изготовлено из блока зеркально-
го стекла, отлитого французской фирмой Сен-Гобен, коэф-
фициент теплового расширения которого составлял око-
ло 70 • 10~7. Астрономы обсерватории хорошо знали о не-
достаточной термической стабильности такого зеркала и
предприняли решительные меры для того, чтобы улуч-
шить положение: тепловая инерция 5-метрового диска
стекла должна была быть гораздо более значительной.
В 1929 г., когда началось финансирование проекта 5-мет-
рового телескопа, было выделено 600000 долларов на за-
каз у фирмы «Дженерал Электрик» 5-метрового кварце-
вого диска. Коэффициент теплового расширения кварца
близок к 5 • 10~7, и такое зеркало обещало быть значи-
тельно более стабильным, чем стеклянное. Один из инже-
неров фирмы, Э. Томпсон, уже имел опыт изготовления
небольших кварцевых дисков. Однако осенью 1931 г. от
идеи изготовления 5-метрового кварцевого зеркала при-
шлось отказаться, так как не удалось изготовить даже
1,5-метрового диска — он треснул в печи. В конце 1931 г.
был заключен договор с фирмой «Корнинг» на изготов-
ление ребристого зеркала из стекла «пирекс» с коэффи-
циентом теплового расширения около 30 • 10~7. Ребристая
конструкция зеркала преследовала две цели — во-первых,
облегчить весь инструмент, масса механических частей
которого определяется массой зеркала и, во-вторых, улуч-
шить теплообмен и уменьшить тем самым влияние пере--
мен температуры на форму оптической поверхности
главного зеркала телескопа. Масса готового зеркала
должна была составить приблизительно 12 т (всего втрое
больше, чем масса сплошного зеркала 2,5-метрового те-
лескопа), а устроенный впоследствии обдув тыльной реб-
ристой части зеркала позволил уменьшить время его
температурной релаксации. В октябре 1933 г. был ус-
пешно отлит 3-метровый пирексовый диск, иэ которого
предполагалось изготовить плоское контрольное зеркало.
91
Первый 5-метровый ребристый диск из пирекса был
отлит 25 марта 1934 г., но он был признан неудачным,
так как во время заполнения стеклом формы оторвался
и всплыл один из керамических выступов на ее дне.
После усовершенствования системы охлаждения формы
2 декабря 1934 г. был отлит второй диск, который ока-
зался удачным; он остывал до весны 1936 г. (рис. 32).
Рис. 32. Отлитый фирмой «Корнинг» ребристый пирексовый диск,
из которого было изготовлено зеркало 5-метрового рефлектора об-
серватории Хэла.
В 1932 г. была организована оптическая мастерская
для обработки 5-метрового зеркала. Контроль формы оп-
тической поверхности зеркала был возложен на астроно-
ма обсерватории Маунт Вилсон Дж. Андерсона. 10 ап-
реля 1936 г. диск был доставлен в оптическую мастер-
скую, а в мае началась его грубая обдирка под сферу.
В 1935 г. было закончено конструирование и изготов-
ление оправы зеркала с разгрузками. В апреле
1938 г., через два года после начала обработки (алмаз-
ный инструмент тогда еще не применялся), 5-мет-
ровое сферическое зеркало начали полировать и затем
переложили на систему разгрузочных рычагов. Весь
1939 г. ушел на изучение разгрузок зеркала, а в авгу-
сте 1941 г. была начата параболизация: нужно было
92
снять с зеркала слой стекла максимальной толщиной
около 250 А (А = 0,5 мкм), В сентябре того же года эта
операция была выполнена на 90% — оставалось снять
около 25 А.
В феврале 1942 г. работы были прекращены в связи
с войной, зеркало оставили в оптической мастерской, ук-
рыв дощатой крышкой.
Обработка возобновилась в январе 1946 г. и 1 марта
того же года было достигнуто отклонение оптической
поверхности от точного параболоида вращения, меньшее
А (0,5 мкм) в любой точке. В октябре 1947 г. обработка
была закончена, зеркало доставили на гору Паломар и
установили в телескопе. В 1948 г. разгрузки оправы 5-
метрового зеркала заменили новыми, с меньшим трением;
замена была закончена 1 октября.
В 1949 г. с помощью небольших ручных полироваль-
ников исправили достигавшую А местную ошибку на
краю зеркала, и 12 декабря 1949 г. телескоп вошел в
эксплуатацию [211. Главное зеркало телескопа — пара-
болическое, светосилой 1:3,3. Телескоп может работать
в прямом фокусе без корректора и с линзовым коррек-
тором, дающим светосилу 1 •’ 3,6, а также в кассегренов-
ском фокусе со светосилой 1: 16 и в фокусе кудэ со све-
тосилой 1 = 30.
Остановимся несколько подробнее на заключительной
стадии оптимизации оптической системы 5-метрового те-
лескопа. С самого начала стало ясно, что успешная ра-
бота телескопа зависит от способности его зеркала сох-
ранять точную форму оптической поверхности. Извест-
но, что гнутие зеркала пропорционально четвертой сте-
пени диаметра и обратно пропорционально квадрату его
толщины. Так, при одинаковой толщине 4-метровое зер-
кало в пять раз жестче 6-метрового. Увеличивать толщи-
ну зеркала по сравнению с принятой в астрономии ве-
личиной в 1/8 диаметра нельзя из-за растущих с увели-
чением массы зеркала трудностей по конструированию
механической части телескопа. Зеркало лежит на 36
рычажных опорах, которые компенсируют его вес при
любом положении телескопа с точностью 0,1—0,2%.
Другим плюсом использования ребристого диска яв-
ляется его меньшая тепловая инерция. Максимальная
толщина ребер 5-метрового зеркала составляет 10 см,
тогда как сплошной диск такого размера должен иметь
толщину по крайней мере в 50 см. Время достижения
93
теплового равновесия пропорционально квадрату толщи-
ны слоя стекла.
Но даже для ребристого зеркала достижение тепло-
вого равновесия является серьезной задачей; необходимо
принимать все предосторожности для того, чтобы до-
биться одинакового притока тепла ко всем частям зерка-
ла. Современные телескопы, имеющие зеркала из мате-
риалов с малым тепловым расширением, в значительной
степени лишены этих проблем.
Система разгрузок 5-метрового зеркала испытывалась
на телескопе в течение 1948 г. Было установлено, что
трение в осях разгрузочных рычагов настолько велико,
что система не может работать с необходимой точностью.
Летом 1948 г. нижняя часть каждого рычажного устрой-
ства была заменена новой, с уменьшенным трением. Ис-
следования зеркала, выполненные в октябре и ноябре
1948 г., показали уменьшение вертикальной компоненты
трения с 1 до 0,12%.
В процессе изготовления контроль формы зеркала
велся при горизонтальном положении его оптической оси.
При этом было не совсем ясно, как поведет себя край
зеркала, выступающий за внешние разгрузки на 25—50 см
в рабочем положении. Предполагалось, что когда зерка-
ло будет направлено в зенит, эта зона несколь-
ко провиснет.
Исследование на телескопе, однако, показало, что при
удалении оси зеркала от горизонта его краевая зона не
опускается, а поднимается, но это сопровождается увели-
чением фокусного расстояния. Тщательный анализ позво-
лил установить, что уменьшение площади приподнятой
части края зеркала с увеличением зенитного расстояния
является вторичным эффектом меняющей фокусное рас-
стояние ребристой структуры. После того как изменение
фокусного расстояния было ликвидировано соответству-
ющей регулировкой системы разгрузок, край зеркала
стал провисать при уменьшении зенитного расстояния,
но величина этой деформации оказалась недостаточно ве-
лика для того, чтобы ощутимо ухудшить качество по-
строенного зеркалом изображения звезды.
После этого были выполнены обширные исследова-
ния реакции зеркала на внезапные изменения температу-
ры, которые могут иметь место при работе на телескопе.
Оказалось, что внешняя часть зеркала меняет свою тем-
пературу быстрее, чем центральная часть задней его сто-
94
роны. В результате, при внезапном быстром охлаждении,
край зеркала отходит от своего нормального положения
назад на 1—2Х; в случае потепления край поднимается.
Для того чтобы ускорить теплообмен центра задней сто-
роны зеркала, в феврале 1949 г. па оправе были уста-
новлены 12 вентиляторов, что несколько улучшило поло-
жение По-впдимому, соответствующая теплоизоляция на-
ружного края зеркала также должна была принести
пользу.
Все измерения, выполненные в лаборатории при по-
лировке 5-метрового зеркала, показывали, что на наруж-
ном его крае имеется кольцевая зона высотой примерно
в X. Ее решили пока оставить нетронутой, так как до
установки па телескопе было неясно, насколько край про-
виснет, и сполировать ее только после полного выясне-
ния поведения зеркала в оправе, которая составляет с
ним функционально одно целое. Сполировать выступаю-
щий край сравнительно легко, что нельзя сказать о ситу-
ации, которая возникнет, если его исправление в лабо-
ратории зайдет слишком далеко. Пробные снимки, полу-
ченные в начале 1949 г. при полном отверстии зеркала
и при диафрагмировании телескопа до диаметра 3,6 м,
подтвердили результаты измерений формы зеркала и
убедительно показали, что внешняя его зона шириной
40—50 см работает лишь частично.
Это позволило с уверенностью начать полировку края
зеркала. В мае 1949 г. зеркало было вынуто из телескопа,
алюминиевый слой Смыт, и с помощью ручных приспо-
соблений для местной ретуши внешнюю зону стали по-
лировать. Периодически зеркало проверяли по звезде, что
занимало значительно больше времени, чем полировка.
Контроль формы поверхности зеркала проводился
двумя способами. Делались гартмановские снимки с по-
мощью диафрагмы с 400 отверстиями диаметром 75 мм,
расположенными по 20 диаметрам через 15 см. Фото-
пластинка ставилась в 35 мм до фокуса и на таком же
расстоянии за ним. Так как расстояние между отвер-
стиями диафрагмы на краю зеркала составляло около
50 см, нужен был дополнительный метод контроля, поз-
волявший исследовать всю поверхность зеркала — фото-
графирование теневой картины. Для этого нож Фуко ус-
танавливался в фокусе зеркала, и теневая картина фо-
тографировалась в восьми позиционных углах 35-мил-
лиметровой камерой. Чтобы осреднить картину бегущих
95
теней, исследование велось по сравнительно слабым
звездам, с экспозициями в несколько десятков секунд.
В сентябре 1949 г. контроль показал, что подъем
края и некоторые другие ошибки зеркала, выявленные
при исследовании на телескопе, устранены. Зеркало
алюминировали, и 12 ноября 1949 г. на 5-метровом телес-
копе начались регулярные наблюдения. Зимой 1949—
1950 гг. наружный край зеркала и часть его задней сто-
роны были теплоизолированы, чтобы уравнять потоки
тепла в разных его частях; гартмановские снимки, по-
лученные в периоды с сильно меняющейся от ночи к
ночи температурой, показали весьма заметное улучше-
ние поведения зеркала. В лунные периоды зимы 1949—
1950 гг. были получены гартмановские снимки для опре-
деления концентрации света в изображении звезды в
условиях реальных наблюдений (рис. 33). Данные, по-
Рис. 33. Распределение света в изображении звезды, построенном
5-метровым рефлектором, в разных атмосферных условиях.
лученные при испытании зеркала на тепловой удар,
в рис. 33 не включены. Доводка и исследование зеркала
на инструменте были, по-видимому, важным этапом
создания оптической системы 5-метрового телескопа [22].
Об отношении сигнал/шум, даваемом 5-метровым те-
лескопом, можно судить по точности определения кривых
блеска цефеид в NGC 2403 [23]. Средняя ошибка изме-
рения блеска звезд не слабее В — 22т,8 на пластинках
96
хорошего качества в областях с малым фоном (галактики)
равна ± 0”,05, что соответствует отношению сигнал/шум,
равному 20.
На X съезде Международного Астрономического Сою-
за, проходившем осенью 1958 г. в Москве, А. Н. Косыгин,
тогда заместитель председателя Совета Министров СССР,
приветствовавший съезд от имени Советского правитель-
ства, сообщил, что в СССР ведутся работы по созданию
телескопа диаметром порядка 5 м [24]. К этому времепи
был создан комитет по руководству проектом и около
15 астроклиматических экспедиций работали в разных
районах СССР, чтобы найти наилучшее место для новой
обсерватории. В ноябре 1960 г. упомянутый выше коми-
тет и Астрономический совет АН СССР под председа-
тельством акад. А. А. Михайлова утвердили эскизный
проект телескопа. Было принято твердое решение строить
6-метровый телескоп на азимутальной монтировке. Инст-
румент получил название БТА (Большой телескоп ази-
мутальный). Главным конструктором телескопа был на-
значен Б. К. Иоаннисиани, а место для телескопа было
выбрано на северном склопе Кавказского хребта, па одном
из отрогов горы Пастухова, над долиной реки Зеленчук,
па высоте 2070 м. В этом пункте примерно 220 ясных и
частично ясных ночей при 120 полностью ясных ночах в
году. Прозрачность в этом пункте очень высока, а качест-
во изображения на 6-метровом телескопе предполагалось
равным примерно 1"—1",5 [25].
Соображения, приведшие к выбору азимутальной мон-
тировки для 6-метрового телескопа, были таковы:
1.	Простота с точки зрения механики по сравнению
с любым видом экваториальной монтировки.
2.	Симметрия относительно вертикальной оси; вра-
щение по азимуту не меняет нагрузки и не вызывает уп-
ругих деформаций.
3.	Гнутие трубы происходит только в одной плоскости
и зависит лишь от зенитного расстояния.
4.	Возможность использования масляных подшипни-
ков для обеих осей.
5.	Система разгрузки зеркала проще, чем для любой
экваториальной монтировки.
6.	Упрощается балансировка инструмента, которую
нужно выполнить лишь в одной плоскости.
7.	Малые потери света в фокусе Кассегрена — кудэ
и удобство работы в этом фокусе.
7 П. В, Щеглов
97
8.	Независимость конструкции монтировки от геогра-
фической широты места.
В качестве отрицательных свойств азимутальной мон-
тировки можно отметить неравномерность скорости теле-
скопа при слежении за небесным объектом, вращение по-
ля зрения и существование мертвой зоны вблизи зенита.
Немаловажным преимуществом азимутальной монти-
ровки является ее дешевизна. Для радиотелескопа
диаметром 50 м уменьшение стоимости при переходе к
азимутальной монтировке достигает пяти раз; по мнению
И. М. Копылова, азимутальный телескоп, подобный 6-
метровому, примерно вдвое дешевле аналогичного
экваториального 1251.
Идея создания очень крупного рефлектора на ази-
мутальной монтировке появилась на Ленинградском
оптико-механическом заводе (ГОМЗ, а ныне ЛОМО) до-
вольно давно. В 1976 г. Н. Н. Михельсон обнаружил
очень интересные документы, свидетельствующие о том,
что один из основоположников советского астроприборо-
строения, Н. Г. Пономарев, еще до войны серьезно разра-
батывал эту мысль [261. Патриотом этой идеи является
Б. К. Иоаннисиани. Эскиз Н. Г. Пономарева и внешний
вид телескопа БТА приведены па рис. 34.
Интересно, что ожидает азимутальную монтировку оп-
тических телескопов в будущем? Почти не вызывает сом-
нения, что крупные телескопы четвертого поколения бу-
дут азимутальными. Из проектируемых в настоящее
время рефлекторов азимутальную схему выбрали пока
лишь конструкторы 4-метрового параболического рефлек-
тора для Канарских островов [271. Некоторое удешевление
механической части этого инструмента требует, однако,
усложнения управляющей ЭВМ и создания точных вра-
щающихся столов для компенсации поворота поля зрения
в прямом и кассегреновском фокусах. С учетом этого об-
стоятельства удешевление части упомянутого телескопа,
находящейся между бетонным столбом, на котором он
установлен, и осью склонения, составляет 8%(271.
Зеркало 6-метрового телескопа БТА имеет параболи-
ческую форму при светосиле 1 •' 4. Оно изготовлено из
стекла с пониженным (« 30 • 10-7) коэффициентом тер-
мического расширения. Телескоп может работать в пря-
мом фокусе без корректора или с двухлинзовым корректо-
ром, обеспечивающим поле в 10', а также в фокусе Кас-
сегрена — куда при светосиле 1: 30.
98
Ряс. 34. Вверху: эскиз предложенной в 1941 г. Н. Г. Пономаре-
вым компоновки большого азимутального телескопа; внизу: 6-мет-
ровый телескоп БТА.
7*
Заготовка главного зеркала 6-метрового телескопа
была отлита и обработана на Лыткаринском заводе оп-
тического стекла, а процесс его изготовления описан в
[28J; мы будем в своем изложении следовать этой публи-
кации.
Готовое зеркало БТА представляет собой мениск диа-
метром 6,05 м и толщиной 65 см, с радиусами поверхно-
стей 48 м. В центре зеркала имеется сквозное отверстие,
а па его тыльной стороне — 66 углублений. Масса готово-
го зеркала составляет 42,7 т.
К началу работ по созданию 6-метрового зеркала Лыт-
каринский завод оптического стекла (ЛЗОС) уже имел
опыт изготовления дисков для зеркал массой от 6 до 10 т
из стекла типа пирекс марки ЛК-5 (заготовки для глав-
ного зеркала диаметром 2,6 м рефлектора им. Г. А. Шай-
на Крымской обсерватории и аналогичного ему телескопа
Бюракапской обсерватории). При изготовлении этих дис-
ков стекло варилось в горшковых печах и поочередно от-
ливалось в форму. Для изготовления зеркала БТА потре-
бовалось бы варить стекло одновременно в 100 горшках
большой емкости и в течение 2—3 часов отлить его в
форму. От такого метода пришлось отказаться, так как в
местах слияния разных порций стекла можно было ожи-
дать возникновения кристаллизации и местных увеличе-
ний плотности. Поэтому предстояло разработать новую
технологию отливки крупных астрономических дисков.
Отливка 6-метрового диска поставила перед заводом
множество проблем; нужно было разработать некристал-
лизующийся состав стекла, создать оборудование для вар-
ки, отливки и тонкого отжига, для контроля качества
получившейся заготовки и для ее обработки. Необходимо
было научиться манипулировать заготовкой массой около
65 тонн, которая при перестановке в печь отжига выде-
ляет в течение нескольких часов около 20 • 106 килокало-
рий (83,7 • 106 кДж) тепла.
Для сокращения времени было рассмотрено 11 различ-
ных схем изготовления зеркала, и ко всем ним велись
подготовительные работы, чтобы затем избрать одну
из них.
Наиболее отличающимися друг от друга вариантами
были следующие:
1) сварить стекло в большой ванной цечи и отлить наи-
более качественную часть его в выложенную огнеупор-
ным материалом форму, отжечь полученную заготовку в
100
электрической печи, а затем обработать ее до требуемых
размеров на станке;
2) сварить стекло в ванной печи, прокатать из него
крупные пластины, грубо отжечь их, обработать, посадить
на оптический контакт, собрав пакет нужной толщины,
спечь, отжечь и обработать па станке до нужных раз-
меров.
Подготовка оборудования и создание технологии от-
ливки 6-метрового диска потребовали около 3 лет. К на-
чалу 1963 г. на завод начало поступать оборудование, его
стали монтировать и налаживать в специально созданном
опытно-производственном цехе. Была окончательно отра-
ботана конструкция одного из важнейших устройств пред-
стоящей операции — прогреваемого газом сливного лотка
и обогреваемой водородным пламенем теплоизолирован-
ной платиновой трубы, направляющих поток расплавлен-
ного стекла из печи в форму. Надежная конструкция
охлаждаемого водой затвора позволяла открыть стеклу
путь в форму, а в случае необходимости быстро остано-
вить его.
Столь сложное предприятие потребовало создания но-
вых форм организации производства. Были четко опреде-
лены обязанности каждого участника работы. В основу
руководства были положены решения оперативных групп
при принятии решений и строгое единоначалие при их
выполнении.
Подготовленное оборудование позволило почти одно-
временно отлить две заготовки.
Первая из них, опытно-производственная, была охлаж-
дена с максимально допустимой скоростью, позволяющей
рассчитывать на получение целой заготовки за девять
месяцев. Она вышла из отжига расколовшейся на две
примерно равные части. Изучение первой заготовки по-
казало, что состав стекла в печи и в заготовке, а также
режим его варки и отливки позволяют получить отливку
высокого качества. Форму же, в которой отжигается вто-
рая заготовка, следует изменить, что и было сделано без
прекращения процесса отжига, при температуре около
1000° С. Скорость охлаждения второй заготовки была вы-
брана в три раза меньше, чем первой (0е,03 в час). Ее
отжиг занял два года и шесть дней; из отжига заготовка
вышла целой, если не считать нескольких заколов на по-
верхности «стекло — огнеупор», которые должны были
исчезнуть после грубой обдирки заготовки.
101
В верхней части второй заготовки были обнаружены
всплывшие во время отливки частицы огнеупорной глины
и несколько крупных пузырей воздуха, поэтому предпоч-
тение было отдано нижней ее поверхности.
Грубая обработка заготовки заняла 1 год и 4,5 месяца.
За это время с помощью алмазного инструмепта было
удалено более 23 тонн стекла; израсходовано 12 000 карат
естественного алмаза.
Первая, расколовшаяся заготовка была использована
для изготовления из нее крупных дисков меньших разме-
ров, при обработке которых накопили опыт подготовленные
на ЛЗОС фрезеровщики по стеклу; некоторые из этих
мастеров проявили выдержку и умение, подобно хирургу
удаляя возникшие в процессе обработки мелкие за-
колы, готовые разрастись в крупные трещины и привести
заготовку в негодность.
4 сентября 1968 г. заготовка была принята, в октябре
ее перевезли в расположенный рядом корпус, где нача-
лась шлифовка ее лицевой поверхности. В 1968 г. шли-
фовка 6-метрового зеркала была закончена и в начале
1969 г. его перенесли на полировальный станок. Предпо-
лагалось окончить полировку зеркала летом 1971 г., полу-
чив концентрацию энергии в пятне диаметром 0”,3—0",4
(постоянная Гартмана 0,15—0,20) [25].
В процессе полировки 6-метровое зеркало исследовали
методом Гартмана, теневым методом и неравноплечным
интерферометром через нуль-корректор. В описании этих
методов мы будем следовать авторам [29]. «Существенный
недостаток теневого и интерферометрического методов,—
пишут они,— необходимость применения корректоров для
компенсации сферической аберрации, вносимой зеркалом
при работе из центра кривизны. Хотя расчет таких кор-
ректоров не представляет проблемы, требования к точно-
сти их изготовления и юстировке крайне жесткие, а само-
стоятельная проверка и аттестация, позволяющая учесть
вносимые погрешностями изготовления и юстировки абер-
рации, весьма затруднительна. Кроме того, большая часть
корректоров обладает значительным хроматизмом, поэто-
му требуется строгая монохроматизация источника при ис-
пользовании теневых и фотометрических методов и пере-
стройка корректора в случае перехода, например, с дли-
ны волны лазерного излучения при интерферометриро-
ваниикдлине волны ртутной лампы при теневом методе...».
«От многих отмеченных недостатков свободен метод
102
Гартмана. Он не требует применения корректора, прак-
тически не нуждается в юстировке. Все эти достоинства
способствовали тому, что метод Гартмана стал основным
технологическим и аттестационным методом контроля при
полировке и ретуши 6-метрового зеркала...».
Диафрагма Гартмана для контроля 6-метрового зер-
кала имела 225 отверстий диаметром 130 мм, расположен-
ных радиально. Авторы [29] считают необходимым до-
пуском на координаты центров отверстий величину в
1 мм. Так как при изготовлении диафрагмы такую точ-
ность обеспечить не удалось, она была сфотографирована
измерительной фотокамерой, и координаты центров от-
верстий найдены по измерениям снимка. Разности факти-
ческих и идеальных координат учитывались при обработ-
ке гартмановских снимков.
Диафрагма ориентировалась относительно центра зер-
кала с точностью 5 мм; расстояние от диафрагмы до края
зеркала составляло 30 мм. При контроле зеркала с по-
мощью нуль-корректора оно устанавливалось таким об-
разом, что его ось составляла угол 12°30' с горизонтом;
это делалось для того, чтобы работа разгрузочных уст-
ройств происходила в условиях, близких к реальным. Так
как установка и юстировка нуль-корректора чрезвычайно
трудоемки, он находился на месте постоянно. Для кон-
троля по методу Гартмана ось зеркала поднимали еще на
0°;*5; при этом нуль-корректор выходил из пучка. На рас-
стоянии около 300 мм за центром кривизны был установ-
лен точечный источник диаметром 10 мкм, а рядом с
ним — кассета с фотопластинкой. Источник и пластинка
находились по разные стороны от оси зеркала па расстоя-
нии 25 мм от нее.
Гартмановские снимки измерялись на приборе «Аскоре-
корд Е2» и обрабатывались на электронной вычислитель-
ной машине «Минск-32». Результаты расчета включали в
себя таблицу поперечных аберраций, таблицу концентра-
ции энергии в разных плоскостях установки и карту зер-
кала — линии равного отступления поверхности зеркала
от заданной. В [29] приведена только карта поверхности
6-метрового зеркала; она содержит десять горизонталей с
разностью между соседними уровнями в 0,67 мкм (1,34Х)
(рис. 35).
Концентрация света в изображении, даваемом 6-метро-
вым зеркалом, была определена Ю. П. Коровяковским и
М. Ф. Шабановым [301; она приведена на рис, 36, Пр
103
Рис. 35. Карта отклонений по-
верхности 6-метрового зеркала
БТА от параболической формы.
Расстояние между горизонталя-
ми равно 0,67 мкм.
мнению Б. К. Иоаннисиани готовое зеркало собирает в
кружке диаметром 0",5 61% света [311.
В июне 1974 г. полировка зеркала была закончена,
и оно было доставлено к месту у становии телескопа речным
транспортом до Ростова,
а дальше на специальной
платформе. Один из первых
снимков, полученных на
БТА, снимок Крабовид-
ной туманности, приведен
на рис. 37.
Предельная звездная
величина первых снимков,
полученных в прямом
фокусе 6-метрового теле-
скопа, была оценена
М. Ф. Шабановым и
10. П. Коровяковским
[32]. Делались визуаль-
ные оценки, измерения на
ирисовом фотометре и из-
мерения отношения сиг-
нала к шуму с помощью
цифрового двухкоординат-
пого микрофотометра, дающего на негативе световое пят-
но размером 20X20 мкм. Размер слабых изображений
звезд на снимках, полученных на 6-метровом телескопе,
составляет 150—200 мкм. Отношение сигнал/шум опре-
делялось авторами следующим образом:
s f [Я*	— Рф] ds
—	a[/(D,s)]	’
где Р*(ж, у)— двумерный профиль (плотность или
пропускание звездного изображения, — средний фон
неба вокруг звездного изображения и a[Z(D, s)l — сред-
неквадратичное значение фона неба (наверное, все же
его флюктуации — И. Щ. в площадке, равной площади
изображения звезды».
Предельная звездная величина при изображениях в
1—1",5 и 30-минутной экспозиции на пластинках
ЮЗаО, проявленных в проявителе MWP2 в течение 9 ми-
нут при +20° С, равна 24'",2—24’“,5 для отношения
сигнал/шум — 1. Авторы [32] считают, что это «равно или
превосходит то, что получается на 5-метровом телескопе»,
104
Рис. 36. Концентрация света в изображении звезды, даваемая
6-метровым зеркалом. А — по [31] и 1—5 на работающем телеско-
пе при разных условиях [30].
Рис. 37. Снимок Крабовидной туманности, полученный на 6-мет-
^овом телескопе БТА в прямом фокусе с корректором без фильтра:
экспозиция 15“, на пластинках 103а0.
Визуально звезды с отношением сигнал/шум <1 па
негативе не видны; хорошо видны звезды с отношением
сигнал/шум > 2.
Приведенная выше оценка проницающей способности
БТА представляется нам, однако, весьма пессимистиче-
ской; безусловно, измерения отношения сигнала к шуму
на снимках, полученных с этим инструментом, следует
провести более тщательно и па более обширном материа-
ле. Это можно легко сделать во время выполнения фото-
метрических программ, определяя точность измерения
блеска звезд, находящихся вблизи предела обнаруже-
ния [1201.
Обсерватория Китт Пик, принадлежащая Объедине-
нию университетов США, построила два телескопа систе-
мы Ричи — Кретьена диаметром около 4 м. Разработка
их механической части, расчет и изготовление оптики
велись на обсерватории. Первый телескоп, имеющий квар-
цевое главное зеркало, установлен на вершине Китт Пик
недалеко от г. Таксона (штат Аризона); второй, с ситал-
ловым зеркалом — на горе Серро Тололо (Чили), где
функционирует филиал обсерватории Китт Пик — меж-
американская обсерватория.
Рассмотрим некоторые этапы изготовления зеркала те-
лескопа обсерватории Китт Пик. Зеркало имеет диаметр
401 см, толщину 60 см и массу 15 т. В октябре 1969 г.
его шлифовка закапчивалась; обработка велась абразивом
типа граната, с диаметром зерен около 6 мкм, с помощью
шлифовальников диаметром 25—30 см. После каждого
сеанса шлифовки зеркало быстро полировали нескольки-
ми 30-сантиметровыми полировальниками, укрепленными
на дюралевой системе, получившей название паука. Ноги
этой системы достаточно упруги для того, чтобы полиро-
вальники могли следовать сильно асферической поверх-
ности зеркала (рис. 38). Полировка велась смесью окис-
лов редкоземельных элементов, носящей коммерческое
название барнезит; 5—7 часов полировки было обычно
достаточно, чтобы поверхность зеркала начинала отра-
жать свет и можно было контролировать.ее форму опти-
ческими методами. Контроль велся при вертикальном по-
ложении оси зеркала с испытательной башни. Отклонения
различных зон зеркала от кривой, требующейся для осу-
ществления системы Ричи — Кретьена, измерялись мето-
дом Фуко. К концу октября 1969 г. ошибки поверхности
зеркала несколько превосходили 10 %. В течение следую-
103
щих Месяцев предполагалось ввести в действие систему
контроля с яуль-корректором.
В конце декабря 1969 г. поверхность зеркала была
приведена полировкой к желаемой форме, с ошибкой,
меньшей V4. Полировка велась барпсзитом и 50-санти-
метровыми полировальниками, приводимыми в движение
гидравлическим устройством со скоростью около 60 штри-
хов в минуту. Задача обработки состояла не столько в
Рис. 38. Полировка 4гметроввого зеркала обсерватории Китт Пик.
улучшении формы поверхности зеркала, сколько в улуч-
шении ее качества. В конце января предполагалось
перейти к полировке зеркала окисью железа — крокусом.
К этому времени должен был быть готов нуль-корректор
и налажен метод Гартмана; предполагалось начать ра-
боту по улучшению симметрии зеркала местной ретушью.
В течение следующих 3 месяцев (январь — март
1970 г.) продолжалось сглаживание поверхности зеркала
полировальниками диаметром около 45 см. Полировка
велась крокусом. Хотя абсолютные отклонения поверхно-
сти зеркала не уменьшились и остались близкими к V4,
сглаживание кольцевых зон было весьма заметным, а диа-
метр даваемого зеркалом изображения быстро уменьшался
по мере того, как уменьшались ошибки типа наклона
волнового фронта. Полировку предполагали продолжать до
тех пор, пока действие ошибок кольцевых зон не станет
меньше влияния больших неправильных пятен на по-
107
верхности зеркала, которые должны быть убраны ручной
полировкой. В это же время начат контроль поверхности
зеркала с помощью нуль-корректора; полученные данные
совпадали с результатами, даваемыми другими методами,
в частности, методом Гартмана.
В течение третьего квартала 1970 г. делались гартма-
новские снимки; к контролю зеркала были привлечены
Боуэн, Хог и Мейел. Измерения показали непрерывное
улучшение поверхности зеркала. Под контролем метода
Фуко через нуль-корректор делалась местная ретушь.
Гартмановские снимки показали необходимость лучшей
регулировки давления в воздушных подушках оправы
зеркала; регуляторы давления были заменены на регуля-
торы с телескопа.
В первом квартале 1971 г. кварцевое зеркало телеско-
па обсерватории Китт Пик находилось в состоянии, ха-
рактеризуемом пословицей «семь раз отмерь (Гартма-
ном)— один отрежь (полировкой)» и приближалось к
завершенному состоянию после более чем двухлетних не-
прерывных усилий оптической лаборатории.
В это время уделялось большое внимание улучшению
применяемых методов контроля и согласованию результа-
тов, получаемых разными методами. Метод Гартмана
использовался для проверки формы зеркала после сеансов
Полировки; метод Фуко с нуль-корректором позволял вы-
явить участки, требующие местной ретуши.
Разрешение диафрагмы с 80-ю отверстиями по поверх-
ности зеркала оказалось недостаточным; согласия с дру-
гими методами контроля не получалось. По рекомендации
Боуэна в мастерских обсерватории была изготовлена ди-
афрагма с 440 отверстиями, ошибка координат центров
которых не превосходила 0,1—0,15 мм. С помощью вкла-
дышей диаметр отверстий диафрагмы, равный 7 см, мож-
но было уменьшить до 2,5 см.
Новая диафрагма дала точность определения формы
поверхности ~ 0,2% и пространственное разрешение, дос-
таточное для отождествления ошибок поверхности с де-
талями теневой картины. Источник света помещался на
оси зеркала, ошибки измерений координат изображений
отверстий составляли ~ 1 мкм, что практически не влияло
на точность конечного результата. В марте 1971 г. зерка-
ло собирало 70% света в кружке диаметром 0",5, а
среднеквадратичная ошибка его поверхности составляла
М2 (рис. 39, кривая 1).
108
Рис. 39. Распределение света в
изображении звезды, построенном
4-метровыми гиперболическими
зеркалами обсерваторий Китт
Пик (7 — 17 марта 1971, 2— 19 ап-
реля 1972) и Серро Тололо (-3)
(по лабораторным исследовани-
ям).
В июне 1971 г. местная полировка привела зеркало в
состояние, близкое к готовности, а в сентябре его обра-
ботка бигла почти закончена. В апреле 1972 г. зеркало
собирало 50% света в кружке, несколько меньшем 0",3,
после чего обработку прекратили (см. рис. 39, кривая 2).
Обработка зеркала за-
няла три года; впервые
зеркало вышло из лабора-
тории совершенно гото-
вым и на инструменте не
доводилось. Эволюция ка-
чества этого зеркала вид-
на на рис. 39 (кривая 3).
19 и 20 июня 1973 г. те-
лескоп был официально
введен в эксплуатацию.
Первоначально телескоп
(рис. 40) начал работать в
прямом фокусе с трехлин-
зовым корректором, вы-
полненным по расчету
Винна и обеспечивающим
поле хороших изображе-
ний диаметром в 507 при
светосиле 1:2,7. Один из
первых снимков, получен-
ных на этом инструменте,
приведен на рис. 41.
В июне 1975 г. были исследованы ошибки наведения
4-метрового телескопа обсерватории Китт Пик. По 100
звездам, наблюдавшимся в фокусе куда в интервале ча-
совых углов ±4h от меридиана, ошибка абсолютного па-
ведения с учетом поправок оказалась ± 6" по а и
±2",4 по б.
Такие же проверки делались для прямого фокуса и
фокуса Ричи — Кретьена; ошибки оказались сходными;
это позволяет думать, что их источником являются гну-
тие основания телескопа или его подковы. Дифференци-
альное наведение в пределах нескольких градусов долж-
но иметь ошибку ~0",6, равную разрешению датчиков
угла [331.
Второе 4-метровое зеркало, изготовленное в этой лабо-
ратории,'на этот раз не кварцевое, а ситалловое, было
закончено летом 1974 г. Оно предназначалось для обсер-
109
Рис. 40. 4-метровый реф-
лектор системы R — С
обсерватории Китт Пик.
Рис. 41. Снимок области вокруг газовой туманности NGC 6583
(«Лагуна»), полученный в прямом фокусе 4-метрового рефлекто-
ра третьего поколения обсерватории Китт Пик. Кружками показа-
ны размеры рабочего поля 5- и 6-метрового параболических реф-
лекторов второго поколения.
Рис. 42. Карта отклонений по-
верхности 4-метрового гиперболи-
ческого зеркала обсерватории
Серро Тололо от расчетной. Рас-
стояние между горизонталями
равно 0,05 мкм.
ватории Серро Тололо, где установлен дубликат 4-метро-
вого телескопа обсерватории Китт Пик. На заключитель-
ном этапе обработки контроль осуществлялся с помощью
модификации метода Гартмана, состоящего в том, что
диафрагму между отдельными снимками поворачивали на
некоторый угол относительно зеркала. Результаты изме-
рения отдельных снимков сравнивались, и тем самым в
несколько раз улучшалось покрытие поверхности зеркала
отверстиями диафрагмы
Гартмана, имевшей 440
отверстий. Ошибки тако-
го метода контроля состав-
ляют около 0,01Х. Обработ-
ка гартмановских сним-
ков велась на ЭВМ
CDC 6400; она показала,
что среднеквадратичное от-
клонение полученной по-
верхности от заданной со-
ставляет ~ 0,07Х. Зеркало
концентрирует около 60%
света в кружке диамет-
ром 0",1 (см. рис. 39);
карта отклонений его по-
верхности от заданной
приведена на рис. 42 [331.
В 1962 г. было подпи-
сано соглашение о созда-
нии ESO — организации, в которую вошли несколько за-
падно-европейских государств — Бельгия, Дания, Фран-
ция, ФРГ; Голландия и Швеция, с целью построить в юж-
ном полушарии обсерваторию, оснащенную несколькими
инструментами, в числе которых должен быть один телес-
коп диаметром 3—3,5 м. Подготовительные работы но
созданию большого телескопа и выбору места для него
были, однако, начаты еще в 1953 г. Было ясно, что высо-
кокачественный телескоп диаметром около 3 м в пункте
с хорошим астроклиматом может быть таким же эффек-
тивным, как 5-метровый телескоп в пункте с худшей
атмосферной турбулентностью.
3,6-метровый телескоп ESO предполагалось устано-
вить на вершине Ла Силла высотой 2440 м в чилийских
Андах, в 600 км к северу от Сантьяго и в 100 км от бли-
жайшего небольшого города Ла Серена. Предполагалось,
Ill
что изображения в этом пункте часто лучше 1", достигая
изредка 0",1.
Для того чтобы наблюдатель мог работать в прямом
фокусе, диаметр телескопа должен превосходить 3,5 м.
Несмотря на серьезные финансовые затруднения, при-
шлось пойти на создание телескопа такого диаметра, но
впоследствии он был увеличен до 3,66 м, так как изго-
товленная кварцевая заготовка получилась именно таких
размеров.
Кварцевая заготовка для главного зеркала 3,5 м была за-
казана компании «Корнинг». Она была спечена при темпе-
ратуре 2500° С из семи кварцевых шестиугольников, допол-
ненных треугольниками. Особое внимание было уделено
качеству наружного слоя кварцевого блока, по которому
впоследствии должна была пройти оптическая поверх-
ность. Диск был заказан в январе 1965 г., но во время
его охлаждения печь частично разрушилась и от диска
откололся кусок размером примерно в 1/3. Компания
«Корнинг» пыталась восстановить диск новым спекани-
ем, что, по-видимому, ей удалось, и заготовка зеркала
была условно принята в январе 1967 г. и передана ком-
пании REOSC в Париже, которая должна была осущест-
вить его шлифовку и полировку. При полировке, однако,
выяснилось, что верхний слой заготовки недостаточно
плотен и в нем появилось множество пузырей. По согла-
шению с компанией «Корнинг» диск был отправлен на-
зад в США, где на него был наварен слой кварца хоро-
шего качества толщиной 10 см.
3,6-метровый телескоп ESO было решено изготовить
по схеме Ричи — Кретьена, со светосилой главного зер-
кала 1 : 3, R—С-фокуса 1 : 8 и фокуса кудэ 1  30. Тех-
ническое задание на главное зеркало предусматривало
обеспечение следующей концентрации света в пятне
рассеяния: 75% в кружке диаметром 0",4 для R—С-фо-
куса и 75% в кружке диаметром 0",5 для фокуса кудэ
[34].
После грубой обдирки, выполненной алмазным инст-
рументом, была заделана имевшаяся на лицевой стороне
зеркала раковина неправильной формы глубиной около
15 см и наибольшим размером 14 см. Раковина была об-
работана под полусферу алмазным инструментом, и эта
полусфера отполирована с оптической точностью. Полу-
сферическая пробка была изготовлена с такой же точ-
ностью из куска кварца, подобного тому, из которого бы-
112
ло изготовлено зеркало. Пробка входила в отверстие с
точностью • примерно в одну полосу. Ее заклеили синте-
тической смолой таким образом, что толщина- склейки
(после давления) не превосходила 10 мкм, заклеенное
место не имеет никаких оптических особенностей и вид-
но лишь по дифракции на линии склейки.
Шлифовка велась сначала жестким шлифовальником
диаметром 3,6 м, затем шлифовальником диаметром 2,6 м.
Шлифовальники были изготовлены из еловых досок,
позволяющих сделать инструмент легким и слабо дефор-
мирующимся в течение сеанса полировки. Для получе-
ния хорошего качества поверхности было выбрано дав-
ление шлифовальника в 10—12 г/см2, для чего его
несколько поднимали с помощью пневматического цилинд-
ра. Контроль формы поверхности зеркала, получавшейся
при полировке, осуществлялся набором балочных сферо-
метров с точностью, несколько лучшей 1 мкм. Измере-
ния велись по одному радиусу. По-видимому, перед
обработкой с помощью пробной полировки было установле-
но, что заготовка позволяет получить зеркало, не имею-
щее азимутальных ошибок.
Полировка велась полировальником диаметром 3,65 м,
изготовленным опять-таки из еловых досок, но обладаю-
щих достаточной гибкостью. Кривизна полировальника
должна была позволять следовать асферической кривой
поверхности зеркала при длине штриха около 50 см.
Центральная часть полировальника и его край сделаны
более толстыми, чтобы избежать ряби на поверхности
зеркала; третье утолщение, примерно на половине диа-
метра, служит для прикрепления полировальника к по-
водку станка. Вес полировальника — 1200 кг, и пневма-
тический цилиндр нейтрализует лишь вес поводка станка.
Полировальник не вращается, его удерживает нейлоно-
вый шнур.
Точная форма оптической поверхности достигается
соответствующей подрезкой полировальника по диамет-
ру, смещение вдоль которого наименьшее; смещение в
6 или 7 см осуществляется вторым эксцентриком станка
(рис. 43). Наружная зона зеркала шириной менее 10 см,
которая оказалась приподнятой на 0,5 полосы, была
сполирована вручную. Контроль формы поверхности зер-
кала вели, не снимая его со станка, при вертикальном
положении оптической оси. Башня вертикального конт-
роля построена над станком и состоит из наружных кир-
8 П. В. Щеглов	ИЗ
пнчпых стен и внутренней стальной трубы, снабженной
снизу пластмассовой «юбкой», которая при контроле
окружает планшайбу станка. На время обработки «юбку»
можно отвести в сторону тельфером. Перед контролем
зеркалу дают отстояться в течение 2—3 суток.
Значительное количество обогревающих радиаторов,
снабженных терморегуляторами, расположено вокруг
Рис. 43. Полировальник с фигурной подрезкой, применявшийся для
обработки 3,66-метрового гиперболического зеркала ESO.
стальной трубы таким образом, что температура растет
снизу вверх. Можно показать, что положительный гра-
диент температуры в несколько градусов стабилизирует
воздух внутри трубы и не дает ощутимой сферической
аберрации. Стальная труба покрыта изнутри теплоизо-
лирующим слоем.
Пластмассовая «юбка» сделана с двойными стенками,
между которыми непрерывно вдувается воздух таким об-
разом, что он поднимается по спирали и выравнивает
температуру в любом из горизонтальных сечений. Сталь-
ная труба обвита снаружи тонкостенной нейлоновой труб-
кой, по которой также идет легкий ток воздуха. Эволю-
ция формы поверхности 3,66-метрового зеркала показана
на рис 44.
НА
Зеркало может быть исследовано в оправе как при
вертикальном положении осп в контрольной башне, так
и в горизонтальном туннеле, расположенном под лабора-
торией [14].
Поверхность зеркала контролировалась методом Гарт-
мана (отверстия располагались по двум его диаметрам
Рис. 44.. Эволюция поверхности 3,66-метрового зеркала ESO.
в виде креста), а также через нуль-корректор и с по-
мощью оптических эккеров.
Обработка заготовки была начата в 1970 г., заделка
раковины заняла 4 месяца, в феврале 1971 г. зеркало
собирало 94% света в кружке диаметром О",5 и 69% в
кружке 0",24. Интерферометрическое исследование по-
казало очень гладкую поверхность без ряби I34J. В 1971 г.
готовое зеркало исследовалось представителями ESO
(использовались метод Гартмана и интерферометр сдви-
га). В феврале 1972 г. зеркало было официально приня-
то обсерваторией.
Однако руководство ESO хорошо понимало, что толь-
ко изготовления высококачественной оптической системы
недостаточно; необходимо уметь ее юстировать, иссле-
довать и поддерживать в рабочем состоянии.
С этой целью в Женевском отделении ESO в 1973 г.
была организована постоянная оптическая группа, вла-
деющая методами расчета, контроля и юстировки опти-
ческих систем и снабженная необходимым оборудованием
(вспомогательные оптические устройства, ЭВМ, програм-
8*	115
мы). В задачу этого отдела обсерватории входит юстировка
и исследование оптических систем телескопов и разработ-
ка вспомогательных устройств (корректоров прямого и
R—С-фокусов, спектрографов и т. п). К началу 1976 г.
3,66-метровый телескоп был смонтирован на вершине
Ла Силла, а в сентябре оптическая группа начала юсти-
ровку прямого фокуса. Примерно семь недель заняла ус-
тановка оптической оси телескопа перпендикулярно к
оси склонения, что необходимо для получения хороших
снимков близполюсной области. Затем начались исследо-
вания с помощью метода Гартмана. Оказалось, что из-
мерительный прибор, имевшийся на обсерватории Ла
Силла, недостаточно точен для того, чтобы по его измере-
ниям получить окончательные данные о концентрации
энергии в даваемом зеркалом изображении. Однако стало
ясно, что техническое задание, состоящее в том, чтобы
75% света было собрано в кружке диаметром 0",4, прев-
зойдено и, по-видимому, с ощутимым запасом.
Анализ измерений пластинок показал, что основные
аберрации низших порядков невелики, а лабораторное
исследование говорит о том, что поверхность зеркала
очень гладкая. Оказалось, что точность центрировки огра-
ничивается турбулентностью в башне, однако даже при
этом удалось сцентрировать систему с ошибкой в 0",2.
В течение всего периода юстировки атмосферное ка-
чество изображений было в основном плохим, однако ди-
аметр слабых звезд, полученных на первых снимках с
пластинками ШаО, не превосходит 1—1",5. В этих ус-
ловиях юстировка методом Гартмана по крайней мере
на порядок точнее, чем визуальная или фотографическая
[351.
После этого около 50 гартмановских снимков, полу-
ченных в прямом фокусе (главное зеркало плюс однолин-
зовый корректор системы Гаскойна, обеспечивающий
поле хороших изображений около 17 минут), были про-
мерены на автоматической измерительной машине «Га-
лактика» Гринвичской обсерватории, которая дала ошиб-
ку наведения ~ 1 мкм. Теперь основным источником
ошибок стали случайные рефракции в подкупольном
пространстве и недостаточно тщательная ‘ фотографиче-
ская обработка негативов, которая велась в импровизи-
рованной фотолаборатории. Однако удалось установить,
что 80% энергии попадает в кружок диаметром 0",42,
когда телескоп направлен в зенит; для положения телес-
116
f ►&
2 >»
СО :ЭД
S
S 0"
_ 2
Ч н
«5 И
ЭД н
Ян И
ф
со И
й
сб
Ч
я
«
ЭД

к
сб
ff
2
сб
сб
о
сл
ы
и
о
эд
ч
и н Ь£
| ’й § S
Д 5^3
и
й ч
fc «
• - я

Сб S
Q О
Ь и
« ЙН
QJ О . VO
S S'0 2
я
И
(У
ч
S
эд
и ЭД
и
2 Я
к Эд
2
2^
и
W
сб
ч
3
§
эд
аз
5 ЭД
S- °
ff>e<
эд ~
ж Я
s я
А &
эд й
И ЭД
й &
©
и
и
Й с
и р<
м
Iй
§
сб
эд
я
ч
эд
2
©
я
«
сб
к
эд »Й
f'S
Сб
<х> Д
K'S
S’?
й '
aS
О" 0"3	О''6
Диаметр кружка
копа к югу и востоку этот диаметр составляет 0" ,46 и
О",35. Эта оценка может быть улучшена, так как оста-
точный астигматизм вызван скорее всего турбулент-
ностью под куполом; небольшая остаточная сферическая
аберрация может быть устранена дальнейшей осевой юс-
тировкой корректора, а ас-
тигматизм, относящийся к
зеркалу, можно уменьшить
юстировкой осевых разгрузок.
Расчет показал, что уст-
ранение одного астигматиз-
ма третьего порядка приведет
к улучшению концентрации
до значения 80% света в
кружке диаметром 0",35, а
юстировка, ликвидирующая
треугольный астигматизм и
остаточную сферическую
аберрацию, уменьшит этот
диаметр до 0",27. Считается,
что распределение света в
построенном зеркалом изоб-
ражении звезды определяет-
ся методом Гартмана хуже
всего, так как на это распре-
деление сильно влияют сис-
тематические и случайные
ошибки. Поэтому получен-
ные значения концентраций
следует рассматривать как
пессимистические — на са-
мом деле оптическая система
еще лучше.
Юстировка кассегренов-
ского фокуса заняла три не-
дели. Вначале установили
прямую, проходящую через
центр главного зеркала и
перпендикулярную к оси склонения. Затем было необходи-
мо установить оба зеркала соосно, но сделать это оказалось
затруднительно, поскольку концентрация оправы вторично-
го зеркала не предусматривала возможности его юстировоч-
ного смещения перпендикулярно к оптической оси, и мож-
но было лишь качать зеркало в его плоскости. Имея только
118
Рис. 46. Результаты исследова-
ния формы поверхности 3,66-
метрового зеркала ESO па ин-
струменте. 1— техническое за-
дание кассегреновского фоку-
са, 2 — техническое задание
для фокуса кудэ, 3 — главное
зеркало в феврале 1971 г. в
лаборатории, 4 — прямой фо-
кус с корректором Гаскойна
па инструменте при разных
положениях трубы, 5 — пря-
мой фокус с корректором Гас-
койна на инструменте после
возможной доюстировки, 6 —
кассегреновский фокус с воз-
можностью доюстировки.
эту степень свободы, можно было лишь попытаться ском-
пенсировать несоосность наклоном вторичного зеркала. Од-
нако это изменяет направление оптической оси телескопа
я, следовательно, ее перпендикулярность к оси склонения.
Методом последовательных приближений удалось умень-
шить кому до 0",24 (измерения велись методом Гартма-
на). Неперпендикулярность оптической оси и оси склоне-
ния оказалась равной 163", что было сочтено приемле-
мым, пока главное зеркало не будет смещено в его опра-
ве. Было получено 45 гартмановских снимков в положе-
нии телескопа вблизи зенита; 80% энергии оказалось
внутри кружка в 0",45. Причина небольшой обнаружен-
ной сферической аберрации должна еще быть выяснена,
астигматизм же вызван скорее всего астроклиматом баш-
ни. Если удастся устранить эти две аберрации, то ка-
чество 3,66-метрового телескопа ESO системы R—С (75%
света в 0",4) будет выдержано [36].
Общий вид 3,66-метрового телескопа ESO приведен
на рис. 45, а один из первых полученных на нем сним-
ков — па рис. 4. На рис. 46 показаны результаты иссле-
дования оптической системы 3,66-метрового рефлектора
ESO на работающем инструменте.
6. ПРИЕМНИКИ ИЗОБРАЖЕНИЯ СОВРЕМЕННОЙ
ОПТИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ
Одно целое с телескопом составляют его приемники
излучения и изображения. В видимой области спектра,
рассмотрением которой ограничивается эта книга, при-
емники в настоящее время близки к теоретически воз-
можной эффективности. Важной их особенностью является
то, что они, как правило (кроме фотоэмульсий), разра-
батываются крупными научно-исследовательскими комп-
лексами и, следовательно, прогресс в их развитии значи-
телен. У электронных приемников улучшается способность
накопления, количество регистрируемых элементов, удоб-
ство обращения; уменьшается стоимость одной единицы
информации. Для астрономии все же требуются лучшие
экземпляры этих устройств. Фотографические материалы
улучшаются совместными усилиями разработчиков эмуль-
сий и астрономов; за последнее десятилетие они буквально
обрели второе дыхание. Так, фотоэмульсии оказались
непревзойденным приемником изображения для выявле-
ния весьма малых (~ 10-3) контрастов, недоступных пока
электронным устройствам. Одноканальные приемники из-
119
лучения в настоящее время принципиального интереса
не представляют — настолько они разработаны. Сферы
применения фотоэмульсий и панорамной электроники
четко разграничены; на свойственных их современным
представителям преимуществах и ограничениях мы оста-
новимся ниже.
Астрономические фотоэмульсии остаются важнейшим
приемником изображения современной наземной опти-
ческой астрономии. Высокий квантовый выход, огромная
информационная емкость и способность практически не-
ограниченно долго хранить зарегистрированную инфор-
мацию делают их незаменимым орудием астронома. В те-
чение последнего десятилетия в астрофотографии прои-
зошли значительные изменения, связанные с появлением
количественных методов исследования информационной
способности эмульсий и созданием фотоэмульсий с за- -
данными свойствами. Электронные приемники изображе-
ния вытеснили фотографию при регистрации не очень
информативных изображений; в настоящее время они
способны работать по объектам, содержащим ~ 1000
элементов (это, в основном, спектры): вскоре они смогут
регистрировать астрономические сюжеты, содержа-
щие ~ 10е элементов. Работающая в оптимальных усло-
виях фотопластинка уступает по квантовому выходу ва-
куумному приемнику изображения не очень сильно. Зна-
чительные различия . квантового выхода, получавшиеся
10—20 лет назад у некоторых исследователей, при срав-
нении этих приемников объясняются очень просто. Дело
в том, что при сопоставлении фотоэлектрических и фо-
тографических приемников необходимо иметь в виду сле-
дующее: порог срабатывания современных вакуумных
электронно-оптических устройств близок к одному фото-
электрону; иными словами, если в таком приборе появля-
ется один фотоэлектрон, что соответствует ~10—100 кван-
там излучения на его входе, то этот электрон не будет поте-
рян — его можно ускорить и с большой степенью вероятно-
сти зарегистрировать фотографически, в счетном устрой-
стве или в памяти ЭВМ. Даже простые астрономические
электронно-оптические преобразователи, появившиеся
вскоре после второй мировой войны, успешно работают
при световых потоках, соответствующих одному фото-
электрону в несколько десятков секунд с элемента изоб-
ражения 102 см-2). Для того же, чтобы современная
фотоэмульсия начала работать и проявила свои замеча-
ло
дельные свойства, экспозиция должна превзойти ~ 10*
квантов/см2. Непониманием этого обстоятельства и объ-
ясняются получившиеся в свое время колоссальные раз-
личия квантового выхода электронных и фотографиче-
ских приемников. Очевидно, их сравнение велось при та-
ких условиях, когда фотоэмульсия не могла регистриро-
вать излучение из-за того, что соответствующая освещен-
ность была меньше порога ее срабатывания.
Естественно, что использование астрономических фо-'
тоэмульсий может столкнуться с двумя ситуациями:
1) фотоэмульсия не может зарегистрировать объект
потому, что он создает освещенность, не выходящую за
область недодержек;
2) эмульсия способна зарегистрировать данный астро-
номический сюжет, но необходимо измерить в нем до-
статочно малые контрасты, выявив тем самым новые
детали или получив возможность точнее профотометри-
ровать уже найденные.
Примером первого случая может быть спектроскопия
с большой дисперсией, которая выполняется на кудэ-спект-
рографах или кассегреновских эшельных спектрографах,
когда из-за большой дисперсии и потерь света на щели
спектры даже довольно ярких звезд могут оказаться в
области недодержек. Аналогичная ситуация имеет место
при фотографировании эмиссионных объектов через до-
статочно узкие (^20 А) фильтры или эталоны Фабри —
Перо. В этом случае при любой практически мыслимой
экспозиции фон неба на фотоэмульсии не регистрируется,
и мы получаем совершенно чистый снимок с монохро-
матическим изображением объекта или интерференцион-
ных колец, теряя, разумеется, слабые части объекта или
эмиссионных линий. Это же самое происходит при фото-
графировании звезд и протяженных объектов на не-
достаточно светосильных телескопах, когда фон неба,
слабые звезды и периферия ярких объектов эмульсией
не регистрируются.
В этом случае, который можно назвать случаем фото-
графирования без фона, положение удается, если не ис-
править, то улучшить повышением чувствительности фо-
тоэмульсии или применением более чувствительного при-
емника изображения, которым может быть, например,
электронно-оптический преобразователь. Здесь не прихо-
дится говорить о качестве снимка; если есть необходи-
мость получить новую информацию, приходится жерт-
121
вовать зернистостью негатива, применяя высокочувстви-
тельную эмульсию и всяческие способы ее очувствления,
или полем зрения устройства (современные ЭОПы име-
ют поле, не превосходящее в диаметре нескольких сан-
тиметров).
Все остальные случаи астрофотографии связаны с вы-
делением слабых или более точной фотометрии ярких
объектов, наблюдаемых на том или ином фоне. В слу-
чае кудэ-спектроскопии — это определение контуров аб-
сорбционных или эмиссионных линий на фоне непрерыв-
ного спектра, в случае фотографической фотометрии —
улучшение предельной звездной величины снимков, по-
лученных на телескопах оптимальной светосилы, когда
фон свечения ночного неба уже зарегистрирован с доста-
точной фотографической плотностью, по па нем нужно
обнаружить или профотометрировать слабый объект.
Здесь для достижения хорошего результата можно по-
жертвовать чувствительностью фотоэмульсии и увели-
чить время экспозиции, перейдя па фотопластинки с тем
же квантовым выходом, по лучшей зернистостью и ха-
рактеристиками накопления.
В случае фотографирования без фона отношение сиг-
нал/шум в фотографическом изображении объекта опреде-
ляется выражением Z>r/n(Z>), где Dr — оптическая плот-
ность проявленной эмульсии, a o(Z>) — ее зернистость. Это
отношение улучшается при увеличении экспозиции, так
как зернистость растет вначале не так быстро, как плот-
ность. Следует, однако, помнить, что слабые изображе-
ния, получающиеся на пороге чувствительности, редко
имеют на негативе большую плотность. В качестве при-
мера такого фотографирования можно привести снимок
области планетарной туманности NGC 7293 на эмульсии
Ша! и на этой же эмульсии, но подвергнутой газовой
сенсибилизации (рис. 47) [37].
При фотографировании на фоне ночного неба экспо-
зиция определяется его яркостью, и задачей является
выбор такой фотоэмульсии, которая давала бы макси-
мальное отношение сигнала к шуму. Как мы знаем, эф-
фективность в этом случае определяется, в частности,
множителем ц/, характеризующим свойства приемника
изображения.
Если фон создает на снимке плотность, равную D, и
ее флюктуации (зернистость) равны о(Д), то вызванное
изображением звезды изменение плотности Д2) должно
122
как можно больше отличаться от п(27).Если ст(Д) неуве-
личпвается пропорционально контрасту у, условия обна-
ружения будут лучше у более контрастной эмульсии.
В качестве величины, характеризующей эффективность
эмульсии, работающей в случае обнаружения на фоне,
Рис. 47. Область планетарной туманности NGC 7293, сфотографиро-
ванная на рефлекторе диаметром 76 см и светосилой 1:4. Слева —
экспозиция в 70 мин на неочувствленной пластинке; справа — экс-
позиция в 70 мин на пластинке,, очувствленной теплым азотом.
иногда употребляют соотношение
s
(а(Р))2 Р’
где SP —
чувствительность эмульсии.
Современные фотоэмульсии позволяют с высокой, прак-
тически 100-процентной достоверностью обнаруживать объ-
екты, в несколько раз более слабые, чем фон неба на
соответствующей площадке изображения (звезды ~ 23га,5
на 5-метровом телескопе на эмульсии ЮЗаО и несколько
более слабые, слабее 24”*, на новых телескопах Ричи —
Кретьена с более информативной эмульсией типа Ша1,
подвергнутой газовой сенсибилизации). Хорошим приме-
ром использования такой эмульсии является фотографи-
рование малоконтрастных протяженных объектов, где уда-
ется выявить детали с яркостью, примерно равной 0,2%'
яркости ночного неба, пока недоступные фотоэлектриче-
ским устройствам. На рис. 48 показан один из подобных
снимков, на котором видны слабые пылевые туманности
в UMa, светящиеся отраженным светом нашей Галакти-
ка [38].
123
В современной астрономии широко применяются мето-
ды сенсибилизации фотографических эмульсий. Для спект-
роскопических эмульсий используется подсветка короткой
вспышкой перед основной экспозицией, для фотометриче-
ских снимков все бблыпую популярность завоевывает га-
зовая сенсибилизация, заключающаяся в обработке фото-
пластинок перед экспозицией тем или иным газом.
Рис. 48. Малоконтрастные пыле-
вые волокна в Большой Медве-
дице, обнаруженные на сним-
ках, полученных с 122-сантимет-
ровой камерой Шмидта обсерва-
тории Хэла на пластинке IllaJ.
Сенсибилизация астро-
номических эмульсий име- ’
ет длинную историю. Аст-
рономы - профессионалы
всегда сетовали на недо-
статочную чувствитель-
ность своих пластинок и
пытались увеличить ее все-
возможными способами,
разрабатываемыми прак-
тически на каждой обсер-
ватории. Пары ртути, ам-
миак, дистиллированная
вода, подсветка, прогрев
перед экспозицией, купа-
ние в растворе формалина
или азотно-кислого сереб-
ра — вот некоторые сред-
ства их арсенала. Сенси-
билизация астрономиче-
ских эмульсий иногда по-
вышает их чувствитель-
ность, но чаще уменьшает
отклонения от взаимоза-
местимости. Дело в том,
что при увеличении экспо-
зиции чувствительность
эмульсии падает; астрономы-практики хорошо знают, что
для того, чтобы продвинуться на одну звездную величину
в сторону слабых объектов, нужно увеличить экспозицию
примерно втрое. При экспозиции в Зчаса эмульсия IllaJ,
например, в десять раз менее чувствительна, чем при
экспозиции в 0,1 с. Короткая подсветка перед экспози-
цией, дающая сама по себе плотность 0,2—0,3 над ву-
алью, уменьшает этот эффект. Другим способом является
хранение в вакууме и обработка перед экспонированием
в теплом (50—60°) азоте в течение нескольких часов.
124
Вакуум и азот, по-видимому, удаляют адсорбированные
поверхностным слоем эмульсии воду и кислород, которые
могут соединяться с фотоэлектронами, имеющимися в кри-
сталлах бромистого серебра, и понижать эффективность
образования скрытого изображения. Механизм сенсиби-
лизации водородом, скорее всего иной,— химическое вос-
становление.
Первые опыты сенсибилизации астрономических эмуль-
сий прогревом были начаты на обсерватории Маунт Вил-
сон незадолго перед войной, однако добиться воспроизво-
димости этого процесса оказалось нелегко. Впрочем, лю-
бой метод сенсибилизации весьма чувствителен к откло-
нениям, что требует создания на обсерватории достаточно
высокой культуры фотографического процесса. Излишне
говорить, что оптимальные условия очувствления должны
подбираться для каждого полива эмульсии индивидуаль-
но. Первые опыты с прогревом несенсибилизированных
эмульсий позволили уменьшить экспозицию примерно в
два раза, но панхроматические пластинки ему не поддава-
лись — росла вуаль. Позже было показано, что обработка
вакуумом и азотом существенно уменьшает отклонения от
взаимозаместимости. Так, выигрыш в чувствительности
для эмульсии IllaJ достигает 4—5 раз для длинных экспо-
зиций, и эта эмульсия, которая сенситометрически менее
чувствительна, чем 103а0, примерно в четыре раза, но го-
раздо более информативна, может после подобного очув-
ствления использоваться при тех же светосилах телескопа,
что и 103а0. Было найдено, что вакуумирование с после-
дующей обработкой водородом при комнатной температуре
практически полностью уничтожает отклонения от взаимо-
заместимости. Оказалось также, что смесь из 2—8% во-
дорода и 98—92% азота имеет хорошие сенсибилизирую-
щие свойства; она не взрывоопасна, чего ни в коем случае
нельзя сказать о чистом водороде. Газовой сенсибилиза-
ции хорошо поддаются панхроматические (родственная
IllaJ панхроматическая эмульсия 127-04 или IIIaF) и
инфрахроматические сорта пластинок.
Азотная и водородная сенсибилизации имеют разные
механизмы и поэтому аддитивны [37]; совместное их при-
менение позволило увеличить чувствительность пластинок
ЮЗаО несколько более, чем в четыре раза, a IllaJ — в 11
раз без ощутимого увеличения вуали. Режим сенсибили-
зации подбирался индивидуально для конкретных номе-
ров эмульсий. На рис. 49 можно увидеть изменение чув-
125
3
5 -
4 -
- 1,0
- о,6
0	5	10	15	20 Часы
Прогрев (P2°5G) или обработка водородом(HI50)
Рис. 49. Рост, чувствительности и вуали разных астрономических
фотоэмульсий после обработки их теплым азотом и водородом.
j
I
Рис. 50. Рост чувствительности и вуали разных фотоэмульсий при
их газовой сенсибилизации.
ствительности и вуали этих эмульсий в зависимости от
времени очувствления. Испытания очувствленных пласти-
нок велись в ньютоновском фокусе 76-сантиметрового реф-
лектора светосилой 1:4; неочувствленная пластинка 1ОЗаО
требовала предельной экспозиции, определяемой фоном
неба в 35”; очувствление в азоте и водороде уменьшило
ее до 5™, а предельная звездная величина составила при
этом 20™,
На пластинках IllaJ, очувствленных водородом после
азота, предельная звездная величина оказалась на том же
рефлекторе 21“,7 при экспозиции в 23“. На рис. 50 приве-
дены результаты очувствления этих же эмульсий в 2- и
8-процентной смеси водорода с азотом. Обработка инфра-
красных пластинок типа IN и IVN в азотно-водородной
смеси позволила получить выигрыш в чувствительности
примерно такой же, как купание в растворе аммиака, но
с лучшей равномерностью и воспроизводимостью. Очув-
ствленные таким образом инфракрасные пластинки хоро-
шо сохраняются в холодильнике.
Методы газового очувствления сильно способствовали
переходу практиков-астрономов на новые мелкозернистые
сорта эмульсий с лучшими характеристиками накопления.
Наиболее ходовой для прямого фотографирования в насто-
ящее время является ортохроматическая эмульсия IllaJ,
которая после очувствления в азоте может применяться
для тех же задач, для которых раньше применялась эмуль-
сия ЮЗаО. Прямые снимки на этих эмульсиях обычно
экспонируют (если это позволяет светосила телескопа) до
плотности фона ~ 1,0, при которой характеристики обна-
ружения этой эмульсии оказываются наилучшими. При
этом удается улучить предельную звездную величину те-
лескопа на 1—1“,5 по сравнению с ЮЗаО. Так, телескоп
Шмидта Южной Европейской обсерватории (D = 1 м,
D/F — M3), при хорошем (1—2") качестве изображения
имеет на этой эмульсии предел в системе В около 23“ при
экспозиции 90“. Другой телескоп, 3,6-метровый этой же
обсерватории при экспозиции 120“ в прямом фокусе
с корректором может регистрировать звезды слабее 24”,
Критерием достоверности на этой обсерватории явля-
ется обнаружение объекта на двух разных снимках.
Современные телескопы имеют большое поле зрения
и, следовательно, требуют больших фотопластинок. Но
при этом следует помнить, что получать хорошие снимки
на больших пластинках очень трудно. Оценки показыва-
127
ют, что в Паломарском атласе, например, содержится
около 107 дефектов — «кодаковских звезд». Хотя за по-
следнее время изготовители ощутимо повысили культуру
полива пластинок {создание Паломарского атласа немало
этому способствовало), очень многое зависит от обработки
снимков на обсерватории. Значительная часть грязи воз-
никает от сотрясения пластинок в коробке во время их
транспортировки, поэтому тщательная очистка непосред-
ственно перед съемкой чрезвычайно важна. Наилучшие
результаты достигнуты в настоящее время при очистке
пластинок потоком обеспыленного фреона. Считается, что
трудность обработки астрономического негатива пропор-
циональна квадрату его наибольшего размера. В настоя-
щее время изготовляются пластинки размером 36 X 36 см;
апланатический телескоп Ричи — Кретьена обсерватории
Лас Кампапас рассчитан в своем кассегреновском фоку-
се для работы на пластинках размером 50X50 см.
Астрономический негатив размером 35 X 35 см содержит
2 • 108 элементарных приемников излучения, каждый из
которых может различить несколько сотен градаций яр-
кости. Если измерительный прибор работает со скоростью
одного элемента в секунду, то полное измерение такого
негатива займет 64 года его непрерывной работы. Поэтому
часто можно услышать вопрос — зачем делать такие сним-
ки? Ответом может быть контрвопрос — зачем составлять
энциклопедии, ведь от начала до конца их все равно ни-
кто не читает. Значение хороших стеклянных библиотек,
являющихся энциклопедией неба, для развития современ-
ной астрономии невозможно переоценить.
Однако важность усовершенствования методов считы-
вания информации с астрономических негативов не вызы-
вает сомнений, и появляются все новые и новые устройст-
ва, работающие с большой скоростью и точностью и выда-
ющие результаты в цифровой форме, совместимой с сов-
ременными большими ЭВМ. Скорость считывания у сов-
ременных микрофотометров составляет несколько тысяч
элементов в секунду, с регистрацией информации на
магнитную ленту. Интересным примером обработки подоб-
ной информации является разложение на компоненты вы-
броса из ядра галактики М 87 (рис. 51), выполненное
математическими методами учета инструментального кон-
тура, разработанными в Лаборатории реактивного дви-
жения в Пасадене для нужд обработки изображений, пе-
редаваемых с космических аппаратов [39].	_
128
Рис. 51. Снимки выброса из
центральной части галакти-
ки М87 и результаты обра-
ботки одного из них на
ЭВМ. в) Снимок на 2,2-мет-
ровом рефлекторе обсерва-
тории Китт Пик при исклю-
чительно хороших (~ 0",7)
изображениях; б) снимок
на ^метровом рефлекторе
при изображениях ~ 1" на эмульсии ИМ; а) восстановление изо-
бражения предыдущего снимка; разрешающая способность улуч-
Шена приблизительно на 50%. Авторы считают, что такой же сни-
мок на более зернистой эмульсии 103а0 было бы нецелесообразно
восстанавливать из-за большего шума. Тени вокруг сгустков вы-
броса являются следствием использованной математической про-
цедуры.
9 П. В. Щюооз
Таким образом, современная астрофотография является
мощным орудием исследования Вселенной. Новые фото-
эмульсии и методика их очувствления, доводящая в на-
стоящее время их квантовый выход по обнаружению до
4%, современные методы очистки, проявление и измере-
ния негативов делают астрофотографию высокоэффектив-
ным современным методом регистрации астрономических
изображений.
Современные электронные приемники изображения
близки по своей эффективности к теоретическому пределу,
определяемому квантовым выходом фотокатодов, преобра-
зующих оптическое изображение в электронное. Уже дав-
но осуществлены устройства, регистрирующие тем или
иным способом каждый электрон, покинувший фотокатод.
Уже давно темновой ток, холодная эмиссия, ионная обрат-
ная связь и прочие устрашающие недостатки этой техни-
ки конца 50-х и начала 60-х годов сведены к значениям,
вполне допустимым с точки зрения астрономов, изучаю-
щих слабые объекты, но усовершенствование электронных
приемников изображения продолжается. Астрономы стре-
мятся повысить количество регистрируемых системой
элементов изображения, ее способность к накоплению и
удобство наблюдений с ее помощью. Сферы применения
современной фотографии, имеющей порог срабатывания
(но работающей с хорошим квантовым выходом и огром-
ной способностью к накоплению информации), и элек-
тронных устройств, такого порога не имеющих (но пока
регистрирующих изображения в лучшем случае не
превосходящие по информационному содержанию теле-
визионного кадра), в настоящее время четко разграни-
чены.
Первая попытка увеличения накопительной способно-
сти спектроскопической системы с ЭОПом высокого уси-
ления была предпринята в 1963 г. Р. Линдсом. Перед
фотопленкой, регистрирующей нерасширенный спектр
слабого объекта, он поместил щель, пропускавшую на
эмульсию изображение только той части экрана ЭОПа, на
которой возникал спектр. Пленку с небольшой скоростью
протягивали перпендикулярно к направлению дисперсии,
и так как ЭОП давал усиление, достаточное для фотогра-
фической регистрации изображения одного электрона, то
можно было зарегистрировать практически все фотоэлект-
роны, строящие картину спектра, не боясь взаимного их
наложения.
130
В начале 70-х годов на Лйкской обсерватории нача-
лась разработка панорамного цифрового электронного при-
емника изображения для спектроскопии, который позво-
лял регистрировать в памяти ЭВМ, появляющиеся на экра-
- не ЭОПа с большим усилением сцинтилляции (регистри-
руется количество вспышек, появившихся за время наб-
людения в каждом из нескольких сотен элементов спект-
ра* объекта и спектра сравнения). В настоящее время
такого рода приборы успешно работают на нескольких
обсерваториях. На обсерватории Хэла ведутся работы по
вводу в память ЭВМ изображения телевизионного типа
(500 X 500 элементов, и до 104 фотоэлектронов в каждом
элементе). Мы остановимся на цифровом приемнике
изображения, разработанном А. Боксенбергом [40].
Задачи, которые ставились при создании этого устрой-
ства — хорошая фотометрическая точность, высокая эф-
фективность регистрации изучения и, по-видимому, при-
менение готовых компонент. Был выбран вариант прибора,
когда основное усиление сигнала осуществляется с по-
мощью классического четырехкамерного ЭОПа (EMI 9912)
с мультищелочным катодом, синим экраном и диаметром
рабочего поля 40 мм. Усиление ЭОПа — 107, пропускание
входного окна — до 3000 А и разрешение — около 40 ли-
ний/мм. Выбор этого типа ЭОПа определялся его доступ-
ностью, отсутствием в нем элементов со структурой (на-
пример, деталей из волоконной оптики), что важно для
уменьшения фотометрических ошибок, и большим усиле-
нием, достаточным для того, чтобы от выходного сигнала
этой трубки четко срабатывало телевизионное устройство.
Перебрасывающий изображение экрана ЭОПа объек-
тив имел увеличение 0,59 и светосилу 1:2; эффективность
переброски составляла 1 %; каждому фотоэлектрону
соответствовала вспышка в 7 • 10s фотонов на мишени
передающей телевизионной трубки, в качестве которой
использовался плюмбикон фирмы «Филлипс» XQ 1020 В —
видикон с бесструктурной мишенью из окиси свинца, вы-
пускаемый как передающая трубка цветного телевидения.
Мишень видикона подсвечивается, чтобы все сигналы с
ЭОПа соответствовали линейной части кривой его реакции.
Весьма важным элементом системы является устрой-
ство центрирования вспышек и подавления ионных пя-
тен. Оно помещено между телевизионной трубкой и ЭВМ
и находит центры вспышек, соответствующих фотоэлект-
ронам, позволяя регистрировать их с одинаковым весом.
9*	131
Фотонные
сцинтилляции
Ионные сцинтил-
ляции (шум)
Изображения на
мишени телевизи-
онной трубки
выход
предусилителя
Проведена центри-
ровка в напраенв-
нии стран
" ---------- Проведена центри-
----— ровна по обеим ко-
1---•-	— ординатам,ионные .
---------------------вспышки отброшены
Рис. 52. Логическая схема центрирования сигнальных и подавле-
ния мешающих ионных вспышек в цифровом приемнике изобра-
жения.
Центрировка включена
Центрировка выключена
Рис. 53. Улучшение разрешающей способности системы с цифро-
вой регистрацией изображения при работе логической схемы цент-
рирования сцинтилляций.
Л
B^kJ^.CneKTP1jI Двух квазаров, зарегистрированные приемником
иаооражения: а) с фоном ночного неба; б) фон исключен; в) без
фона.	'
Дело в том, что вследствие статистических флюктуаций
коэффициентов усиления каскадов ЭОПа сигнальные
вспышки несколько различаются по яркости. Процесс
центрировки в направлении строк и кадров показан на
рис. 52; для его осуществления необходимо, чтобы даже
самая маленькая вспышка попадала по крайней мере на
две телевизионные строки. Устройство центрировки от-
брасывает также сильные сцинтилляции, вызванные по-
паданием на первый фотокатод ионов (ионная обратная
связь) и не имеющие отношения к сигналу. Логическое
устройство центрирования ощутимо повышает разреша-
ющую способность системы (рис. 53). Координаты фотон-
ных вспышек вводятся в память ЭВМ, объем которой в
принципе может быть сколько угодно большим. Кроме
300
1/ОО 500 BOO 700 Номер канала
Рис. 55. Спектр галактики Маркарян 78 (15т), зарегистрирован-
ный цифровым приемником изображения для разных точек щели.
того, наблюдатель может наблюдать накопление инфор-
мации на дисплее во время регистрации спектра. Систе-
ма может вычитать зарегистрированный вместе со спект-
ром объекта фон неба (рис. 54). Для протяженных
134

объектов можно получить одновременно несколько спектров
в разных точках пересечения их щелью спектрографа
(рис. 55). Количество каналов (элементов спектра), до-
ступных одновременной регистрации,—примерно 1000.
Прибор Боксенберга эксплуатируется с 1973 г., его блок-
схема приведена на рис. 56.

7.	ТЕЛЕСКОПЫ ЧЕТВЕРТОГО ПОКОЛЕНИЯ
В настоящее время идет обсуждение проблемы — ка-
кой телескоп должен следовать за 4-метровыми R—С-ре-
флекторами, работающими на многих обсерваториях?
Хотя в настоящее время материальных возможностей
строить более дорогие, чем современные, инструменты,
ни у одной обсерватории, по-видимому, нет, вести подго-
товку к этому было признано целесообразным. Дело в том,
что основу любого проекта представляют собой квалифи-
цированные специалисты, а они в настоящее время име-
ются (обсерваторские коллективы, строившие 4-метровые
и родственные им инструменты). С другой стороны, вне-
запное выделение крупных средств на недостаточно обос-
нованный научно и технологически проект обычно при-
водит к печальным результатам. И, в-третьих, разработ-
ка новой проблемы, как чисто научной, позволяет без
больших материальных затрат сохранить квалифициро-
ванные кадры и придать работе более академический ха-
рактер, так как в случае осуществления целенаправлен-
ного проекта, качество исследования иногда ухудшается
под действием факторов ненаучного плана (сроки, дав-
ление администрации, престиж и т. д.).
По мнению авторов проекта телескопа следующего
поколения [41], дальнейшее повышение эффективности
наземных телескопов связано с увеличением их диаметра.
Действительно, эффективность всех устройств, стоящих
после телескопа, уже сейчас приближается к теоретиче-
ски возможной: качество крупной оптики, достигнутое в
настоящее время, достаточно хорошее; более тщатель-
ные поиски места позволят улучшить не более чем в
2—3 раза качество изображения и остается лишь уве-
личивать диаметр инструмента.
Ход рассуждений авторов проекта телескопа следу-
ющего поколения был несколько необычен: сначала вы-
бирался (в разумных пределах) диаметр телескопа, позво-
138
ляющий решить достаточно много новых задач, а затем
рассматривалась техническая возможность его осущест-
вления. Этот диаметр оказался равным» 25 м. Отвлека-
ясь от конкретных технических идей, в рамках которых
можно осуществить инструмент такого диаметра (рис. 57),
заметим лишь, что он должен давать изображения поряд-
ка 1" при поле зрения около Г.
Рис. 57. Некоторые варианты многозеркальных телескопов четвер-
того поколения в представлении художника (по [41]).
Рассмотрим некоторые задачи, которые можно будет
решить с помощью нового инструмента. Разумеется, он
сможет решать и другие проблемы, которые будут сфор-
мулированы при более детальном рассмотрении его воз-
можностей.
1.	Большие планеты.. Хорошая спектроскопия позво-
лит изучать циркуляцию их атмосферы с ошибкой
~ 10 м/с при разрешении по диску ~ 1*.
2.	25-метровый телескоп позволит осуществить изу-
чение звезд до 19“ с разрешением 10-3 секунды дуги
и звезд до 22т,5 с разрешением 5-10-3 секунды дуги при
покрытии их Луной. Может быть получено распределение
яркости по диску звезды, а измерение в инфракрасной
области даст информацию о пылевых оболочках вокруг
звезд.
137
'Й&Ь..
3.	Спекл-питерферометрия в видимой и инфракрасной
области даст разрешение ~3 • 10-3, ~1,5-10~2 (2. =
= 2,5 мкм) п 6  IO"2 (X = 10 мкм) секунды дуги. На 10 мкм
можно будет обнаружить тепловое излучение планет типа
Юпитера вблизи холодной звезды: расстояние от планеты до
звезды для системы, отстоящей от нас на 10 не, будет
на порядок превосходить разрешение инструмента. Мож-
но будет непосредственно наблюдать другие планетные
системы. На 2,5 мкм можно будет получить детальные
картины взаимодействия звезд с межзвездной средой.
В видимой области спектра спекл-интерферометрия с
25-метровым телескопом позволит получать карты поверх-
ности ближайших звезд-гигантов с разрешением 10—20
элементов на диаметре звезды, подобные спектрогелио-
граммам.
Будет открыто и изучено множество двойных звезд
(визуально- и спектрально-двойных). Можно будет ис-
следовать двойные звезды с периодами от одного года до
12 дней. Имея спектральные данные и орбиты, можно
будет получать надежные значения масс этих звезд.
4.	Можно будет получать спектры холодных звезд
до 15’" с разрешением ~ 105, что соответствует определе-
нию скоростей с ошибкой, меньшей 100 м/с. Будет уточ-
нена гидродинамика атмосфер этих звезд — стабильных
и переменных.
5.	Магнитное поле звезд можно будет измерять с точ-
ностью до 1 Гс.
6.	Межзвездные линии можно будет измерять более
точно, или для более слабых объектов (с более сильным
поглощением), например, межзвездные линии CN, име-
ющие прямое отношение к реликтовому излучению.
7.	Диаграммы «цвет — светимость» для шаровых и
рассеянных скоплений будут продолжены в сторону зна-
чительно более слабых звезд.
8.	В случае, если новый телескоп будет установлен
достаточно высоко, на нем можно будет работать с раз-
решением около 2",5 на длине волны в 300 мкм.
9.	Окажется возможным измерять лучевые скорости
отдельных звезд в других галактиках и определять их
химический состав.
10.	Фон ночного неба определяется в основном зо-
диакальным светом и вне атмосферы равен 22™ с квад-
ратной секунды (на Земле 21™,5 с квадратной секунды).
Предельная звездная величина 25-метрового телескопа
138
составит для полосы 1000 А (при времени накопления
4 часа) 23т,7 при точности 4%. Для 2,2-метрового орби-
тального телескопа предел оказывается таким ?йе, но
при точности 3% (сигнал/шум = 1). Больший поток,
собираемый наземным телескопом, позволит уйти в об-
О
ласть линий Н и К (3900—4000 А), где фон неба в не-
сколько раз слабее.
Для изучения квазаров наземный телескоп выгоднее,
так как красное смещение при z = 2,5 переводит наи-
более интересную часть их спектра (лаймановский ска-
чок у 911 А) в близкую ультрафиолетовую область.
Столь большой (в шесть раз) скачок в размерах, ко-
торого вообще-то следует сильно опасаться, авторы
проекта нового инструмента объясняют тем, что многие
из упомянутых выше задач не доступны 8- или 10-мет-
ровом рефлектору.
Трудно сказать, в каком виде будет осуществлен 25-
метровый инструмент и будет ли он построен вообще,
но появление подобного рода проектов показывает, что
современные астрономы считают практическую астро-
физику важным разделом своей науки, прогресс в кото-
ром возможен и необходим.
8.	АТМОСФЕРНАЯ ОПТИКА И ПРАКТИЧЕСКАЯ АСТРОФИЗИКА
Рассмотрев оптические системы и приемники совре-
менных телескопов, перейдем теперь к наиболее важному
и, пожалуй, наиболее слабо разработанному в настоящее
время разделу практической астрофизики — исследо-
ванию астроклимата. На основе данных, полученных
астрономами при исследовании атмосферной турбу-
лентности, выбирают места для строительства новых
обсерваторий. Количество ясных ночей с хорошими изоб-
ражениями определяет потенциал обсерватории, т. е. то,
какие задачи она может решать на имеющихся телеско-
пах и сколь эффективно будут работать установленные
на ней новые инструменты, Астроклимат неудачно вы-
бранной обсерватории изменен быть не может (пока че-
ловечество не предоставит астрономам возможностей
срывать мешающие им горы и воздвигать новые, с бла-
гоприятной аэродинамикой) и, так как в строительст-
во обычно вкладываются значительные средства, обсер-
ватории почти никогда не закрывают и не переносят.
139
Астроклиматические исследования всегда велись и
ведутся исключительно астрономами, при (к сожале-
нию) минимальном контакте со специалистами соответ-
ствующих разделов метеорологии и физики атмосферы.
Довольно велик в этих работах и административный
элемент. Все это привело к тому, что исследования аст-
роклимата являются ахиллесовой пятой современной
практической астрофизики, и серьезные усилия по соз-
данию вокруг этой проблемы научной атмосферы весь-
ма желательны. Среднее качество изображения, кото-
рым довольствуются в настоящее время астрономы да-
же новых обсерваторий, может быть заметно улучшено
в более тщательно выбранных местах, а количество на-
блюдательного времени с изображениями лучше секун-
ды дуги в связи с этим увеличено в несколько раз. По-
следствия этого при исследовании слабых объектов,
а также при работах с неклассическими методами по-
лучения высокого разрешения, которые исключительно
благодарно реагируют на качество входного изображе-
ния, нетрудно себе представить.
В этом разделе, после замечаний общего характера,
будет рассказано об астроклиматических программах не-
скольких обсерваторий.
Один из известных отечественных астрономов, хоро-
ший наблюдатель, отвечая на мои призывы уделить
большее внимание исследованиям астроклимата, заметил,
что место для установки данного телескопа можно вы-
брать лишь с помощью самого этого телескопа. Исследо-
вания атмосферы, выполняемые небольшими инструмен-
тами,— продолжал он,— дают, как правило, результаты,
не имеющие никакого отношения к тому, что наблюда-
тель-спектроскопист видит на щели своего спектрографа
при работе на крупном телескопе.
В какой-то степени он прав. История астроклимати-
ческих исследований показывает, что в эту довольно
сложную, но чрезвычайно важную проблему практиче-
ской астрофизики уже давно вошел некий элемент ир-
рациональности, приведший к тому, что многие серьез-
ные астрономы до самого недавнего времени смотрели
на астроклиматические исследования довольно скепти-
чески.
И действительно, о практической астрофизике — нау-
ке в общем хорошо разработанной и в некоторых обла-
стях осуществляющей исследования с эффективностью,
близкой к теоретической,— можно составить весьма не-
лестное представление, если рассматривать только ее
атмосферный аспект, Отсутствие количественных мето-
дов, сравнительно слабое теоретическое обоснование ря-
да результатов, отход от главной заповеди астронома,
заключающейся в исследовании систематических и слу-
чайных ошибок аппаратуры, спешка, недостаточно пол-
ные ряды наблюдений, слабый контакт со смежными
диспиплинями,— вот немногие из недостатков, явно ви-
димых в астроклиматических работах прежних' лет. Не-
маловажную роль играет также то, что астроклиматиче-
ские работы выполняются, как правило, астрономами
для установки на новом месте того или иного телеско-
па. При этом, очевидно, чисто научный характер про-
блемы может оказаться заметно модифицированным ад-
министративной стороной дела.
Место требуется выбрать к определенному сроку,
и никакие ссылки на научную недоработку или неяс-
ность проблемы обычно во внимание не принимаются.
Это обстоятельство в свою очередь определяет характер
лиц, участвующих в поисках места. «Трудно было прояв-
лять энтузиазм, когда так много людей просто-напросто
считали, что местом для 5-метрового телескопа является ,
гора Паломар»,— писал один из участников астроклима-
тических исследований в Южной Калифорнии. Руково-
дители обсерваторий или ответственные за выбор места
лица, которые обычно являются (или были) астронома-
ми-наблюдателями, часто имеют свое интуитивное (но
очень твердое) мнение, которое и проводят в жизнь все-
ми методами, в том числе и довольно далекими от на-
учных. Часто бывает, что на строящей новый инстру-
мент обсерватории просто-напросто никто не понимает,
насколько важно иметь хорошие изображения, так как
работы, требующие высокого разрешения, на ней либо
не велись.либоне считаются важными. Классическая ра-
бота Бааде, разрешившего на звезды центральную часть
туманности Андромеды, была выполнена им на 400-
дюймовом рефлекторе, когда турбулентный диск не пре-
восходил 0,5’—0",6 в течение экспозиций, достигавших
4 часов (изображения звезд на снимке имеют размер
меньше секунды дуги). Бааде продвинулся, по-вйднмо-
му, примерно на Iя* в сторону слабых объектов ш> срав-
нению с Хабблом, обнаружившим на этом же тедесКопе
цефеиды в спиральных рукавах М31.	г’-'ХГ
'У •
141
Астроклимат обсерватории Маунт Вилсон позволил
это сделать; выигрыш в предельной величине связан с
усовершенствованиями процедуры наблюдений на 100-
дюймовом рефлекторе. Если бы атмосфера не по*
зволяла получать изображения, меньшие v, никакое
усовершенствование инструмента не позволило бы про-
двинуться в сторону слабых объектов. Заметим, что в
конструкцию строящегося 5-метрового телескопа к тому
времени (1942 г.) уже были внесены усовершенствования
(создатели этого инструмента работали на одной обсерва-
тории и в контакте с наблюдателями), приведшие к тому,
что этот рефлектор вел себя стабильнее. Он позволил
тому же Бааде продвинуться еще на 1т в сторону сла-
бых объектов и показать отсутствие в М 31 переменных
типа RR Лиры по крайней мере до 23т,5, что привело
к получению опять-таки совершенно нового результата —
уточнению шкалы метагалактических расстояний. Астро-
климат Паломарской обсерватории позволил это сде-
лать
С другой стороны, исследователю астроклимата ча-
сто приходится слышать упреки астрономов, истосковав-
шихся по настоящему наблюдательному материалу,
в том, что ведущиеся им серьезные работы по атмос-
ферной оптике являются погоней за ненужным отлич-
ным против имеющегося хорошего, и что им нужно бы-
стрее (как можно быстрее!!) получить инструмент,
пусть на пару звездных величин менее эффективный,
но работающий. Их сетования вполне понятны, но та-
кая точка зрения может привести и приводит к появле-
нию в принципе неэффективных и не поддающихся
улучшению астрономических инструментов.
Невнимание астрономов к атмосферным исследова- ।
ниям поистине удивительно. Вот что пишет по этому
поводу один из создателей современной практической
астрофизики П. Фелгетт: «Хотя в прошлом сделаны
значительные усовершенствования [методов исследова-	1
ния астроклимата], они не дают физического и количе-	>'
ственного описания качества изображения.
Астрономы в настоящее время не могут даже оха- 
рактеризовать статистически среднеквадратичную флюк-
туацию фазы, вызванную атмосферой, над какой-нибудь j
из их обсерваторий, тогда как им следовало бы знать
распределение неоднородностей по лучу зрения, времен- <
нбй и пространственный их масштаб и скорость смеще-
142
ния каждой существенной компоненты общего возмуще-
ния фазы.
В смысле стоимости и эффективности, производи-
тельность телескопа, стоящего несколько миллионов де-
нежных единиц, может быть удвоена или ухудшена
вдвое в зависимости от характеристик астроклимата вы-
бранного для него места. Программа, на которую будет
затрачено несколько сотен тысяч денежных единиц и
состоящая в создании соответствующих приборов для
объективного и абсолютного измерения параметров аст-
роклимата (и подготовки соответствующих специали-
стов.— П. Щ.) может, таким образом, дать прибыль в
1000%, если она выполняется даже для одного крупно-
го телескопа».
Известный немецкий гелиофизик К. Киппенхойер,
инициатор создания Объединенной Европейской солнеч-
ной обсерватории, которая начала свою деятельность с
того, что осуществила чрезвычайно широкую и серьез-
ную многолетнюю программу исследования дневной ат-
мосферы, приведшую к выбору весьма перспективных с
астрономической точки зрения горных вершин на Ка-
нарских островах, также обращает внимание на недо-
статочно серьезное отношение астрономов к атмосфер-
ной проблематике:
«Поразительно, сколько энергии,— пишет он,— было
затрачено в течение последнего десятилетия на анализ
солнечных изображений, спектров и магнитограмм с не-
достаточным разрешением с помощью всех средств со-
временной техники и как сравнительно мало усилий
посвящено тому, чтобы исключить причины этого иска-
жения изображений, т. е. изучить нашу атмосферу, про-
анализировать даваемые ею оптические возмущения и
найти новые места для обсерваторий на основании ре-
зультатов этих исследований.»
В последнее время, как мы увидим ниже, в деле
выбора места для ночных и, особенно, солнечных об-
серваторий намечается известный прогресс. По-видимо-
му, очень важным обстоятельством, сыгравшим роль в
повышении научного уровня астроклиматических иссле-
дований, является их разработка в виде чисто научной,
а не прикладной проблемы. Исследование астроклимата
и выбор места — две совершенно разные вещи. Лишь
после того, как атмосфера и качество изображения в
определенном районе исследованы, эти исследования
143
закончены и осмыслены, должен наступить этап выбора
места, когда совершенно сознательно и ответственно,
с учетом всех обстоятельств дела, принимается реше-
ние, где ставить инструмент. При этом должно быть со-
вершенно ясно, что теряется или выигрывается при осу-
ществлении того или иного варианта.
Рассмотрим теперь основные астроклиматические по-
нятия. Ясное ночное (или дневное) время дается либо
в часах (с указанием, учтены ли сумерки), либо в фото-
метрических ночах. По определению, предложенному
комиссией № 50 МАС, фотометрической ночью считается
ночь, в течение которой ясно более 5 часов при влаж-
ности, меньшей 90%, ветре слабее 12,5 м/с, поглощении
в зените лучше О’",5 и облачности меньше 5% (закрыто
облаками менее 5% неба) на высоте более 30° над го-
ризонтом и меньше 15% на высоте более 10°. Пригод-
ной для наблюдения ночью считают ночь, когда эти
условия выполняются в течение хотя бы двух ночных
часов или одного ночного и одного сумеречного часа.
Иногда, в случае необходимости, делают измерения око-
лосолнечного ореола, фона свечения ночного неба, про-
зрачности, количества водяных паров на луче зрения и
радиопомех, которые могут не только мешать развитию
радиоастрономии в выбранном районе, но и создавать
помехи усилительной аппаратуре и ЭВМ оптических
телескопов.
Рассмотрим наиболее важную сторону астроклимати-
ческих исследований — измерение оптических искаже-
ний, наблюдаемых через турбулентную атмосферу изо-
бражений небесных объектов. Как хорошо известно, из-
менение показателя преломления воздуха в оптическом
диапазоне бывает вызвано главным образом флюктуа-
циями его температуры, а не влажностью. Структурная
функция температурного поля атмосферы DT определя-
ется выражением
/>r(ri,r2) = {[7’(r1)-7’(r2)P},
где 7(г) — температура в точке г, а фигурные скобки
означают осреднение по ансамблю. Принимая турбу-
лентность изотропной и однородной, можно определить
DT в инерциальном интервале из закона Колмогорова —
Я*****-,,Обухова
Пг(г) = С|г2/3,
144
• С2т(7г)

где г=1п —r2l, а Су — структурный коэффициент тем-
пературного поля, который связан со структурным коэф-
фициентом показателя преломления С2 соотношением
Г80р (fe) . 10-в]2
. Тй (h)
(p(fe) — давление в миллибарах, a TW) — средняя тем-
пература воздуха в К на высоте Ю.
Оптический эффект турбулентности (дрожание или
размытие изображения) определяется величиной
со
I = secz J Сп (h)dh,
о
где z — зенитное расстояние наблюдаемого объекта.
Иногда качество изображения, наблюдаемого через
турбулентную атмосферу, характеризуют параметром
0,06Х213/Б
r0 =
где А, — длина волны, а го — это диаметр такого идеаль-
ного объектива, который дал бы без атмосферы такое
же качество изображения, как очень большой (> 2го)
объектив, наблюдающий этот же объект через турбу-
лентную атмосферу.
Если мы будем наблюдать точечный объект через
турбулентную атмосферу с помощью маленького (г<г0)
объектива, его изображение будет дрожать. Среднеквад-
ратичное отклонение объекта по одной координате от
среднего положения аа связано с I соотношением (А, =»
= 5000 А)
а» = 5,74-10е/7.
Диаметр кружка на небе, внутри которого дрожа-
щий из-за атмосферной турбулентности точечный объ-
ект находится 80% времени, можно назвать величи-
ной Dsn. Для звезды, дрожание которой подчиняется
закону Гаусса, Рао = 3,6оа. Современные астроклиматиче-
ские приборы обычно измеряют аа, микротермометриче-
ские устройства — Ст и, следовательно, С2.
Если измерять атмосферное дрожание звезды, то оа
позволяет определить J на всем луче зрения; J
дает возможность оценить вклад того или иного участ-
10 п. В. Щеглов	145
ка луча зрения в деградацию изображения. Очевидно,
что <та =	где а( — величина дрожания на отдель-
ных участках луча зрения. Выполнение закона Колмогоро-
ва — Обухова в атмосферных ситуациях, интересующих
современную астрономию, неоднократно проверялось и
не вызывает сомнений.
Рассмотрим различные оптические методы определе-
ния оа и го. При наблюдении звезды в телескопы разно-
го диаметра мы можем получить для данной атмосфер-
ной турбулентности разные значения разрешающей
способности. Если в качестве меры атмосферной турбу-
лентности взять величину го, определенную выше, то
теоретическое рассмотрение [42] позволяет сделать сле-
дующие выводы:
1. Случаи большой и малой экспозиции могут сильно
различаться по разрешению.
2. Для данного го (т. е, для данного значения атмо-
сферной турбулентности) существует телескоп некоторо-
го оптимального диаметра, который дает более высокую
разрешающую способность, чем инструмент меньшего
или большего диаметра.
Разрешающая способность объективов разного диа-
метра оценивалась авторами [42] в предположении кол-
могоровской турбулентности. Мы приведем результаты,
относящиеся к
в ближней зоне
случаю, когда турбуленция происходит
L < zL. телескопа,
Л /
Наблюдения при длинной экспозиции соответствуют
случаю, когда размытие изображения, даваемого теле-
скопом, происходит как из-за его деформации, так и
вследствие смещения в поле зрения.
Случай короткой экспозиции имеет место тогда, ког-
да смещения изображения, как целого,— скомпенсиро-
ваны. Иными словами, в первом случае учитываются
как искажения волнового фронта, так и его наклоны,
а во втором — наклоны изображения не искажают.
На рис. 58 мы видим, что разрешающая способность
телескопа, наблюдающего объект через турбулентную
среду с астроклиматом г0, растет с увеличением диамет-
ра телескопа, приближаясь к своему асимптотическому
значению достаточно близко уже при D « 2—3 го, Не
- так ведет себя разрешающая способность при коротких
экспозициях. Для D = 3,8 го она почти вдвое превосхо-
146
R
^max
2 _ Короткая экспозиция
Длинная экспозиция
°	5 Ufa
Рис. 58. Разрешающая способ-
ность объектива, работающего че-
рез турбулентную атмосферу с
данным радиусом когерентности
при длинной и короткой экспо-
зиции.
дит Яша— разрешающую способность, достигаемую
очень большим объективом при длинной экспозиции.
Затем она постепенно уменьшается, оставаясь даже при
D = 10го ощутимо лучше Z?max.
Описанные выше теоретические оценки полезны
тем, что позволяют количественно охарактеризовать вы-
игрыш в разрешении, по-
лучаемый при переходе к
тщательному гидированию
снимка, исключающему
атмосферные смещения
изображения. Известно,
что хорошие наблюдатели
всегда это делали (исполь-
зуя кассету Ричи) и, кро-
ме того, исключали перио-
ды ухудшения изображе-
ний. Визуальные наблюда-
тели делают это, по-види-
мому, непроизвольно, осу-
ществляя компенсацию
смещений звезды, отбрасывая плохие изображения и, воз-
можно, переходя временами в режим спекл-интерферо-
метрии. Это последнее свойство глаза заслуживает особого
упоминания. Дело в том, что при достаточно короткой
экспозиции и в достаточно узком спектральном интервале
атмосферный диск изображения звезды распадается на
X
отдельные пятна с угловым размером —построенные
плоскими участками падающего на телескоп волнового
фронта, находящимися в фазе. Когда изображения улуч-
шаются, количество этих пятен уменьшается, так как
размер участков волнового фронта должен увеличиваться.
В пределе, при дифракционных изображениях, мы видим
один плоский участок волнового фронта размером с объ-
ектив телескопа.
Опытный визуальный наблюдатель может, таким обра-
зом, оценивать, скажем, расстояние между компонентами
двойной звезды по расстоянию между соответствующими
пятнами от обеих компонент. Вместе с селекцией хороших
изображений и переходом в режим коротких экспозиций
это приводит к существенному увеличению фактической
разрешающей способности (до 0,1—0",15 на телескопе
диаметром 50—70 см при го & 10—20 см).
10*
147
Вот что пишет один из опытных исследователей визу-
ально-двойных звезд о наблюдениях такого рода:
«Астроном, имеющий опыт визуальных наблюдений
двойных звезд, способен уловить мгновенный вид их изо-
бражения; способность, которая кажется скорее врожден-
ной, чем приобретенной, и часто характеризуемая поняти-
ем „глаз на двойные звезды'1. Она, по-видимому, связана
с умственными способностями не меньше, чем с физиоло-
гией. Вспоминаю, как часто я обсуждал с Ван ден Босом
явление, которое нас немало озадачивало: мы без труда
измеряли очень тесные яркие пары даже при наихудших
атмосферных условиях, когда вместо одного изображения
мы видели, пожалуй, десятки быстро движущихся пятен,
каждое из которых можно было, однако, распознать, и
измерить как очень тесную двойную звезду. Разрешение
при этом было таким же, как с полной апертурой теле-
скопа. Это обстоятельство мы могли с трудом согласовать
с существованием атмосферных неоднородностей, мень-
ших диаметра телескопа. Но теперь, я, конечно, знаю,—
мы занимались спекл-интерферометрией, не имея о ней
представления подобно мольеровскому месьё Журдену,
не подозревавшему о том, что он 40 лет говорит прозой...».
Мы видим, что определять г0 или аа, рассматривая
в достаточно крупный телескоп двойные звезды или, ска-
жем, спутники планет, как это иногда практикуется при
выборе места для обсерваторий, по-видимому, не имеет
смысла, так как здесь существует несколько факторов,
каждый из которых улучшает разрешение и охарактеризо-
вать которые количественно представляется весьма за-
труднительным. Лучше измерять го в режиме больших
экспозиций и лишь затем, зная эту, самую пессимистиче-
скую характеристику атмосферной турбулентности, оце-
нивать, сколько можно выгадать, перейдя в режим корот-
ких экспозиций, или осуществив селекцию изображений
и т. п.
Таким образом, к визуальным измерениям качества
изображения на телескопах среднего размера следует от-
носиться с определенной сдержанностью, ибо их резуль-
таты сильно зависят от опыта ведущего их наблюдателя.
То же самое можно сказать о визуальных измерениях
дрожания на малых телескопах; они, по-видимому, имеют
определенный порог срабатывания. Фотографическую
регистрацию дрожания до сих пор применяют полуколи-
чественным образом, обычно не претендуя на связь с дру-
гими системами. Это же относится, правда, в несколько
,. меньшей степени, к фотоэлектрическим приборам, допу-
скающим внутреннюю калибровку. В общем, наиболее
осторожные исследователи атмосферы ведут свои изме-
рения в системе своего прибора, заботясь лишь об ее
постоянстве. То же самое относится к температурным ис-
следованиям, хотя здесь взаимная калибровка систем
делается легче.
При исследовании оптического дрожания и микротем-
пературных флюктуаций следует, как это подобает в
серьезной астрономической работе, изучить амплитудную
и частотную характеристики приемной аппаратуры. Чув-
ствительность оптических устройств легко проверить по
искусственной звезде, изображение которой смещается
колеблющейся плоскопараллельной пластинкой. Очень
жаль, что такая проверка не была в свое время проведена
для визуальных методов измерения дрожания, а их
характеристики, измеренные при изображениях в лучшем
случае для Dgo > 1", были проэкстраполированы к нулю.
Чувствительность’ микрофлюктуационной аппаратуры,
датчиками которой служат обычно термометры сопротив-
ления, проверяется радиотехническими методами после
тщательного определения температурного коэффициента
сопротивления материала, из которого изготовлен темпе-
ратурный датчик. Полезно сравнивать датчики разных
приборов между собой непосредственно при измерении
микрофлюктуаций температуры; совпадение отсчетов
, двух различных приборов является хорошим аргументом
в пользу их. правильности. Применявшиеся в свое время
термопарные датчики температуры калибровать труднее,
так как их второй спай расположен близко к рабочему.
Частотная характеристика оптических и температур-
ных приборов должна быть хорошо известна, особенно в
низкочастотной области. Атмосферное дрожание — про-
цесс сугубо низкочастотный, и небольшое изменение
нижней границы частотной полосы аппаратуры может зна-
чительно изменить отсчеты. У двухлучевого прибора низко-
частотную границу трудно определить, поскольку неодно-
родности волнового фронта, заметно большие, чем его
база, вызывают синхронное смещение изображений звезд,
' и, следовательно, не регистрируются. При разной скоро-
сти ветра в том слое, где эти неоднородности возникают,
низкочастотная граница частотной характеристики длп
. может меняться. Однолучевой визуальный прибор в этом
148
отношении принципиально отличается от двухлучевого,
но их показания, как ни странно, коррелируют.
Частотная характеристика микротермометра с датчи-
ками сопротивления определяется свойствами его усили-
теля и без труда измеряется радиотехническими метода-
ми. В случае термопарных датчиков низкочастотная гра-
ница частотной характеристики определяется их свойст-
вами и вряд ли может быть точно определена (нужно
создать достаточно быстрое (~ 10~2 с) изменение темпе-
ратуры вокруг термопары). Частотная кривая фотоэлек-
трических приборов определяется их усилителями; обыч-
но ее низкочастотную границу выбирают равной 0,1—
0,15 Гц. По-видимому, целесообразно стандартизовать
частотные кривые астроклиматической аппаратуры, задав
их границы и их вид вблизи границ, т. е. указав, каким
методом они осуществлены. Частотная характеристика
фотографических устройств определяется с трудом, так
как зависит от многих факторов.
Представляется очень важным применять при измере-
ниях разными приборами один и тот же астроклиматиче-
ский критерий, например, среднеквадратичное отклонение
оа звезды от среднего положения или D80 — диаметр кружка
на небе, в котором звезда находится 80% времени. Оче-
видно, переход от Dso, скажем, к D50, Dso или Dio может
«улучшить» изображения во сколько угодно раз; иногда
такой прием встречается в астроклиматических публика-
циях. Но бывает и обратное: желая ухудшить неправдо-
подобно хороший прогноз, его авторы прибавляют к най-
денному ими результату диаметр дифракционного диска
астроклиматического телескопа, уподобляясь человеку,
прибавляющему к длине измеренного им стола длину ли-
нейки, чтобы получить величину побольше...
D80 можно легко определить на телескопах с помощью
электрофотометра, дав зайти за край его диафрагмы мед-
ленно идущей звезде. Такая процедура позволяет опреде-
лить долю света звезды, проходящего в щель данной ши-
рины; здесь можно также ввести понятие Sgg, S50 и т. д.
В случае гауссова распределения света в изображении
звезды (а это так, до интенсивностей < 1% от максималь-
ной, за которой начинаются крылья не совсем ясного,
скорее всего дифракционного происхождения (12J, L43J)
бес легко пересчитывается в .Deo. На рис. 59 дано распре-
деление интенсивности и Sa для гауссова изображе-
ния, а также отношение сигнала к шуму (в произвольных
150
единицах) в зависимости от диаметра диафрагмы для
случая, когда = N^Dgs). Максимальная точность фото-
метрии достигается при размере диафрагмы, близкой к
Z>8o; при меньших диафрагмах растет фотонный шум,
при больших — фон. Далекие крылья изображения важ-
ны в случае точной электрофотометрии, когда неточность
часового ведения телескопа может вызвать вредную мо-
дуляцию потока даже при
весьма больших диафраг-
мах. Изображение, давае-
мое телескопом,, также
целесообразно характери-
зовать величиной Dso-
Те астроклиматические
измерения, которые пре-
тендуют на прогноз каче-
ства изображения в круп-
ном телескопе, целесооб-
разно сравнивать с моде-
лями турбулентной атмо-
сферы. Отвлекаясь от
чрезвычайно оптимистиче-
ских визуальных оценок
и считая основным пара-
Рис. 59. Изображение звезды с
гауссовым распределением: 1 —
Z(r)—разрез маленьким отверс-
тием (Ь(г)—доля света звезды,
прошедшая через диафрагму ра-
диуса г); 2 — S (г) — разрез сме-
щающейся полуплоскостью; 3 —
отношение сигнал/шум при фото-
метрировании слабой звезды че-
рез диафрагмы различного диа-
метра, Nt = /Уф ДЛЯ й>98.
метром, характеризующим
атмосферную турбулент-
ность, г0 или Dso, опреде-
ленные при длинной экспо-
зиции, можно сравнивать
наблюдаемые значения с
тем, «чего нельзя и что
возможно» увидеть через
атмосферу. Разумеется,
для каждого исследуемого
района было бы целесообразно построить модель распре-
деления Сп с высотой по измерениям микрофлюктуаций
температуры, но пока мы имеет лишь одну такую модель,
определенную Объединенной Европейской солнечной об-
серваторией JOSO экспериментально для одного района —
над восточной Атлантикой и Пиренеями. Если отвлечься
от орографических возмущений, начиная интегрирова-
ние Сп с высот, где возмущений уже нет, можно по-
строить распределение г0 для свободной атмосферы: оно
близко к логарифмически-нормальному [44]. На рис. 60
151
приведены эти распределения для высот 500 и 3800 м над
уровнем моря, а также г0 полученные из оптических из-
мерений на телескопах двух обсерваторий. Мы видим, что
Рис. 60. Распределение го и D&a для обсерваторий Китт Пик и Фла-
гстафф (по оптическим измерениям) и для свободной атмосферы
над восточной Атлантикой.
поиск мест, менее отягощенных орографическими 'возму-
щениями, существенно улучшит количество наблюдатель-
ного времени с изображениями, значительно лучшими,
Таблица 2
% изображений лучше дан- ного	Обсерватории Китт Пик и Флагстафф		Восточная Атлантика, день			
			высота 500 м		высота 3800 м	
	Го |	Doo	Го	D 80	Го	Doo
80% случаев	6 см	2”,6	9,5 см	Г',8	16 см	1",2
50% случаев	8 см	2",1	14 см	Г',3	23 см	0",9
10% случаев	И см	1",6	23 см	0",9	45 см	0",5
1% случаев (экстраполя- ция)	16 см	Г',2	35 см	0",6	70 см	0",34
чем те, которые наблюдаются на существующих обсерва-
ториях. Так, согласно [45] изображения, лучшие 1",2,
наблюдаются на обсерваториях, для которых приведены
данные, чрезвычайно редко; в свободной же атмосфере
152
на высоте 3800 м 50% изображений лучше 0",9, как это
 показано в таблице 2.
Из рис. 60 видно наличие систематических ошибок у
визуальных методов измерения атмосферного дрожания,
претендующих на прогноз Deo, так как их результаты
противоречат полученной JOSO модели свободной атмо-
сферы, не позволяющей иметь значительное (~80%) ко-
личество изображений с го > 50 см. Не следует забывать,
что изображения лучше i" встречаются на современных
обсерваториях довольно редко, а о фотографических изо-
бражениях порядка 0",5—0",7 наблюдатели упоминают
как о большой удаче, как это было во время наблюдений
центральной части туманности Андромеды.
9. МЕТЕОРОЛОГИЧЕСКИЙ АСПЕКТ ИССЛЕДОВАНИЯ
АСТРОКЛИМАТА
При выборе места для обсерватории стремятся найти
пункт с максимально возможным в данном районе коли-
чеством ясных часов и с минимальной турбулентностью
атмосферы. При решении этих задач большую помощь
может оказать использование данных, получаемых сетью
метеорологических станций. На первый вопрос — сколько
в данном районе ясных часов,— ответить довольно просто,
если найти по многолетним данным связь между числом
' метеорологически ясных суток (продолжительность ясно-
го времени обычно дается именно в таком виде) и числом
ночей (или дней), ясных и полуясных, в течение которых
можно вести астрономические наблюдения. Любой астро-
ном-наблюдатель знает, что для большинства программ
можно использовать ночи, когда небо не закрыто облака-
ми даже в течение 1—2 часов; то же самое относится и
к солнечным наблюдениям. Определение ясной или полу-
ясной ночи, принятое комиссией № 50 Международного
астрономического союза (поиск новых районов для обсер-
ваторий и охрана имеющихся), было дано выше (см.
стр. 144).
В нашей стране первая серьезная работа по сравне-
нию количества ясных ночных часов в разных районах
была выполнена в 1968 г. Г. В. Новиковой [46, 47). Ее
. Основные результаты неоднократно проверялись и оказа-
' лись в хорошем согласии с фактической продолжитель-
*л аостью ясного времени на обсерваториях. В 146] стави-
153
лась задача перейти от получаемых метеослужбой данных
к количеству пригодных для наблюдений ясных ночных
часов для двух климатически различных районов —
среднеазиатского (Туркмения, Южный Узбекистан и Тад-
жикистан) и Алма-Атинского, более подверженного хо-
лодным вторжениям и поэтому менее устойчивого в кли-
матическом отношении. Для района с максимальным
количеством ясных ночных часов, среднеазиатского, про-
ведено сравнение и некоторых других метеоэлементов —
средней скорости ветра, суточного перепада температуры
воздуха и влажности. Результаты этой работы до сих пор
являются серьезным аргументом в пользу создания совре-
менных астрофизических обсерваторий на изолированных
горных вершинах южной части среднеазиатских респуб-
лик СССР. В изложении мы будем следовать более под-
робной публикации [47].
Для объективного сравнения различных областей Со-
ветского Союза по ясности ночного неба было подсчи-
тано годовое количество ночных наблюдательных часов
для шестнадцати пунктов на его территории. Прежде
всего определялось возможное наблюдательное время
* год г представляющее собой сумму продолжительно-
стей астрономических ночей в году. Продолжительность
астрономической ночи есть время, в течение которого
погружение Солнца под горизонт превосходит 18°. Мак-
симально возможное годовое наблюдательное время явля-
ется функцией только географической широты места.
Очевидно, что фактическое наблюдательное время, т. е.
количество ясных ночных часов в году, когда действи-
тельно можно наблюдать на телескопе, меньше макси-
мального и определяется количеством астрономических •
ясных ночей. При выборе новых мест для строительства
обсерваторий мы располагаем, однако, лишь данными
климатологических справочников, которые дают распре-
деление ясных и пасмурных дней в месяцах по резуль-
татам наблюдений на станциях метеорологической служ-
бы. У метеорологов ясным днем по общей облачности
называется такой день, когда по четырем срокам наблю-
дений (1, 7, 13 и 19h) сумма баллов облачности не пре-
восходит 7. Метеорологически пасмурным днем по общей >
облачности называется день, когда сумма баллов по че- j
тырем срокам не меньше 33 (1 балл соответствует 10%
закрытия неба облаками, 2 балла*—20% закрытия неба
и т. д.).	)
154
Произведение средней продолжительности астрономи-
ческой ночи ТА на количество метеорологически ясных
дней Ая. д. в месяце дает минимальное суточное наблю-
дательное время данного месяца:
Т .N
тМПН _ * А1' Я.Д.
1 сут п '
где п — количество дней в месяце.
Число пригодных для астрономических наблюдений
ясных ночей обычно больше числа метеорологически яс-
ных дней (днем часто появляется облачность), и, следо-
вательно, минимальное наблюдательное время является
нижней границей фактического наблюдательного време-
ни. Фактическое наблюдательное время 7 Мес есть про-
изведение среднемесячной продолжительности астроно-
мической ночи на число астрономически ясных ночей.
Если нам известны числа метеорологически ясных
дней Ая. д. и пасмурных Ап. я. по общей облачности и ко-
личество астрономически ясных ночей Ав, известное из
астрономических наблюдений за тот же период времени,
то можно попытаться связать эти величины следующими
соотношениями:
Ан^ад.д., Ан = А2(и-Ап.д.),
где Ki и можно назвать астрономическими коэффици-
ентами перехода от климатических данных к астроно-
мическим.
Введем обобщенный астрономический коэффициент Аз
перехода к числу ясных ночей от среднеарифметического
из числа ясных и непасмурных дней для каждого меся-
ца. Очевидно, что
К 2К&
и тогда
N = K
*	\	Ы	}
Коэффициент Аз позволяет использовать определен-
ное метеослужбой число как ясных, так и пасмурных
дней, что, по-видимому, дает более точное число факти-
ческих наблюдательных часов, чем коэффициент К\.
155
Тогда
тиако /ЯГ (_ п . ЯГ \
тфакт__1 мес | " я.д. ' " JVn.n. ]
1 мес п	2	— Jл 3 ’
где 2Vg. д. и Mr. д. — средние многолетние метеоданные.
Для определения К3 необходимы систематические наблю-
дения облачности за достаточно большой промежуток
времени, порядка нескольких лет.
В Ташкенте систематические наблюдения состояния
неба проводились астрономами В. А. Мальцевым,
Н. И. Ивановым, Н. Ф. Флорей с августа 1932 по март
1935 г., причем для каждого месяца определялось число
ясных ночей NB, я_, число полуясных ночей NB. н. и число
облачных ночей No. н.. Наблюдатели считали ночь ясной,
если на небе не появлялось ни одного облака, полуяс-
ной — если большую часть времени небо было покрыто
облаками, пасмурной — если все небо было покрыто об-
лаками. Было принято, что число астрономических но-
чей в каждом месяце равно
NB = N„. н. + 0,75М. н. + 0,25Ао. н..
По данным расположенной вблизи обсерватории ме-
теостанции «Ташкент» было найдено распределение яс-
ных и пасмурных дней по месяцам за тот же период
(1932—1935 гг.). Это позволило найти для Ташкента ко-
эффициенты К3 для каждого месяца. Оказалось, что чис-
ло ясных ночей в Ташкенте близко к полусумме числа
метеорологически ясных и не пасмурных дней, т. е. зна-
чения коэффициента К3 близки к единице.
Есть основания считать, что астрономические коэф-
фициенты, найденные для Ташкента, применимы и для
других пунктов Средней Азии, так как климат этого рай-
она отличается большим постоянством и сходством пара-
метров в разных пунктах. Поэтому, пользуясь многолет-
ними метеоданными о числе ясных и пасмурных дней,
можно найти фактическое наблюдательное время для
следующих метеорологических пунктов Средней Азии:
Ташкента, Санглока (Таджикистан, район Нурекской
ГЭС), Минчукура (Узбекистан, верховья реки Урядарьи)
и Хейрабада (гора Душак в Туркмении).
Астрономические коэффициенты для района Алма-
Аты были определены таким же способом. Число астро-
номически ясных ночей в каждом месяце определялось
по журналам Алма-Атинской обсерватории за 1957—1958
и 1962—1965 гг., так как в эти годы на ней велись наи-
более систематические наблюдения. Астрономический
коэффицент А3 для каждого месяца определялся делени-
ем числа астрономически ясных ночей в этом месяце на
соответствующую полусумму числа метеорологических
ясных и не пасмурных дней в этом же месяце.
Таблица 3
Пункты	Nn. д.	Nn. д.	Годы	у мак с год ’ в часах	уМИН год ' в часах	1 уфакт. год ’ в часах
Пулково	32	177	1924-1938	2114	138		
Рига	30	162	1930—1939; 1945—1950J	2240	142	—
Москва	38	165	1920—1930’	2332	200	—
Иркутск	35	134	1897—1935	2496	275	—
Крым	73	93	1930—1935	2894	513	——
Шемаха	71	124	1927—1947	3069	540	__
Архыз	78	108	1933-1941; 1944-1950	2894	635	— .
Бюракан	83	121	1930-1942	3074	664	—
Абастумани	85	98	1891—1917; 1922—1935	3035	724	—
Алма-Ата	88	96	1932—1941	2978	730	984
Пржевальск	91	83	1907—1911; 1927—1935	3000	745	—
Благовещенск	93	77	1936-1950	2576	840	—-
Ташкент	142	90	1891—1914; 1920—1935	3059	1079	1840
Санглок	128	99	1948—1961	3117	990	1678
Хейрабад	144	80	1936—1946	3130	1160	2089
Минчукур	145	80	1950—1959	3117	1124	1884
Чили	—	—	1966—1967	3681*)	-—	2400*)
а., _	„макс ») По-видкмому, с учетом сумерек; Тгод 3283 часа				для <р	= 30° составляет	
В таблице 3 приведено годовое количество ясных
(столбец 2) и пасмурных (столбец 3) дней по общей об-
лачности для шестнадцати пунктов. В столбце 4 указан
период, для которого выведены средние величины Ая. д.
и Агг.д., стоящие в предыдущих столбцах. В столбце 5 да-
но максимально возможное годовое наблюдательне время,
равное сумме продолжительностей астрономических ночей
в году. В столбце 6 указано минимальное наблюдательное
время, равное просуммированному по месяцам Тсут«
В столбце 7 стоит фактическое годовое наблюдательное
время, определенное, как указано выше, лишь для Сред-
ней Азии и Алма-Аты.
В таблице 4 указаны значения астрономических ко-
эффициентов, определенных для Ташкента и Алма-Аты
в зависимости от времени года.
Минимальное наблюдательное время является тем па-
раметром, по которому, по-видимому, можно проводить
Таблица 4
	Месяцы
	I П III IV V VI VII VIII IX X XI XII
Ташкент Алма-Ата	1,1 1,1 1,2 1,5 1,0 1,1 1,0 1,0 1,0 1,0 1,1 1,4 0,8 0,7 0,5 0,5 0,6 0,6 0,8 0,8 0,9 0,8 0,7 0,8
более или менее однородное сравнение пунктов по коли-
честву пригодной для астрономических наблюдений по-
годы, так как фактическое количество ясных ночей из-
вестно лишь для немногих пунктов. Из таблицы 3 и
рис. 61 следует, что У™” максимально в Средней Азии,
где число ясных часов не менее 1000 в год, в то время
как в Пулкове, Риге и Москве минимальное наблюда-
тельное время составляет всего лишь 150—200 час в год.
В Крыму, Алма-Ате и на Кавказе минимальное годовое
количество ясных часов составляет от 500 до 700 в год.
Фактическое наблюдательное время больше минималь-
ного наблюдательного времени в Средней Азии в 1,8 ра-
за, в Алма-Ате — в 1,3 раза. Представляет интерес обра-
тить внимание на климатические условия района Благо-
МИН
вещенска, где 1 год уступает только среднеазиатским
пунктам.
Рассмотрим метеоусловия того района Чили, где в
настоящее время созданы крупные обсерватории (ESO,
Тололо, Лас Кампанас). Количество ясных ночных часов
дается для чилийских пунктов как сумма часов работы
телескопа. Эта величина соответствует нашему парамет-
ру, определенному как фактическое наблюдательное вре-
мя. Так, на вершине Тололо 2300 ясных часов в году, на
вершине Ла Силла около 2400 часов в году (наблюдения
велись в течение двух лет).
Качество изображения тесно связано с метеорологиче-
скими условиями пункта наблюдения, поэтому интересно
158
сравнить метеоданные Чили (ветер, температура, облач-
ность, влажность) с данными горных среднеазиатских
метеостанций Санглок и Минчукур. На рис. 62 для каж-
дого месяца приводится процент фотометрических ночей,
осредненный за три года. Фотометрической ночью счи-
тается такая ночь, в которую небо ясно более шести ча-
сов подряд. Для Санглока и Минчукура приведен осред-
11 IV VI VIII X XII и IV VI VIII X XII
6) Месяцы	г) Месяцы
Рис. 61. Минимальное наблюдательное время для некоторых пунк-
тов СССР, а) 1 — Москва, 2 — Ташкент, 3 — Алма-Ата, 4 — Хейра-
бад; б) 1 — Рига, 2 — Крым, 3 — Абастумани, 4 — Пржевальск;
в) 1— Пулково, 2 — Санглок, 3— Минчукур, 4 — Архыз; г) 1— Бла-
говещенск, 2 — Иркутск, 3 — Бюракан, 4 — Шемаха.
ненный за 12 лет процент фактического наблюдательного
времени (определяемого по коэффициенту Кз) в каждом
месяце.
Качество изображения на изолированных горных вер-
шинах с малым суточным перепадом температуры кор-
релирует со скоростью ветра. На рис. 63 приведены су-
точные перепады температуры для двух пунктов Сред-
ней Азии — Санглока и Минчукура, усредненные за
12 лет, для Чили (Ла Силла), усредненные за два года,
и для обсерватории Маунт Вилсон — за 1 год. Для этих
же пунктов приведены скорость ветра и относительная
159
Рис. 62. Фактическое среднемесячное количество ясных ночных
часов: 1 — Ташкент, 2 — Санглок, 3 — Минчукур, 4 — Хейрабад,
5 — Алма-Ата.
Рис. 63. а) Суточный перепад температуры; б) скорость ветра;
в) относительная влажность: 1 — Ла Силла (Чили), 2— Санглок,
3 — Минчукур, 4 — Маунт Вилсон.
влажность в процентах, усредненные за те же периоды.
Скорость ветра, суточный перепад температуры и отно-
сительная влажность определялись в Чили только в фо-
тометрические ночи, а на Санглоке и Минчукуре метеодан-
ные осреднялись за все дни. В Средней Азии ветер ока-
зался значительно слабее и суточный перепад темпера-
туры несколько меньше, чем на чилийских вершинах.
Как показал анализ астрономических и метеоданных,
в Средней Азии насчитывается в среднем 140 метеороло-
гически ясных дней в году, что является максимумом для
СССР. В остальных районах число ясных дней нигде
не превышает 100. Нижняя граница годового наблюда-
тельного времени в Средней Азии превышает 1000 часов,
а в других районах она существенно пиже.
Фактическое годовое наблюдательное время в Сред-
ней Азии достигает 1800—2000 часов в год. На изолиро-
ванных вершинах Средней Азии количество ясных ночей
па 15—20% меньше, чем в перспективных для строитель-
ства обсерваторий районах Чили. Для среднеазиатских
горных метеостанций Санглок и Минчукур суточный пе-
репад температуры и скорость ветра меньше, чем в Чи-
ли, во все месяцы года. С точки зрения общей и микро-
метеорологии изолированные вершипы Средней Азии
являются весьма перспективными для детального астро-
климатического исследования.
Весьма подробное районирование территории пашей
страны по количеству ясных ночных часов было выпол-
нено в Астрономическом институте АН Уз. ССР [48].
Однако прогноз количества ясных ночных (или днев-
ных) часов — это, пожалуй, самое малое, что может дать
метеорология астрономии. Дело в том, что метеорологи-
ческие данные могут помочь оценить степень турбулент-
ности воздушной массы в данном районе и, следователь-
но, позволить составить суждение об его пригодности
для астрономических наблюдений.
Исследование вертикального профиля Сп, выполнен-
ное по программе поиска места для Объединенной Евро-
пейской солнечной обсерватории JOSO итальянскими
астрономами, в сочетании с данными, полученными са-
молетным зондированием, показало, что турбулентность
наблюдается на тех высотах, на которых имеет место
сдвиг ветра и его поворот. Иными словами, в воздушной
массе с малой турбулентностью скорость и направление
ветра должны меняться с высотой по возможности плав-
11 П, в, Щеглов	161
по. Ие исключено, что проведенное на достаточно боль-
шом материале сопоставление профилей Сп и аэроло-
гических разрезов атмосферы, получаемых с помощью
стандартных радиозондов, позволит использовать данные
2 ' 4 в 8 10 12 /4 16	h
Спорость ветра(м/с), вершина Роке двлос Муча дос, 7 1
Рис. 64. Скорость (вверху) и азимут ветра на изолированной вер-
шине Роке де лос Мучадос (Канарские о-ва) и в аэропорте Санта
Круц де Тенерифе (по оси ординат).
этих последних для прогноза оптического качества атмо-
сферы. Такая работа имела бы очень большое значение,
так как позволила бы использовать огромный многолет-
ний материал, полученный аэрологами.
462
Пока же этого не произошло, аэрологические данные
успетпо применяются для проверки того, находится ли
исследуемая вершина в свободной атмосфере и не име-
ются ли вокруг нее местные возмущения воздушного по-
тока, вызванные несовершенством ее аэродинамической
формы и приводящие к турбулентному перемешиванию
различных слоев воздуха. Так, во время исследования
весьма перспективной с точки зрения качества изображе-
ния вершины Роке де лос Мучадос на Канарских остро-
вах было проведено сравнение азимутов и скорости ветра,
измеренных на этой вершине и полученных с помощью
радиозондов в аэропорте Санта-Крус-де-Тенерифе в
150 км от нее (рис. 64). Мы видим, что существует непло-
хое согласие между этими данными, что говорит о том,
что сильных локальных возмущений воздушного потока
вблизи изучаемой вершины нет.
10. НАЗЕМНАЯ ОПТИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ
И ОКРУЖАЮЩАЯ СРЕДА
Астрономические наблюдения с поверхности Земли
требуют большого количества ясного времени, хорошей
прозрачности атмосферы и темного неба. Если первые
два фактора определяются климатом района, в котором
построена обсерватория, и изменить их человеку в на-
стоящее время вряд ли возможно (я не говорю об ухуд-
шении прозрачности вблизи очень больших городов из-за
явлений типа смога), то третий находится полностью в
нашей власти. Рост населения в районах, где 70—100 лет
назад были основаны крупные астрофизические обсер-
ватории, сильно ограничил к настоящему времени воз-
можности исследования слабых объектов на них; возник-
ла необходимость перебазирования их крупных инстру-
ментов в более благоприятные пункты.
Количество районов с хорошим астроклиматом и боль-
шим количеством ясного времени, в которых строятся
или будут строиться обсерватории, довольно ограничено.
Поэтому возникает вопрос о защите этих мест от ухуд-
шения условии наблюдения слабых объектов, которое
может быть вызвано экономическим развитием близлежа-
щих населенных пунктов.
Генеральная ассамблея Международного Астрономи-
ческого Союза приняла в 1976 году следующую резо-
люцию;
41*	103
«МАС отмечает с озабоченностью возрастающий уро-
вень помех астрономическим наблюдениям, вызванных
искусственным освещением ночного неба, радиоизлучени-
ем, атмосферными загрязнениями и полетами самолетов
над обсерваториями.
Поэтому МАС настоятельно просит ответственные
гражданские власти предпринять меры для предохране-
ния существующих и планируемых обсерваторий от та-
кого рода помех. Для этого МАС вырабатывает с по-
мощью комиссии № 50 данные о допустимом уровне
помех и возможных мерах по их контролю».
В это же время была образована комиссия № 50
МАС «Выявление и защита существующих и перспектив-
ных мест для обсерваторий», которая начала вырабаты-
вать критерии сравнения разных пунктов по количеству
ясных часов, по качеству изображения и по уровню до-
пустимой засветки и радиопомех.
Качество изображения на перечисленных ниже пунк-
тах изучалось с помощью полярной трубы, о которой мы
будем говорить ниже. На ней к настоящему времени по-
лучены достаточно длинные однородные ряды .наблюде-
ний для следующих пунктов: Серро Тололо (Чили), Юни-
перро Серра Пик (Калифорния), Мауна Кеа (Гавайи),
Изанья и Фуэнте Нова (Канарские о-ва). Результаты этих
измерений сведены в таблице 5.
Таблица 5
Пункт i	% ночей		Количество изобра- жений в системе по- лярной трубы			Период наб- людений	
	фотомет- । рических	1 1 пригод- 1 ных 1	<1"		со 1 со	облач- ность, месяцы	изобра- жения, месяцы
Фуэнте Нова	53	21	31	20	13	11	9
Изанья	57	17	8	24	27	18	13
Мауна Кеа Юниперро Серра	44	21	16	18	23	18	18
Пик	42	——	26	38	—	26	26
Серро Тололо	42	—	24	32	—	23	23
Определение фотометрической и пригодной для фо-
тометрии ночи, принятое МАС, было дано ранее.
К перспективным для строительства обсерваторий
районам относится также Намибия, лежащая на запад-
164
ном побережье Южной Африки и имеющая изолирован-
ные горные вершины достаточной высоты, астроклимат
которых изучался в последнее время Гейдельбергским
университетом с помощью фотоэлектрических приборов.
Не вызывает сомнения, что перспективными для
строительства крупных современных астрофизических
обсерваторий являются южные районы Узбекистана и
Таджикистана, а также некоторые горные районы Турк-
мении и, возможно, Ирана и Афганистана.
Чрезвычайно важной задачей представляется взаим-
ная калибровка различных применяемых в настоящее
время устройств для исследования астроклимата — по-
лярной трубы, фотоэлектрических приборов (следящих и
статических) и интерферометрических приставок к теле-
скопам. Необходимо также провести зондирование атмос-
феры над перспективными районами для определения
профиля структурного коэффициента температурного по-
ля Спг чтобы выяснить, имеются ли систематические
отличия Сп в свободной атмосфере от района к району.
Остановимся пока на количественных характеристи-
ках явлений, мешающих астрономическим наблюдениям.
Искусственное освещение с непрерывным и эмиссионным
спектром рассеивается атмосферой и создает добавку к
естественному фону свечения ночного неба, на котором
астроном должен наблюдать слабые объекты. Можно
считать, что допустимо 10-процентное увеличение этого
фона на высоте 45° над горизонтом в спектральном ин-
тервале от 3000 до 10000 А.
Аналогичные соображения можно развить для искус-
ственного освещения с помощью ламп, дающих эмиссион-
ный спектр (ртутных, натриевых и металло-галоидных).
Благодаря своей высокой экономичности эти источники
света получают, к сожалению астрономов, все более ши-
рокое распространение. Можно требовать, чтобы рассеян-
ный свет натриевых ламп низкого давления не превышал
в районе обсерватории минимального значения естест-
венного свечения ночного неба в линиях натрия. Оче-
видно, что лампы, испускающие другие спектральные
линии, отсутствующие в естественном излучении ночно-
го неба, могут оказаться значительно более вредными
для астрономических наблюдений.
Радиопередатчики, установленные вблизи обсервато-
рий, также могут создавать серьезные помехи современ-
165
ным фотоэлектрическим устройствам и вычислительным
машинам. При оценке их влияния следует учитывать
тенденцию увеличения чувствительности применяемых в
астрономии электронных устройств.
Конденсационные следы самолетов приводят к появ-
лению облачности, серьезно ухудшающей прозрачность.
Бортовые огни самолетов непосредственно мешают по-
лучению астрономических снимков.
Рекомендации комиссии 50 МАС по непрерывному
фону ночного неба таковы:
Искусственное освещение не должно увеличивать ми-
нимальную яркость фона ночного неба, измеренную на
высоте 45°, более, чем на 10% в спектральной области
О
3000—10 000 А (за исключением области линий натрия
О
D). Вблизи Л. = 5500 А излучение ночного неба соответ-
ствует ~ 1 R/A. (17? = 106 кваптов/см2 • с • 4л).
Яркость рассеянного света в области 4500—6500 А
можно связать с мощностью осветительных устройств
ближайшего к обсерватории города. М. Уокер исследовал
эти зависимости на разных расстояниях от некоторых
населенных пунктов в Калифорнии [49]. Так, город Са-
линас в Калифорнии имеет следующие характеристики:
Население	68 000 человек
Световой поток от уличного осве-
щения	4,2-107 лм
Мощность уличного	освещения	1 МВт.
Такой город увеличивает яркость ночного неба на
высоте 45° на 80%, если находиться на расстоянии 16 км
от него. Для района с данным экономическим развитием
мешающее влияние города можно оценить из соотно-
шения:
яркость неба « (население) X (расстояние до города)-2’5.
Так, населенный пункт в Калифорнии, находящийся
па расстоянии 16 км от обсерватории, не будет ей ме-
шать, если световой поток от уличного освещения не
будет превосходить 5 • 106 люмен, а его население ока-
жется не больше 10 000 человек.
Измерения фона ночного неба на различных рас-
стояниях от населенных пунктов разной величины ве-
лись М. Уокером в период с 1966 по 1976 гг. во время
166
работ по выбору места с достаточно темным небом для
филиала Ликкской обсерватории. Было изготовлено не-
сколько фотометров с линзовыми объективами диамет-
ром 7,5 см, ФЭУ типа 1Р21 и круглыми диафрагмами в
фокальной плоскости, выделяющими на небе площадь в
1 квадратный градус. Фотометр был снабжен фильтрами,
осуществлявшими систему, близкую к цветам В и V.
Измерялась яркость неба на высоте 45° в направлении
каждого города и яркость в самом темном месте неба.
Зависимость добавочной яркости неба, вызванной горо-
дом с населением 68000 человек (г. Салинас), от рас-
стояния до него приведена на рис. 65. Прямая соответ-
ствует зависимости I « D~25, где D — расстояние до го-
Рис. 65, Увеличение яркости
ночного неба в зависимости от
расстояния до города с извест-
ным световым потоком.
Рис. 66. Минимально безопас-
ное для обсерватории расстоя-
ние до города в зависимости
от его населения (Калифор-
ния).
На рис. 66 показана зависимость минимального рас-
стояния обсерватории до города, при котором городское
освещение еще безопасно, от населения города (для Ка-
лифорнии), а на рис. 67 — полный световой поток от го-
рода в зависимости от его населения [49].
Следует заметить, что самым безвредным для астро-
номии видом освещения являются лампы накаливания,
167
дающие непрерывный спектр СО Сравнительно низкой
цветовой температурой. Их влияние можно уменьшить
еще больше, если снабдить уличные фонари ко-
зырьками, закрывающими верхнюю полусферу. В рай-
оне некоторых обсерваторий эта мера проводится
в настоящее время в порядке административного распо-
ряжения.
Рис. 67. Полный световой поток города в зависимости от числен-
ности его населения (Калифорния).
К сожалению, лампы накаливания не экономичны и
интенсивно вытесняются люминесцентными лампами
с ртутным и галоидным наполнением, а также натрие-
выми лампами. На эти лампы в принципе следует уста-
навливать защитные фильтры, отрезающие сине-фиоле-
товую часть их излучения, практически не влияющую
на их визуальную яркость. Вообще же этих типов ламп
следует избегать. Натриевые лампы низкого давления
хороши тем, что все их излучения сосредоточено в од-
ной узкой линии. Натриевые лампы высокого давления
дают широкие линии, а галогенные лампы — множество
эмиссионных линий и полос.
В районе обсерватории не должно быть мощных
радио- и телевизионных передатчиков; приемлемая плот-
ность потока считается в настоящее время равной
2 • 10"® Вт/м2, что соответствует излучению 1 кВт на
расстоянии 6 км.
Для среднеазиатского района нашей страны зоны,
которых следует избегать при строительстве обсерваторий,
168
Рис. 68. Зоны, которых следует избегать при строительстве обсерваторий в среднеазиатском
районе СССР.
были, исходя из изложенных выше критериев, оп-
ределены В. Г. Хецелиусом [50]. Они показаны на
рис. 68.
11.	ПОЛЯРНАЯ ТРУБА ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ АСТРОКЛИМАТА
В 1965 г. М. Уокером [49] был описан астроклимати-
ческий прибор, оказавший большое влияние на формиро-
вание современной концепции астроклимата. Его созда-
тели не претендовали на разработку высокоточного коли-
чественного метода измерения атмосферного дрожания,
но обратили особое внимание на простоту аппаратуры и
воспроизводимость получаемых па ней результатов. Раз-
работанный метод настойчиво популяризировался и внед-
рялся для изучения астроклимата не только перспектив-
ных с точки зрения общей метеорологии изолированных
вершин, но и существующих обсерваторий, где уже рабо-
тают крупные телескопы.
Авторы метода ставили перед собой следующие за-
дачи:
1.	Создать достаточно транспортабельный прибор, ко-
торый можно было бы устанавливать в пунктах, не име-
ющих дорог.
2.	Сделать конструкцию достаточно простой и надеж-
ной, чтобы калибровка не менялась при перевозке.
3.	Сделать установку прибора жесткой, чтобы он мог
работать без павильона даже в сильный ветер.
4.	Достичь простоты обращения с прибором, чтобы
им могли пользоваться наблюдатели с минимальной под-
готовкой.
Прибор должен был оценивать качество изображения
объективно, независимо от опыта или личного уравнения
наблюдателя. Он должен отличать «хорошее» качество
изображения, когда диаметр звезды в крупном телескопе
равен 1—2", от «отличного» с диаметром изображения
0",5 или меньше.
Прибор состоит из двухлинзового объектива диамет-
ром около 16 см с фокусным расстоянием 190 см и визу-
альной коррекцией, трубы и окулярной части. Труба
установлена неподвижно, но может наводиться на По-
лярную звезду при любом ее положении; для этого она
снабжена толкающими винтами на окулярном конце.
Труба устанавливается на столбе из имеющегося мате-
170
риала — либо это скрепленные цементом строительные
блоки, либо забитый камнями и обшитый досками кар-
кас из стальных уголков. Труба довольно легка и при
такой установке на ней можно работать без помех при
скоростях ветра до 7—10 м/с. Объектив полярной трубы
находится на высоте около 2 м над почвой.
Изображение Полярной звезды можно рассматривать
через широкоугольный окуляр. После того как звезда
установлена в центре поля зрения, окуляр снимается и
заменяется 35-миллиметровым зеркальным фотоаппара-
том с увеличительной системой с фокусным расстоянием
18 мм, дающей масштаб па пленке около 15",5/мм. При
таком увеличении хорошие следы Полярной получаются
через красный светофильтр Шотта RG 2 толщиной 2 мм
на пленке PAN-Х. Камеру фокусируют визуально по
изображению звезды на матовом стекле, после чего По-
лярную снова ставят вблизи центра поля зрения, откры-
вают затвор и дают экспозицию около 10 минут, в тече-
ние которой звезда обычно уходит за край кадра.
Отснятые пленки проявляют в строго стандартных
условиях; по-видимому, это является основным условием
достижения воспроизводимых результатов. В экспедици-
онных условиях пленки не проявляют, а отсылают их на
Ликскую обсерваторию, где этим занимается автор ме-
тода — М. Уокер; он же производит оценки качества
изображения.
Оказалось, что лучше всего сравнивать полученные
на полярной трубе следы с визуальными оценками диа-
метров звезды не в прямом фокусе, а на щели кудэ-
спектрографа 3-метрового рефлектора Ликской обсер-
ватории. Баллы шкалы Ликской обсерватории оказались
недостаточно точными; поэтому наблюдатели сравнивали
диаметр изображения звезды с шириной щели кудэ-
спектрографа, которая была известна. Правда, следует
помнить, что остается уравнение яркости — изображение
яркой звезды кажется более крупным, чем изображение
слабой. Лучше всего уравнивать яркости наблюдаемых
звезд с помощью нейтральных фильтров, что и делалось
авторами полярной трубы, когда они сами наблюдали
на 3-метровом телескопе; другими наблюдателями яр-
кости звезд не уравнивались.
Эффектов приземного слоя практически не наблюда-
лось, за исключением первых вечерних часов, когда
накопившийся после жаркого дня под кустами, расту-
171
щими вблизи места установки полярной трубы, теплый
дневной воздух выдувался ветром. Это приводило к вне-
запному сильному ухудшению изображений. По-видимо-
му, распространенное ранее мнение о том, что обсерва-
тория должна быть засажена растительностью, не сов-
сем правильно.
Следы, полученные на полярной трубе, не измеря-
лись, а их общий вид ставился в соответствие с диамет-
ром изображения звезды, даваемого 3-метровым рефлек-
тором. Была составлена таблица, где приведены следы,
соответствующие изображению звезды на щели кудэ-спек-
трографа 3-метрового телескопа < 1"; 1"; 2"; 2—3";
4—6"; 6"; 10—15" и > 15". Иногда при составлении
этой шкалы 3-метровый телескоп направляли на Поляр-
ную звезду. Было также сделано несколько фотометриче-
ских разрезов полученных на полярной трубе следов; это
делалось, чтобы убедиться в том, что при хороших изоб-
ражениях они ненамного шире дифракционных изобра-
жений, даваемых объективом.
Таким образом, приведение к большому телескопу
осуществляется сравнением полученных «неизвестных»
следов со стандартной шкалой. Оценки, по-видимому,
можно делать до диаметра изображения около 0",5, но
не лучшего.
Первой астроклиматической работой, в которой при-
менялась полярная труба, был калифорнийский обзор,
начатый в 1965 г. с целью найти для Ликскоп обсерва-
тории новое место, на котором можно было бы успешно
вести работу по фотометрии и спектрографированию
слабых объектов. Дело в том, что в начале 1960-х годов
стало ясно, что рост района Сан-Франциско увеличивает
освещенность ночного неба и ухудшает прозрачность
атмосферы над обсерваторией из-за смога и мешает ра-
ботам по изучению предельно слабых объектов.
Рассматривались только пункты в Калифорнии. Рай-
он севернее Сан-Франциско был исключен из-за большей
облачности и сравнительно малой продолжительности
астрономической ночи. Район Сьерра-Невады был исклю-
чен из-за зимних бурь и большого числа гроз летом.
Рассматривались вершины высотой от 1500 до 2700 м,
на которые существует доступ хотя бы в виде грунтовой
дороги.
Основная метеорологическая идея калифорнийского
обзора состояла в том, чтобы найти изолированную вер-
172
шипу, достаточно близкую к берегу океана и находя-
щуюся в певозмущеццой океанской атмосфере. Хорошее
качество изображений, наблюдаемое на Ликской обсер-
ватории, а также на обсерваториях Маунт Вилсон — Па-
ломар, объясняется, по мнению М. Уокера, именно бли-
зостью этих обсерваторий к берегу сравнительно холод-
ного океана. Предстояло проверить эту мысль сравнени-
ем качества изображения на изолированных вершинах на
самом берегу океана и на некотором удалении от него.
Вблизи прибрежного и отстоящего от него на 300 км
«внутриконтинентального» пиков были найдены «дубле-
ры» — близко расположенные к ним изолированные вер-
шины такой же высоты, чтобы проверить наблюдениями
с них, не является ли измеренное качество изображения
результатом какой-нибудь орографической случайности.
В качестве прибрежной вершины был выбран Юни-
перро Серра Пик (в вольном переводе — Пик Можжеве-
ловый), высотой около 1800 м, расположенный в 15 км
от берега океана несколько южнее Сан-Франциско.
В свое время эта вершина была исключена (как выяс-
нилось теперь, без достаточных научных оснований) из
рассмотрения как возможное место межуниверситетской
обсерватории США. Эта обсерватория была впоследствии
построена на горе Китт Пик. Ее дублером был находя-
щийся еще ближе к берегу пик Конусный, на котором
был проведен небольшой ряд одновременных с пиком
Юниперро наблюдений. Внутриконтинентальная точка
находилась на горе Пайпер (2340 м) в 370 км от берега,
а контрольной вершиной для нее служила гора Хантер,
отстоящая от нее на 100 км и находящаяся на таком же
расстоянии от океана.
Наблюдения метеорологической программы и качест-
ва изображения на этих точках продолжались два года
и обошлись Ликской обсерватории примерно в 80000
долларов.
Результаты исследования астроклимата указанных
точек и Ликской обсерватории (визуальные оценки на
щели кудз-спектрографа 3-метрового рефлектора), а так-
же пунктов, исследованных в следующих обзорах, при-
ведены на рис. 69. Полученные данные подтверждают
мысль о том, что ночные изображения в данном районе
ухудшаются при удалении от берега холодного океана.
Интересно заметить, что даже в таком густо населенном
штате США, как Калифорния, район пика Юниперро
173
представляется перспективным с точки зрения засветки
неба, во всяком случае, до 1985 г. На пике Юниперро на
небольшом наблюдательном материале были изучены
местные эффекты, влияющие на качество изображения.
Основные наблюдения делались на вершине пика, вбли-
зи геодезического пункта, однако на хребте, идущем к
Рис. 69. Качество изображения для некоторых пунктов, определен-
ное в шкале полярной трубы.
юго — юго-востоку от вершины, были сделаны две стан-
ции иа расстоянии от вершины около 600 и 800 м. Пер-
вая станция была ниже вершины на 110, а вторая на
120 м. Наблюдения велись в течение 38 ночей для пер-
вой и 23 ночей для второй станции. Изображения на
174
первой станции оказались ненамного (на 0",3), а на вто-
рой— ощутимо (на 1",1) хуже, чем на вершине. Таким
образом, уход от вершины даже на несколько сотен мет-
ров по хребту и на несколько десятков метров по высо-
те может существенно ухудшить качество изображения.
Полярная труба стала применяться для обследования
и других пунктов, в том числе и таких, на которых уже
построены обсерватории. В 1966—1970 гг., в течение
периодов различной продолжительности, исследовался
астроклимат обсерваторий Китт Пик, Серро Тололо,
Флагстафф, Сан Педро Мартир (Мексика, вблизи Кали-
форнийского залива) и Маунт Мак Кинли в Австралии.
Цель работы состояла в том, чтобы сравнить в одной
системе качество изображений на нескольких существу-
ющих обсерваториях и попытаться указать на условия,
требуемые для получения наилучших изображений. При-
бор и методика оценок оставались прежними, но для
пунктов южного полушария, где Полярная звезда не
видна, ее пришлось изменить. К счастью, звезда 5”\5 о Oct
находится в настоящее время на примерно таком же по-
лярном расстоянии от южного полюса мира, как aUMi
от северного, что позволяет получать от нее фотографи-
ческие следы с такой же скоростью движения звезды по
пластинке. Для наблюдения о Oct чувствительность ус-
тановки. была увеличена переходом на эмульсию Kodak
Plus X и заменой фильтра на 2-миллиметровый фильтр
GG14 Шотта. Взаимная калибровка со старой системой
осуществлялась путем фотографирования следов Поляр-
ной звезды сквозь нейтральный фильтр, ослабляющий
свет на Зт,5; результаты сравнивались с оценками
другой полярной трубы, работающей по aUMi.
Наблюдения велись персоналом обсерваторий, астро-
климат которых исследовался, причем обеспечивалось по
возможности три измерения качества изображения в
каждую ясную ночь. Оценки осреднялись для каждой
ночи и строились их месячные гистограммы, которые,
вместе с весьма детальным описанием, можно найти в
[52]. Сравнение гистограмм показывает, что качество
изборажения на пике Юниперро и в Серро Тололо при-
мерно одинаково, но ощутимо лучше, чем на других
пунктах. На этих двух пунктах качество изображения
улучшается летом и осенью, оценки лежат между 0,5 и
2" с немного большей долей оценки хороших изображе-
ний для пика Юниперро. Наилучшее измеренное ка-
175
чество изображения на Серро Тололо составляет 0",70,
наилучшее на Юниперро, по-видимому, около 0",5, хотя
точное определение невозможно, так как метод прока-
либрован в сторону хороших изображений лишь до
0",75.
Анализ ветрового режима на Серро Тололо показы-
вает, что господствующее направление ветра на этой
вершине — северное (ветер дует с севера), тогда как в
общей циркуляции для этого района преобладают юго-
западные ветры. Не исключено, что направление ветра
на этом пункте определяется местными эффектами —
отражением от высокой стены Кордильер, расположен-
ных к востоку от обсерватории. Возможно, что место для
обсерватории выбрано слишком далеко от берега океана;
это следовало бы проверить одновременными измерения-
ми качества изображения на Серро Тололо и какой-ни-
будь изолированной вершине, более близкой к берегу...
Следует, однако, отметить, что зависимости качества
изображения для Серро Тололо от направления ветра
обнаружено не было. На пике Юниперро наблюдения
велись при скорости ветра до 25 м/с и была обнаружена
слабая зависимость качества изображения от скорости
ветра. Для Серро Тололо среднее для всех измерений за-
висит от ветра таким образом, что изображения равны
1",4 в штиль и 2",2 при скорости ветра 15 м/с.
Типичным представителем внутриконтинентальной об-
серватории автор считает обсерваторию Китт Пик. По его
мнению, астроклимат 'здесь может быть с большей веро-
ятностью искажен местными эффектами; об этом- свиде-
тельствует меньшая его стабильность в течение ночи, чем
у прибрежных точек — пика Юниперро и Серро Тололо.
Возможно, что на сравнительно большой вершине горы
Китт Пик образуются карманы холодного воздуха, кото-
рый при северном ветре забрасывается на луч зрения;
правда, ухудшения качества изображения при северном
ветре не наблюдалось. Следует отметить, что уменьше-
ние температуры в течение ночи на Китт Пик значитель-
нее, чем в прибрежных точках.
Сравнение пункта Сан Педро Мартир, выбранного
для строительства Мексиканской национальной обсерва-
тории, с Китт Пик показало, что они приблизительно
эквивалентны по качеству изображения. Хотя Сан Педро
и находится вблизи океана, его астроклимат походит
скорее на астроклимат внутриконтинентального района,
176
чем прибрежной вершины. Для детального сравнения
материал имеющихся наблюдений недостаточен, но соз-
дается впечатление, что наилучшие изображения наблю-
даются здесь при южном и юго-восточном ветре, когда
дующий с залива ветер проходит над сушей минималь-
ное расстояние. При северном и северо-восточном ветре
ламинарный характер воздушного потока, пришедшего с
океана, по-видимому, разрушается вследствие взаимодей-
ствия с рельефом того участка суши, над которым он
вынужден пройти. Совпадение ветрового режима в
свободной атмосфере и на избранной вершине яв-
ляется необходимым условием получения хороших изо-
бражений.
В Флагстаффе, расположенном на горном плато,
изображения хуже, чем на Китт Пик; возможно, что на
одной из окружающих этот район изолированных вершин
могут быть получены лучшие результаты.
Австралийская вершина Маунт Мак Кинли сравни-
тельно невысока (около 1000 м), и изображения на ней
хуже, чем на Китт Пик.
Таким образом, даже с помощью столь простого, как
полярная труба астроклиматического прибора, удалось
обнаружить существенное различие в астроклимате не-
скольких изолированных вершин и высокогорного плато.
Эти различия, несомненно, окажутся гораздо более су-
щественными в области изображений 0,5 — 1", больше
всего интересующих современную наземную астрофизи-
ку. Не вызывает сомнения, что наиболее перспективные
из обследованных пунктов будут исследованы более чув-
ствительными астроклиматическими приборами, скорее
всего,— фотоэлектрическими. Единственно, о чем можно
пожалеть, и о чем, к сожалению, приходится жалеть
очень часто при проведении подобных исследований, это
то, что Ликкская визуальная шкала качества изображе-
ния на щели кудэ-спектрографа 3-метрового рефлектора
не была прокалибрована фотоэлектрически, как зто было
описано выше. Во всяком случае, о такой калибровке не
сообщалось.
Точка зрения М. Уокера на условия, необходимые
для получения хороших ночных изображений, и состоя-
щая в том, что их нужно искать на изолированных вер-
шинах, находящихся недалеко от берега холодного океа-
на в невозмущенной атмосфере, получила широкое рас-
пространение; представляется вполне вероятным, что
12 п, в, Щеглов	177
она повлияла на начало весьма серьезной компании по
исследованию дневного и ночного астроклимата на Ка-
нарских островах, которая проводится Объединенной
Европейской солнечной обсерваторией (JOSO) и Эдин-
бургской обсерваторией.
Начиная с 1970 г. Эдинбургская обсерватория начала
работу по изучению ночного астроклимата на Канарских
островах Тенерифе и Ла Пальма. Это сравнительно не-
большие (2000 км2 и 700 км2) острова с достаточно вы-
сокими пиками, которые, как можно ожидать, находятся
в невозмущенном потоке океанского воздуха над слоем
инверсии. Остров Гран Канариа был исключен из рас-
смотрения, так как пик на нем несколько ниже (1950 м)
и, что самое главное, он интенсивно осваивается Для це-
лей туризма. На острове Тенерифе есть две вершины —
Изанья (2391 м) и Тейде (3718 м), на Ла Пальма —
Фуэнте Нова (2366 м) и Роке де лос Мучадос (2423 м).
Канарская группа является областью активного вулка-
низма, но современных астрономов, ищущих ясной пого-
ды и хороших изображений, это обстоятельство обычно
не останавливает.
Над островом Тенерифе господствует вершина потух-
шего вулкана Тейде, поднимающаяся из огромной раз-
рушенной кальдеры. От вершины на северо-восток идет
отрог, на одной из вершин которого находится испанская
обсерватория Изанья. Здесь в 1972 г. были установлены
две полярные трубы — одна, изготовленная на Эдинбург-
ской обсерватории, другая — принадлежащая Ликской
обсерватории. Наблюдения для сравнения систем дела-
лись в июне—июле и в октябре—ноябре 1972 г.; изме-
рения делались каждую ясную ночь с интервалами в
два часа. Негативы проявлялись в Эдинбурге и на Лик-
ской обсерватории. Во время наблюдений делались так-
же метеорологические измерения.
Наблюдения на острове Ла Пальма велись с 6 ав-
густа по 17 сентября 1972 г. Полярная труба была ус-
тановлена на вершине Фуэнте Нова, которая находится
примерно в 1600 м к северо-востоку от наивысшей точки
острова. Это место было выбрано сознательно, так как
ожидалось более равномерное его обтекание, господству-
ющим здесь северным ветром. От точки установки теле-
скопа на север идет ровный склон с наклоном 1/4. Ка-
чество изображений для Фуэнте Нова оказалось лучше,
нем для любого из обследованных с помощью полярной
178 .
трубы пунктов. Качество изображений в пункте Изанья
зависит от ветра; оно ухудшается, когда скорость ветра
начинает превосходить 5 м/с; кроме того, оно ощутимо
хуже, когда ветер дует с запада. Объяснение этому фак-
ту может состоять в следующем: для Изаньи господст-
вующее направление ветра северное или северо-запад-
ное; для ветров этих направлений остров Тенерифе пред-
ставляет собой вогнутую стену, заставляющую воздух
перетекать через гребень вместо того, чтобы обтекать
его по сторонам. Это явление наблюдалось при северо-
западном ветре, когда на высоте около 600 м на северо-
западном склоне горы образовывались облака. Можно бы-
ло проследить движение отдельных облачных конденсаций
вверх по склону до обсерватории Изанья; один раз было
видно, как над этим пунктом турбулентный слой имел
толщину 100—300 м.
Когда дует западный и юго-западный ветер, Изанья
находится в ветровой тени гораздо более высокого пика
Тейде и качество изображения ухудшается из-за турбу-
лентности в воздушном, потоке за пиком. Иногда ее мож-
но видеть в виде цепочки облаков, тянущихся от пика
в подветренную сторону над обсерваторией Изанья или
рядом с ней.
Другая ситуация имеет место для пункта Фузнте
Нова. Он расположен на северном краю кальдеры и яв-
ляется одной из высочайших точек острова Ла Пальма.
Профиль местности в направлении господствующего вет-
ра напоминает пологий конус, обращенный к ветру вы-
пуклостью. Наблюдения за облаками показали, что здесь
набегающий воздух поднимается вверх лишь на несколь-
ко десятков метров; по-видимому, выпуклый профиль
горы заставляет поток разделиться и течь по сторонам
конуса вместо того, чтобы перетекать через него. Зави-
симость качества изображения от скорости ветра здесь
слабее, чем для Изаньи и, несмотря на небольшой ма-
териал, можно говорить об отсутствии значительных из-
менений качества изображения в зависимости от на-
правления ветра.
Таков первый, пока еще качественный анализ аэро-
динамики исследуемого района.
Исходя из изложенных выше соображений, можно
было ожидать очень хороших изображений на вершино
пика Тейде. Измерения качества изображений произво-
дились на этом пункте с помощью полярной трубы в
12*	179
течение двух ночей. При северо-восточном и восточном
ветре изображения на Тейде были заметно лучше, чем
на Изанье, где проводились одновременные наблюдения.
Они напоминали хорошие изображения в Фуэнте Нова.
При южном ветре изображения оказались хуже из-за
теплых вулканических газов, выделяющихся из фумарол
и просачивающихся через почву пика. По этой причине
пик Тейде не рассматривался больше как возможное
место для ночной обсерватории.
Описанные выше наблюдения подтверждают мысль
о том, что можно ожидать хороших изображений на
изолированных не возмущающих воздушный поток вер-
шинах небольших островов, расположенных в холодных
областях океанов. Единственной альтернативой этой
географической ситуации является, по-видимому, средне-
азиатский район СССР и прилегающие к нему области
Ирана и Афганистана, для которых характерен слабый
ветер и где можно найти достаточно изолированные вер-
шины.
Как и все предыдущие наблюдения с полярной тру-
бой, полученные данные к зениту не проводились, так
как считалось, что измерения на высоте полюса лучше
характеризуют реальные условия астрономических на-
блюдений.
Пункт Роке де Лос Мучадос продолжает исследовать-
ся в настоящее время. Хорошее качество изображения
и сравнительно легкая доступность привлекали к нему
внимание JOSO. По-видимому, основные инструменты
этой обсерватории будут установлены здесь, а не на пи-
ке Тейде, где предполагается установить лишь один
вакуумный 40-сантиметровый солнечный рефлектор на
^метровой ажурной опоре.
Фуэнте Нова продолжает исследоваться Эдинбургской
обсерваторией с помощью все той же полярной трубы —
по-видимому, доверие к этому методу очень велико. Из
современной аппаратуры, работающей в сочетании с по-
лярной трубой, следует отметить акустический локатор,
применявшийся там в течение одной недели в конце
июля 1975 г. Он имеет радиус действия от 30 до 600 м
и показывает, что количество температурных неоднород-
ностей, обнаруженных этим методом, хорошо согласует-
ся со средним для ночи качеством изображения. Далее
изменения качества изображения со шкалой времени по-
рядка часа отражаются на акустических записях, по-
180
добных показанным на рнс. 92 (см. стр. 240). Хорошим
индикатором однородности атмосферы является также
величина флюктуаций температуры воздуха, измеренных
на высоте 24 м.
В течение 1974—1975 гг. сотрудниками Эдинбург-
ской обсерватории велись исследования астроклимата и
в других пунктах — Мауна Кеа на острове Гавайи (се-
веро-западная вершина), остров Мадейра (вершина Энку-
меада Альта), остров Тенерифе (Изанья и Гуахара). На
примере Изаньи и Фуэнте Нова было подтверждено
сильное влияние орографии на качество изображений.
Астроклимат вершины острова Мадейра оказался, к удив-
лению, сходным с тем, который господствует на гораздо
более высокой Мауна Кеа, а может быть, и более хоро-
шим. Впрочем, эта последняя исследовалась лишь двух-
лучевым приборам [51], хорошие результаты которого
являются необходимым, но недостаточным условием на-
личия на вершине хороших изображений. Йо-видимому,
очень важно в данном районе наличие метеорологически
устойчивой воздушной массы [52].
12.	АСТРОКЛИМАТИЧЕСКИЕ ПРОГРАММЫ ЧЕТЫРЕХ
ОБСЕРВАТОРИЙ
Астрономический институт им. М. Планка в ФРГ был
организован в 1969 г. для того, чтобы кардинально улуч-
шить положение с оптической астрономией в этой стра-
не. Институт должен построить новый научный центр в
Гейдельберге с лабораториями и мастерскими, обсерва-
торию в северном полушарии, оснащенную телескопами
диаметром 1,2, 2,2 и 3,5 м, а также перенести на новое
место 80-сантиметровую камеру Шмидта обсерватории
Гамбург — Бергедорф. В южном полушарии должен
быть установлен один 220-саштиметровый телескоп.
Астроклиматические работы велись в период с 1968 по
1973 г.
В 1975 г. были выполнены первые наблюдения на
120-сантиметровом телескопе, установленном на вершине
Калар Альто в Испании, в районе Альмерии. Опыт
гейдельбергских астрономов показывает, что абсолютно
невозможно сравнивать пункты, астроклимат которых
изучался разными методами. Величины, касающиеся
Диаметра или смещения звездных изображений, имеют
181
смысл лишь в том случае, если они получены на одина-
ковом оборудовании методами, исключающими субъек-
тивные оценки [53].
Астроклиматические исследования велись в пунктах,
перечисленных в таблице 6.
Таблица 6
Название горы	Страна	1 Высота, в м	i Высота над ок- ружающей мест- ностью в м 1—		Долгота, X	Широта, q>
Пиргаки	Греция	1805	1000	22,°6 вост.	37,°2 сев.
Калар Альто	Испания	2168	1400	2,°5 зап.	37,°2 сев.
Гамсберг	Западная		500-		
	Африка	2350	1300	16,°2 вост.	23,°3 южн.
Ла Силла (Объединен- ная Евро- пейская об- серватория)	Чили	2444	1400	70,°7 зап.	29,°3 южн.
Измерения производились фотографическими и фото-
электрическими приборами. Фотографические приборы
имели диаметр объективов от 9 до 18 см и фокусное
расстояние от 145 до 1400 см. В основном это были пе-
реносные телескопы системы Максутова с фокусным
расстоянием 145 и 280 см, используемые без ‘увеличи-
тельной системы. Фотографирование следов звезд 2—Зт
при неподвижном телескопе велось на очень мелкозерни-
стой пленке Agfa Agepe FF. Некоторые из полученных
следов измерялись (для многих точек следа определя-
лась координата ут максимальной плотности). Затем
вычислялась величина
(п	\ 1/2
S (yml-axi с)2 \
i=l	I
--------«---Q--------- /
П — О-----------------/
(след аппроксимировался полиномом второй степени и
определялись отклонения от него). Так как подобные
измерения очень трудоемки, было промерено лишь не-
182
сколько следов с разными а и из них была составлена
шкала для визуальных оценок, как в методе Уокера.
Минимальное значение а этой шкалы составляло 0",2,
максимальное — 3",6. По мнению авторов гейдельберг-
ской методики существенную роль в различии астрокли-
матических систем играет то, что регистрация дрожания
ведется в разной частотной полосе. Дело в том, что
спектр дрожания имеет максимум в области низких
частот, и показания астроклиматического устройства
существенно зависят от положения низкочастотной гра-
ницы кривой реакции прибора, что следует иметь в виду
при сравнении различных приборов и пересчете их по-
казаний к большому телескопу. Эта граница для фото-
графических гейдельбергских телескопов составляет
0,0016 cos 5 (у длиннофокусного) и 0,01 и 0,02 Гц (у ко-
роткофокусных инструментов). Описанные фотоэлектри-
ческие приборы имели низкочастотную границу на ча-
стоте 0,1 Гц. Высокочастотная граница полос этих уст-
ройств равна соответственно 0,15; 1,5; 3 и 40 Гц. Фото-
графические оценки дрожания, произведенные на разных
телескопах, сравнивались, и зависимость между ними
оказалась линейной. Для большей воспроизводимости
все визуальные оценки следов делались одним наблю-
дателем. Авторы обращают также особое внимание на
необходимость строгого соблюдения одинаковых условий
проявления негативов.
Гейдельбергские астрономы не фотографировали, по-
добно Уокеру, Полярную звезду, так как, по их мнению,
при этом регистрируется лишь весьма узкий участок
спектра дрожания в области его крутого низкочастотного
конца и небольшие изменения спектра могут сильно ска-
заться на измеренной амплитуде дрожания.
Фотоэлектрические приборы были выполнены по схе-
ме, предложенной на обсерватории Маунт Вилсон — Па-
ломар; такие приборы в свое время широко использова-
лись в Чили (см. ниже). Прибор имеет подвижный непро-
зрачный нож, автоматически наводящийся на центр
звезды с помощью электромеханического преобразователя,
управляемого разностью фототоков двух ФЭУ, один из
которых установлен до, а второй — после ножа (рис. 70).
Сигнал снимается с устройства, двигающего нож, и обра-
батывается с помощью электронной схемы таким образом,
что получается среднеквадратичное значение его флюк-
туации ц в полосе от 0,1 до 40 Гц. Калибровка прибдра
183
производится качанием стеклянной плоскопараллельной
пластинки, установленной перед ножом и смещающей
изображение звезды на 2". На выходе электронной схемы
имелся переключаемый ступенчатый частотный фильтр,
который, по желанию, позволяет выделять разные участ-
ки спектра дрожания звезды. Если медленное смещение
звезды превосходило 0",7 в течение 10 с, эта ошибка ком-
пенсировалась автоматическим изменением скорости ча-
сового механизма; амплитуда этого смещения достигала
Рис. 70. Схема фотоэлектрического прибора для исследования аст-
роклимата, разработанного на обсерватории Хэла: 1. Полупрозрач-
ная пластинка, отбрасывающая 30% света на боковой ФЭУ. 2. Ка-
чающаяся плоскопараллельная пластинка для калибровки. 3 и 4.
Линзы Фабри. 5, 6. ФЭУ. 7. Электронный блок. 8. Электромехани-
ческий преобразователь. 9, Непрозрачный нож. 10. Индикатор.
±12". Остается совершенно непонятным, почему нельзя
было исключить ее, измеряя компоненту дрожания по
склонению! Фотоэлектрические приборы могли работать
по звездам ярче 3™.
Были изготовлены три фотоэлектрических прибора,
которые сравнивались между собой и с фотографическими
телескопами. Оказалось, что детальная корреляция сиг-
налов фотоэлектрических приборов при наблюдении одной
и той же звезды с одного и того же экваториала достаточ-
но хорошая (рис. 71); связь гейдельбергской фотоэлектри-
ческой и фотографической систем дается выражением
(Тфэ 0,86сУфоТ.
Фотоэлектрические приборы сравнивались друг с дру-
гом еще и другим способом: с помощью одного из них в
течение нескольких десятков минут измерялось качество
изображения в реальных условиях на пункте Калар Аль-
то, затем прибор снимали со штатива и заменяли другим;
кривая изменения качества изображения не претерпевала
при этом больших разрывов.
Спектр атмосферного дрожания оценивался по фото-
электрическим и фотографическим данным, полученным
184
Рис. 71. Одновременно измеренное двумя фотоэлектрическими при-
борами дрожание звезды. Записи несколько сдвинуты друг отно-
сительно друга по абсциссе.
одновременно. При анализе фотографических данпых
нижняя граница полосы составляет 0,016 cos 6 Гц. Фото-
графические следы сканировались в перпендикулярном к
суточному ходу звезды направлении автоматическим
микрофотометром с шагом 25 мкм. Полученные спектры
Рис. 73. Гистограммы среднеквадратичной амплитуды атмосфер-
ного дрожания для четырех районов: а) фотографические наблю-
дения; б) фотоэлектрические наблюдения.
показаны на рис. 72; с увеличением зенитного расстоя-
ния спектры становятся более высокочастотными. Наблю-
дается определенное систематическое различие между
фотографическими и фотоэлектрическими спектрами в том
смысле, что для фотографических измерений низкочастот-
ный подъем сильнее.
Очень важно, что фотографические и фотоэлектриче-
ские измерения были проведены также на обсерватории
Ла Силла, на которой к этому времени уже работал 1,5-
186
метровый рефлектор, установленный в башне высотой
около 20 м. На каждом пункте наблюдения выполнялись
в течение примерно 150—200 ночей. Звезды наблюдались
при зенитных расстояниях 45°, и их дрожание к полю-
су не приводилось. Одно наблюдение состояло из фото-
графирования одного следа и фотоэлектрических записей
продолжительностью от 2 до 10 мин. В течение 1/3 ночи
получали от 3 до 6 фотографических следов и 20 фото-
электрических записей. Результаты для всех четырех
точек приведены па рис. 73.
Результаты исследования астроклимата обсерватории
Ла Силла сравнивались с полученными в 1966—1967 гг.
же
Намибия
2,16 0,6'-
/44 Ofi-
0,72 ОД -
I
I
I
2" §
5
на этой вершине фотоэлектрическими измерениями об-
серватории Хэла. Будучи более уверенными в своей сис-
теме, гейдельбергские астрономы редуцировали к пей
фотоэлектрические измерения 1966—1967 гг., используя
коэффициент 0,64, который был определен по отношению
средних значений дрожания, измеренных в одни и те
месяцы. Этот коэффици-
ент, по-видимому, учитыва-
ет различие спектральных
кривых реакции фотоэлек-
трических приборов, хо-
тя эти приборы И ОДНОЙ
системы. На рис. 74 при-
ведены данные, получен-
ные на полярной трубе
Уокера для обсерватории
Серро Тололо за период с
октября 1968 по август
1970 г. и, что очень важ-
но, визуальные оценки ка-
чества . изображения на
щели спектрографа 1,5-
метрового телескопа ESO
в интервале с октября 1969
по июнь 1972 г. Мы ви-
дим, что годовой ход ка-
чества изображений на
обеих чилийских точках хорошо выражен и регистри-
руется всеми применявшимися методами. Изучались так-
же короткопериодические изменения качества изображе-
ния. Анализ показывает, что качество изображения
Чили и в Юго-Западной Африке претерпевает менее
2,88 0,8
2,16 0,6
' /,44	’
0,72 0,2,	>  г-г  , 
' ’ Я Ьмамййа сЬндй
Рис. 74. Качество изображения,
измеренное 1,5-метровым телеско-
пом в высокой башне (7), поляр-
ной трубой (2) и фотоэлектриче-
ским прибором (3).
VSI
частые и меньшие по амплитуде короткопериодические
изменения, чем в двух других пунктах. Метеорологиче-
ские условия в средиземноморском районе, по-видимому,
менее устойчивы. Интересна «релаксация» качества изо-
бражения, измеренная в Чили и Юго-Западной Африке
после резкого изменения метеоусловий.
Кривые распределения качества изображения для Чи-
ли, Юго-Западной Африки и средиземноморских пунктов
(см. рис. 73, а) сходны по форме, но несколько отличают-
ся в деталях; количество хороших (о<0",35) изображе-
ний несколько больше в Гамсберге (Намибия), чем в Чи-
ли, а о > 1" регистрируется в средиземноморских пунк-
тах чаще (13%), чем в Чили (4%). Качество изображения
для пунктов в Греции и Испании неплохое, но хуже, чем
в Чили и Юго-Западной Африке [53].
В 60-х годах начались опыты по поиску места для
Межамериканской обсерватории. Наиболее подходящей
была признана вершина Серро Тололо, вблизи города Ла
Серена (Чили). Значительную роль в проведении первого
этапа работ сыграл бывший тогда директором обсервато-
рии Серро Тололо Ю. Шток.
Первоначально предполагалось найти место для этой
обсерватории в окрестностях Сантьяго, на высоте не ме-
нее 2000 м и не далее 70 км от города. Поэтому в 1959 г.
исследовались три сравнительно доступные вершины в
этом районе. Качество изображения звезд (дрожание)
измерялось визуальными однолучевыми приборами, ко-
торые удовлетворительно работали в ночи со слабым вет-
ром; велись также метеорологические наблюдения.
Эта работа позволила более детально познакомиться
с климатом изучаемого района Чили и убедила в преиму-
ществах изолированных прибрежных пиков по сравнению
с более высокими вершинами у подпожия Кордильер.
Изучение климата Чили показало, что уйдя от Сантья-
го к северу, можно несколько выиграть в количестве ясных
ночных часов — примерно 10 ночей в год на каждый гра-
дус широты. С другой стороны, очепь сильно на север
уходить не хотелось, чтобы сохранить благоприятные ус-
ловия для наблюдения Магеллановых Облаков. Так как
интерес к чилийскому проекту возрос, стало возможно
предлагать для рассмотрения варианты, основанные не на
столь бережливом подходе в смысле строительства новых
- дорог, организации водоснабжения и т. д. Это позволило
сдвинуть район поиска примерно на 500 км к северу от
188-
Сантьяго, на широту — 30°, где резкая смена характера
растительности указывала на увеличение количества яс-
ных ночей.
Весной 1960 г. начались наблюдения на нескольких
вершинах в районе маленького городка Викунья с при-
менением новой тогда техники — двухлучевых приборов
(ДЛП), которые были к этому времени изготовлены и до-
ставлены в Чили. Наблюдения показали, что на верши-
нах этого района качество изображения лучше, количест-
во ясных ночей больше, а ветер слабее, чем на горах в
окрестностях Сантьяго.
В течение 1960 г. изучались вершины Тололо, Морадо
и Бланко. Условия на Тололо и Морадо оказались прак-
тически одинаковыми; вершина Бланко, расположенная
ближе к высоким горам, имеет гораздо более суровую
зимнюю погоду и была оставлена. 1 мая 1961 г. проект
был взят на себя Объединением университетов США, ко-
торое к этому времени развернуло строительство обсерва-
тории Китт Пик. Применявшийся для выбора места этой
обсерватории 16-дюймовый рефлектор был отправлен в
Чили и установлен на Серро Тололо. С августа 1961 г.
на нем проводились фотоэлектрические измерения проз-
рачности, оценки качества изображения и регулярные
астрономические наблюдения. Основным инструментом
будущей обсерватории мыслился 1,5-метровый рефлектор,
финансирование которого брали на себя ВВС США. Как
известно, в настоящее время в Серро Тололо начал рабо-
тать 4-метровый апланатический рефлектор системы Ри-
чи — Кретьена — дубликат установленного на обсервато-
рии Китт Пик.
Улучшение астроклиматических условий, наблюдав-
шееся при смещении к северу, привело к мысли поискать
хорошие вершины еще дальше — в районе пустыни Ата-
кама, вблизи Копиапо на южной широте около 27°,5.
В начале 1961 г. начались наблюдения на Серро Чеко, но
оказалось, что там сильные ветры и много пыли. Смес-
тившись всего на 21 км к востоку на вершину Ла Пенета,
удалось избавиться от этих мешающих факторов. Для
места строительства межамериканской обсерватории сле-
довало сделать выбор между Тололо и Пенетой. Боль-
ших различий в качестве изображения между ними с
помощью применявшейся тогда аппаратуры (ДЛП) об-
наружено не было; скорость же ветра на Пенете оказа-
лась значительно большей в зимние месяцы. 23 ноября
189
1962 г. несколько членов правления Объединения универ-
ситетов США после посещения обеих вершин приняли
решение о строительстве обсерватории на Тололо. Ре-
зультаты проведенных в этот период измерений дрожа-
ния, казалось бы, говорили о том, что крупный телескоп
должен давать большую часть времени изображения луч-
ше 1" [54].
В 1962 г. была подписана международная конвенция
о создании Южной Европейской обсерватории ESO. Го-
дом позже астрономы, уже довольно давно участвовавшие
в подготовительных работах по созданию этой обсервато-
рии, пришли к мысли, что вместо Южной Африки, где
уже была создана станция ESO, следует строить обсерва-
торию в Чили. В 1964 г. для установки инструментов бы-
ла выбрана вершина Ла Силла, расположенная недалеко
от Серро Тололо. К ней в 1965 г. была проведена дорога
и лишь после этого ее астроклимат был исследован с по-
мощью работавших тогда в Чили фотоэлектрических при-
боров обсерватории Хэла. Астроклимат Ла Силла сравни-
вался с астроклиматом вершины Морадо; получились
практически одинаковые значения (0",68 и 0",69 в сис-
теме прибора).
В период с 1963 по 1966 гг. Р. Линде на обсерватории
Китт Пик занимался разработкой безличного прибора для
измерения дрожания звезд и аппаратуры для записи
микрофлюктуаций температуры в приземном слое воздуха
на вершине Китт Пик. Предполагалось, что эти иссле-
дования позволят указать наилучшее место для башни
4-метрового телескопа (изготовление которого в это время
уже начиналось) и ее высоту.
В начале предполагалось, что измерения с помощью
этих приборов дадут ясный ответ на поставленный воп-
рос. Однако, по-видимому, требовалось получить гораздо
больше данных, прежде чем будут выявлены определен-
ные различия между возможными местами установки
150-дюймового телескопа.
Имевшиеся к 1966 г. данные говорили в пользу того,
что на Китт Пик искажения возникают по крайней мере
па двух уровнях; во-первых, это близкий к почве инвер-
сионный слой, определяемый местной топографией, рас-
тительностью и направлением ветра и, во-вторых, по
, меньшей мере одна поверхность раздела между воздуш-
Ными массами разной плотности выше 30 м над поверх-
ностью почвы, которая может по не очень пока ясным
190
причинам подниматься или опускаться. Для выяснения
вопроса нужно было привлечь микрометеорологию верши-
ны и района Китт Пик. Выбор места для 150-дюймового
телескопа поэтому откладывался на как можно более
долгий срок, чтобы дождаться этих данных. Два фотоэлек-
трических прибора были установлены на 12-метровых за-
щищенных от ветра столбах. Термодатчики помещались
на двух 30-метровых мачтах, одна из которых стояла
между башнями 84- и 36-дюймового телескопов, а вто-
рая — на западном отроге горы Китт Пик в 250 м ниже.
Предварительные испытания фотоэлектрических при-
боров по Полярной звезде показали чувствительность
около 0",2 и отсутствие влияния мерцания. Приборы из-
меряли смещение звезды с помощью колеблющегося
ножа [531. Примерно в это же время было показано, что
температурные флюктуации вблизи башни не влияют на
качество наблюдаемого в телескоп изображения [55].
Хотя место установки 4-метрового рефлектора на горе
Китт Пик, по-видимому, пришлось выбрать произвольным
образом, не исключено, что эти исследования позволили
существенно уменьшить высоту башни инструмента для
Серро Тололо. Как мы знаем теперь, установка инстру-
мента в высокой башне не улучшает даваемого им каче-
ства изображения; еще недавно вклад приземного слоя
атмосферы толщиной в несколько метров в ухудшение
качества ночного изображения сильно преувеличивался.
В 1962 — 1963 гг. обсерваторией Маунт Вилсон — Пало-
мар были затрачены значительные усилия для решения
проблемы регистрации дрожания изображения звезд,
наблюдаемых в 10—20-сантиметровый телескоп. X. Бэб-
кок испробовал два метода. Первый, сравнительно простой,
состоял в том, что в фокусе телескопа ставилась сетка
из тонких непрозрачных штрихов, за которой следовали
линза Фабри и фотоумножитель^ Размер ячейки сетки
выбирали таким, чтобы сфокусированная на нее звезда
была всегда частично закрыта. Атмосферное дрожание
приводило к появлению некоторого частотного спектра
интенсивности прошедшего через сетку света. Сигнал'
ФЭУ усиливался, выпрямлялся и записывался. Испыта-
ния показали, что этот метод позволяет различать качест-
во изображения вплоть до отличного (баллы 5 и 6 по шка-
ле обсерватории Маунт Вилсон).
Вторая идея основана на предложении Р. Линдса, ко7
торый в это же время занимался разработкой фотоэлектрй-
191
ческого прибора для изучения астроклимата. Перед фо-
кальной плоскостью телескопа расположена светоделитель-
ная пластинка, дающая два изображения яркой звезды,
одно из которых вдвое ярче другого; оба пучка попадают
на фотоумножители. Нож в фокальной плоскости, переме-
щаемый электромеханическим преобразователем, закры-
вает половину более яркого изображения и следит за его
перемещением под действием разности сигналов обоих
ФЭУ. В качестве электромеханического устройства приме-
нена пьезопластинка, способная производить смещения с
частотой от нуля до нескольких сотен герц. Средняя ам-
плитуда движения ножа записывается. Преимуществом
этой системы является то, что она измеряет абсолютную
величину дрожания изображения и в ней легко преду-
смотреть приспособление для калибровки. Мерцание звез-
ды также может быть измерено на этом приборе.
Экспедиционный вариант этого прибора с 20-сантимет-
ровой питающей кассегреновской оптикой был построен
для исследования астроклимата. К лету 1963 г. были изго-
товлены три подобных прибора, испытанные на обсервато-
риях Маунт Вилсоп и Йаломар. Было получено удовлет-
ворительное согласие между их показаниями и оценками
качества изображения на 100 и 200-дюймовых телескопах.
В поябре 1963 г. два фотоэлектрических прибора были
отправлены в Чили. Один из приборов был установлен на
вершине Морадо (~2200 м) и другой — на вершине Па-
шон (~ 2700 м) в районе Ла Серена, примерно в 600 км
к северу от Сантьяго. Третий фотоэлектрический прибор
работал несколько ночей на австралийской обсерватории
Маунт Строило и новозеландской Маунт Джон.
С помощью двух фотоэлектрических приборов были
проведены наблюдения на Серро Морадо (105 ночей), Сер-
ро Пашон (50 ночей) и Серро Тололо (105 ночей). Оба
этих прибора работали на Серро Тололо одновременно в
течение 30 ночей и при хорошей фокусировке и юстировке
дали одинаковые результаты с высокой степенью точно-
сти. В конце октября 1964 г. были начаты одновременные
наблюдения на Тололо и Морадо; по измерениям в тече-
ние 27 ночей среднее качество изображения, приведенное
к зениту множителем J/^sec z, оказалось для этих пунктов
одинаковым. Наблюдения проводились каждые 30 минут.
В конце декабря 1964 г. второй фотоэлектрический
прибор был перевезен с Тололо на Серро Пашон. Резуль-
таты одновременных измерений качества изображения
192
для периода январь — май 1965 г. приведены в таблице 7.
Была также проверена зависимость дрожания от зенитно-
го расстояния, оказавшаяся с достаточной точностью про-
порциональной Vsec z. Сравнение качества изображения
на вершинах- Морадо п Пашон только по синхронным
измерениям говорит о том, что в обоих пунктах оно прак-
тически одинаково.
Таблица 7
1965 г.	Количество наб- людений	Среднее качество изображения в зените в системе прибора	
		Морадо	Пашон
янв.— февр.	149	0",61	0",63
март — апр.	63	0,51	0,63
май	116	0,82	0,87
На вершине Морадо была установлена 13-метровая
анемометрическая мачта, а па вершине Пашон — 7-метро-
вая мачта.
Фотоэлектрический прибор работал в Австралии, па
обсерватории Сайдинг Спрингс (высота 1146 м). Наблюде-
ниям мешал сильный ветер (во время 50% ясных ночей
скорость ветра была больше 12 м/с). Среднее качество
изображений для 16 ночей с более слабым ветром в ян-
варе, феврале и марте 1965 г. составило 0",9. Отсчеты
фотоэлектрического прибора удовлетворительно согла-
совались с визуальными оценками диаметра изображения
на метровом рефлекторе обсерватории Сайдинг Спрингс.
В 1966—1967 гг. два фотоэлектрических прибора, об-
служиваемые персоналом обсерватории Маунт Вилсон—
Паломар, работали на чилийских вершинах Морадо и Ла
Силла (в расположении Южной Европейской обсервато-
рии). Дацные синхронных наблюдений, выполненных
в течение 78 ночей (265 средних для 1/4 ночи), соответст-
вовали среднему дрожанию в зените, равному 0",68 и
0",69 для этих пунктов. Изображения, лучше 0",55 на-
блюдались в 22% случаев на Морадо и в 28% случаев на
Ла Силла. Зимние месяцы — июнь, июль и август — в
рассмотрение не входили. Оба пункта можно поэтому
считать, по сути дела, неотличимыми в отношении качест-
ва изображения. Сравнение между Серро Морадо и Серро
Тололо, а также между Морадо и Пашон показали равен-
ство качества изображения на этих пунктах с точностью
13 п. В. Щеглов	193
до 0",01; по-видимому, весь этот район Чили, начиная с
высот ~ 2000 м и достаточно близкий к Кордильерам,
имеет одинаковое качество изображения. И хотя опытные
наблюдатели, работавшие на Серро Тололо, отмечают
исключительно хорошее качество этого места, следует
помнить, что не было выполнено сравнения фотоэлектри-
ческого дрожания с какой-либо хорошо определенной
шкалой качества изображения.
12-месячный период наблюдений па Морадо — Ла
Силла дал а = 0",73 для зенита с изображениями, лучши-
ми 0",55 в 19% случаев. Предыдущий летний период дал
<% = 0",79 и 20% соответственно. Почти все хорошие
изображения наблюдались в летние месяцы — с января
по апрель.
С учетом экспериментов Р. Линдса на Китт Пик, было
разработано оборудование для записи атмосферных
флюктуаций температуры в диапазоне частот от 0,2 до
5 Гц. Чувствительными элементами служили термисторы,
установленные на четырех высотах на 30-метровой сталь-
ной мачте. Средняя мощность флюктуаций на каждом
уровне записывалась на самописце.
Для того, чтобы сравнить флюктуации температуры
в разных местах, две мачты были установлены на горе
Паломар и четыре — на Серро Морадо. Обработка части
паломарских данных показала, что ночные микрофлюк-
туации температуры воздуха значительно слабее в месте
установки 60-дюймового телескопа, чем на отроге к запа-
ду от 200-дюймового. Сравнение нескольких сотен оценок
качества изображения на 200-дюймовом телескопе, произ-
водимых каждые 30 минут, показало корреляцию с коэф-
фициентом 0,45 с микрофлюктуациями на высоте 30 м,
измеренными на ближайшей мачте. По-видимому, микро-
флюктуации являются хорошим критерием выбора места
установки инструмента в районе с одним и тем же астро-
климатом высоких слоев атмосферы.
Сравнение микрофлюктуаций, измеренных на одной
из мачт, установленных на Серро Морадо, с оптическими
измерениями расположенного вблизи фотоэлектрического
прибора, показывает лучшую корреляцию, чем для Пало-
мара. Абсолютные значения температурной активности
на Морадо в 5—10 раз меньше, чем измеренные на Па-
ломаре.
В 1967—1968 гг. на вершине Серро Морадо продолжа-
лись записи микрофлюктуаций температуры воздуха па
194
четырех высотах до 30 м. Результаты этих измерений,
безусловно, полезны для выбора точки установки телеско-
па на вершине. Разрабатывались планы строительства на
Серро Морадо большой обсерватории [561.
В 1969 г. после тщательной оценки различных имею-
щихся в Чили пунктов и с учетом технических, юриди-
ческих и политических обстоятельств было принято ре-
шение перевести место новой обсерватории на хребет
Лас Кампанас высотой около 2500 м, на широте 29°02'.
На хребте Лас Кампанас также велись исследования ка-
чества изображения с помощью фотоэлектрических при-
боров и микротермометров, установленных на разных
высотах над почвой. Тщательно изучались направление
и скорость ветра. После обширных исследований было
принято решение строить башню основного инструмента
обсерватории, 2,5-метрового R — С-рефлектора, на северо-
западном конце хребта. Помимо прочего, исследования
показали, что ничего не выигрывается, если строить баш-
ню большой высоты и поднимать телескоп высоко над
уровнем почвы [57].
10 октября 1974 г. зеркало 2,5-метрового телескопа
было принято: будучи установленным в оправе, оно со-
бирает 90% света в кружке диаметром 0",5 и 50% в
0",25. Кассегреновское зеркало собирает 100% света в
кружке диаметром 0",33 и 70% в 0",17 (если бы оно
работало с идеальным главным). На телескопе уже полу-
чены изображения звезд диаметром ~ 0" ,7.
Пулковская обсерватория, которая вела работы по вы-
бору места установки 6-метрового рефлектора БТА, на-
правила в разные районы нашей страны 15 астроклима-
тических экспедиций. Одна из них работала в районе
станицы Зеленчукской на Северном Кавказе, где впос-
ледствии и был установлен этот телескоп. Детальное
сравнение наиболее хорошо исследованного пункта этого
района (цоселок Звездный) и места установки БТА при-
ведено в [581. В нашем изложении мы будем следовать
этой публикации.
Программа включала визуальные наблюдения качест-
ва звездных изображений по шкале Данжона — Кудэ и
фотографические измерения дрожания звезд на 20-санти-
метровом менисковом телескопе АЗТ-7. Эти наблюдения
проводились через час после захода Солнца, в полночь
и за час до восхода Солнца. В эти же сроки, а также днем
велись стандартные метеорологические наблюдения, и,
13 *	195
кроме того, визуально оценивался ореол вокруг Солнца,
цвет неба и мерцание звезд. В поселке Звездном, распо-
ложенном в 4,5 км от места установки БТА на одном с
ним горном хребте, наблюдения велись с 1961 по 1966 гг.
В 1962 г. в течение трех месяцев (июль — сентябрь) одно-
временные астрономические и метеорологические наблю-
дения велись также на месте установки БТА.
Сравнение метеодапных показало, что по влажности,
температуре и облачности пункты Звездный и БТА прак-
тически не различаются, но средние значения скорости
ветра в ночное время примерно в четыре раза меньше в
месте установки БТА, чем в поселке Звездном. Это, впро-
чем, не удивительно; для господствующих ветров западно-
го сектора место установки БТА (2070 м над уровнем
моря), по-видимому, находится в ветровой тени горы
Пастухова (2700 м). Это обстоятельство явилось одним
из аргументов в пользу выбора места для строительства
башни телескопа БТА [58]. Однако в ветровой тени тур-
булентность всегда сильнее, что и было обнаружено даже
сравнительно малочувствительными оптическими метода-
ми того времени. Было найдено, что в месте установки
БТА качество изображения по Данжону — Кудэ пример-
но в 1,5 раза хуже, чем в поселке Звездном.
Оценка облачности делалась четыре раза в сутки,
каждые 6 часов (каждое такое наблюдение метеорологи
называют «сроком»). Средние пятилетние данные по ко-
личеству ясных ночей для района Звездный — БТА тако-
вы: полностью ясных ночей 78,6, полуясных — 212,3 (яс-
ной считается ночь, в течение которой сумма баллов об-
лачности по 3 сроком не более 5; для полуясной ночи она
меньше 25). Наибольшее количество ясных ночей прихо-
дится на период с августа по октябрь. Количество ясных
дней, как это всегда бывает в горах, несколько меньше.
Количество ночей с влажностью больше 98% в исследо-
ванном районе не превосходит 10%. Ночные амплитуды
температуры воздуха в среднем равны 2—3°, наибольшая
средняя суточная амплитуда составляет 7° (в мае и ок-
тябре).
В заключение работы [58] дан прогноз ожидаемого
диска изображения в фокальной плоскости БТА. Сначала
находится соотношение между «углом турбуленции» по
Данжону — Кудэ и среднеквадратичной амплитудой дро-
жания о. Предоставляем слово авторам: «Естественно,
что размывание изображения звезды в телескопе с боль-
196
шим входным отверстием будет в основном вызываться
явлением, которое в малые телескопы мы будем наблю-
дать как дрожание звезды. В соответствии с найденным
в данной работе соотношением, углу турбуленции в 0", 1
будет соответствовать среднеквадратичная амплитуда
дрожания звезды в О", 2 7 (т. е. D&q ~ 1"; примечание
наше.— П. Щ.) и, следовательно, «среднеквадратичный
диаметр» диска изображения звезды в 0",54. Принимая,
что распределение интенсивности в диске изображения
звезды «гауссово», и переходя от среднеквадратичного
уровня уровню 0,05, найдем величину порядка 1",0.
К этому значению следует прибавить (!! — П. Щ.) «диа-
метр» диска изображения звезды в АЗТ-7, который ока-
зывается порядка 0",5. Таким образом, углу турбулен-
ции в 0",1, определенному из наблюдений на телескопе
АЗТ-7, по-видимому, будет соответствовать «диаметр»
диска изображения звезды в lz/,5 в телескопе с большим
входным отверстием, в том числе и в БТА...».
Впоследствии астроклимат места установки БТА был
исследован двухлучевым прибором; качество изображе-
ния получилось равным Г',23 в зените для периода на-
блюдений с июня 1971 г. по июль 1972 г. [59].
Впечатление наблюдателей, работающих на 60-санти-
метровом рефлекторе Цейса, установленном вблизи БТА,
свидетельствует, однако, что качество изображения на
этом инструменте подобно крымскому. Очевидно, иссле-
дования астроклимата САО должны быть продолжены;
это поможет более эффективному использованию 6-мет-
рового рефлектора.
В начале 70-х годов исследователи Солнца, работаю-
щие в нескольких европейских странах — Италии, Фран-
ции, ФРГ, Испании, Голландии и Португалии, объеди-
нились, чтобы найти место с хорошим солнечным астро-
климатом и построить там обсерваторию. Инициатором
проекта был известный немецкий гелиофизик К. Кип-
пенхойер, который очень хорошо сознавал необходимость
регулярного получения солнечных снимков и спектров
с высоким пространственным разрешением. Дело в том,
что хорошие солнечные снимки получают уже давно
(хотя и с большими трудностями) па многих обсервато-
риях, занимающихся исследованием Солнца. Получали
их и с автоматических стратосферных станций, и многие
исследователи Солнца пришли к выводу, что гелиофизика
очень выиграет, если снимки такого качества будут по-
лучаться систематически. В качестве основного инстру-
мента будущей обсерватории предполагается 150-санти-
метровый вакуумный телескоп, который сможет давать
в течение ощутимого времени разрешение ~0",2 для
ЧКХ 50% *) при спектральном разрешении ~5-105. Осу-
ществимость проекта в принципе не вызывала сомнений,
но необходимость не была очевидной. В одном из годо-
вых отчетов JOSO приведена полемика астронома (по-
видимому, К. Киппенхойера) с довольно либеральным и
просвещенным административным лицом, у которого
нужно было получить согласие на финансирование. Вот
этот диалог:
«Отв. лицо: Считается, что в области солнечных ис-
следований наблюдения далеко опередили теорию, по-
этому целесообразнее развивать теоретические исследова-
ния, чем улучшать наблюдения (увеличивая тем самым
ноток необъясненных фактов).
Астроном: По своей сущности теория и наблюдения —
несравнимые вещи и не следует противопоставлять одно
другому. Лучшие, хорошо воспроизводимые и количествен-
но выраженные наблюдения будут стимулировать тео-
рию, бросая ей вызов. Ясно также, что нет смысла интер-
претировать большое количество имеющегося наблюда-
тельного материала неудовлетворительного качества,
Я думаю, что только постоянное взаимодействие между
теорией и улучшающимися наблюдениями приведет к
прогрессу.
Отв. лицо: Но почему же существующие солнечные
телескопы в США не могут решить Ваши проблемы?
Астроном: Немногие имеющиеся там инструменты
сильно загружены.
Отв. лицо: Но, может быть, не стоит тратить больших
усилий для развития наземной астрономии высокого раз-
решения, когда готовятся баллонные и космические теле-
скопы?
Астроном: К концу этого десятилетия можно рассчи-
тывать на получение солнечных спектров с высоким раз-
решением с баллонов из стратосферы. Опыт, однако, по-
казал, что такие инструменты будут работать 8—10 часов
в году. Этого недостаточно для удовлетворения нужд все-
мирного сообщества гелиофизиков при изучении столь
*) ЧКХ — частотно-контрастная характеристика показывает,
насколько атмосфера (или оптическая система, приемник и т. и.)
уменьшают контраст данной пространственной частоты.
198
сложного объекта, каким является солнечная атмосфера.
Телескоп на космическом пароме появится в начале вось-
мидесятых годов, но тоже на короткие периоды времени.
Неправильно думать, что спутниковые и баллонные на-
блюдения могут заменить наблюдения наземные. Напро-
тив, эти эксперименты должны ставиться в соответствии
с опытом, непрерывно накапливаемым многими назем-
ными наблюдателями на разных инструментах. Не сле-
дует также забывать, что в баллонных и космических
экспериментах мертвое время между постановкой задачи
и выполнением наблюдений составляет несколько лет.
Отв. лицо: Ну, хорошо, Вы достигнете, скажем, раз-
решения в 0",2, но, по-видимому, на этом не останови-
тесь и потребуете новых ассигнований для получения еще
лучшего разрешения? Где предел?
Астроном: Мы все считаем, что исследования не оста-
новятся, когда разрешение в 0",2 будет достигнуто.
С другой стороны, улучшение разрешения перестанет
приносить пользу, когда оно достигнет величины сред-
него пробега фотонов в солнечной атмосфере. Этот раз-
мер равен для фотосферы примерно шкале высот. В хро-
мосфере он таков же, но в отдельных динамических
образованиях может оказаться меньшим. Иными слова-
ми: наши просьбы о все более высоком разрешении в
один прекрасный день прекратятся.
Отв. лицо: Но, с другой стороны, создает ли улучше-
ние разрешающей способности наземных наблюдений в
3—5 раз действительный прорыв в астрофизике?
Астроном: Процесс, ведущий к пониманию солнечной
(или звездной) атмосферы — процесс непрерывный. По-
стоянное улучшение наблюдений стимулирует теорию
и бросает ей вызов, и обратно. Пожалуй, улучшение раз-
решения в три раза не приведет к*перевороту в понима-
нии этих явлений. Но при анализе спектров, дающих
распределение скоростей, магнитных полей и температу-
ры, переход от 1" к 0/Л,3 явится решающим шагом в том
смысле, что мы сможем изучить внутреннюю динамику
многих образований с размерами порядка 1". Короче:
переход от 1" к 0",3 будет означать, что мы сможем
не только обнаруживать явления, но и их изучать. Жела-
ние понять тонкую структуру солнечной поверхности —
это не прихоть исследователей Солнца. Баланс энергии
между различными способами ее переноса подвержен
влиянию взаимодействия между ними».
199
По-видимому, аргументы астронома возымели дей-
ствие, и исследования были начаты. С уверенностью мож-
но сказать, что ни для одной пз существующих обсерва-
торий не искали места столь тщательно. В основу работ
по поиску места была положена простая мысль — искать
хорошие условия для наблюдении Солнца вблизи моря.
Как хорошо известно, поверхность моря нагревается
днем гораздо слабее, чем суша, и над ней практически
нет конвекции, столь сильно портящей солнечные изо-
бражения.
Вначале исследовались пункты в южной части Среди-
земного моря — мыс Коррентн в Сицилии, острова Лам-
педуза и Лампионе. Большое внимание было уделено
изучению микрофлюктуацпй температуры воздуха над
пунктами наблюдения; к этому времени уже появилась
уверенность в том, что показания мпкротермометров
можно перевести в качество оптического изображения
с помощью теории турбулентности, развитой А. Н. Кол-
могоровым и А. М. Обуховым. Если измерения микро-
флюктуаций в приземном слое давали благоприятный
прогноз для исследуемого пункта, атмосферную турбу-
лентность исследовали по качеству изображения Солнца,
наблюдаемого в небольшой телескоп. Иногда делались
шаропилотные наблюдения, чтобы уяснить себе характер
воздушных течений над исследуемым районом.
Такая постановка исследований солнечного астрокли-
мата (температурные измерения делаются до оптических)
представляется оправданной, так как изучать качество
солнечного изображения гораздо труднее, чем дрожание
изображения звезды. При солнечных наблюдениях весь-
ма важна турбулентность вблизи инструмента (в случае
ночных телескопов это не так), вызванная конвекцией
над прогретой солнечным излучением почвой и деталями
телескопа. На Солнце нет маленьких стабильных конт-
растных деталей, дрожание которых можно было бы из-
мерять; о качестве атмосферы над солнечной обсервато-
рией хорошо судить по впечатлению от грануляции, на-
блюдаемой в телескоп среднего (> 20 см) размера. Чтобы
такой телескоп давал хорошие изображения, его нужно
поместить в вакуумную камеру с оптическими окнами —
тогда нагрев зеркал, вызывающий появление теплого
воздуха вблизи их поверхности, не ухудшит качества
изображения. Этот телескоп должен также быть снаб-
жен параллактической монтировкой, так как Солнце,
200
в отличие от Полярной звезды, которую наблюдают ис-
следователи ночного астроклимата, быстро перемещается
по небу суточным движением. Кроме того, солнечный
телескоп следует, в отличие от звездного, обязательно
поднять на несколько метров над поверхностью почвы,
иначе измерениям будет мешать приземная конвекция.
В общем, солнечный астроклиматический инструмент
совершенно несравним по транспортабельности с ночны-
ми приборами для измерения атмосферной турбулентно-
сти по дрожанию изображения звезд. Установка его на
новом месте сопряжена с множеством проблем, и решить-
ся на нее можно, лишь удостоверившись по результатам
микротемпературных измерений, что данный пункт обе-
щает показать весьма хороший астроклимат. Таким обра-
зом, при выборе места обсерватории JOSO был впервые
осуществлен путь от температурных измерений к опти-
ческим.
Средиземноморские острова показали хорошие резуль-
таты по приземной (до высоты в несколько десяткой
метров) температуре, но не по оптическим измерениям.
Вблизи Сицилии с помощью шаров-пилотов были обнару-
жены идущие с суши на высоте нескольких сотен метров
теплые ветры, которые, по-видимому, портили оптическое
изображение. На Лампедузе и Лампионе чувствовалось
влияние африканского берега.
Затем исследования были перенесены в Атлантику.
От низких атлантических островов (всего было исследо-
вано около 40 пунктов) пришлось отказаться, так как
над ними довольно часто наблюдается инверсионный
слой, который сам по себе турбулентен и, кроме того,
несет в себе облачность. Оставались высокие острова;
внимание к себе привлек, естественно, Канарский архи-
пелаг, на котором имеются достаточно высокие вершины.
На острове Тенерифе, на отроге высотой около 3700 м
пика Тейде находится испанская обсерватория Изанья.
На ней был установлен 40-сантиметровый вакуумный
рефлектор, а атмосфера вблизи нее детально исследована
с мачт и с самолета. Было обнаружено, что турбулент-
ность над Изаньей довольно значительна; она может под-
ниматься на высоту в несколько сотен метров. Вызвана
она тем, что воздух при господствующем направлении
ветра не может обтекать отрог, а вынужден перетекать
через него. На Изанье работала полярная труба Эдин-
бургской обсерватории, так как в это же время к Канар-
201
ским островам, как к возможному месту для ночной об-
серватории, проявили интерес астрономы Великобрита-
нии. Как для ночных, так и для дневных наблюдений
Изанья была признана местом среднего качества, и ее
исследование было прекращено, чтобы отдать предпочте-
ние другому месту.
Двумя более перспективными пунктами на Канарских
островах были пик Тейде па Тенерифе и вершина Роке
де лос Мучадос высотой 2400 м на острове Ла Пальма.
В дополнение к ним было решено исследовать песчаную
отмель Фаро на юге Португалии, где можно было ожи-
дать отсутствия вредных местных аэродинамических эф-
фектов.
Программа исследования этих трех пунктов включала
следующие этапы:
1.	Прямое измерение Сга (К) до высоты 17—20 км
с помощью поднимаемого на шаре-зонде дифференциаль-
ного микротермометра, показания которого передаются
на землю по радио.
2.	Прямое измерение Сп (h) до высот 4—5 км с по-
мощью одноканального микротермометра, установленного
на крыле тихоходного самолета.
3.	Измерения температурных флюктуаций с мачт вы-
сотой 24 метра, установленных на исследуемых пунктах.
4.	Оптические измерения качества солнечного изобра-
жения с помощью небольших невакуумированных теле-
скопов.
5.	Ночные измерения качества изображения полярной
трубой Уокера.
6.	Изучение высоты возмущающего слоя акустиче-
ским локатором.
Радиозондовые и самолетные измерения Сп были
выполнены также в районе обсерватории Пик дю Миди,
на которой делались синхронные оценки качества изо-
бражения Солнца.
Остановимся несколько подробнее на радиозондовых
измерениях Сп- В 1973—1974 гг. группа итальянских
астрономов из обсерваторий Флоренции и Катании, ра-
ботающих по программе выбора места для Объединенной
европейской солнечной обсерватории (JOSO), провели
прямое исследование атмосферной турбулентности до
высот около 20 км с помощью специально разработанных
для измерения микрофлюктуаций температуры радио-
202
зондов. Рассчитанная по этим измерениям турбулентность
сравнивалась с измерениями мерцания звезд и качеством
изображения Солнца.
Аппаратура для измерения микрофлюктуаций темпе-
ратуры поднималась с помощью наполненных водородом
баллонов со скоростью ~ 5 м/с. Радиозонд присоединялся
к оболочке стропой длиной от 200 до 400 м, чтобы умень-
шить влияние аэродинамического следа оболочки бал-
лона на измеряемые флюктуации температуры. После
того как баллон лопался, работающая аппаратура спу-
скалась на парашюте, делая еще один разрез атмосферы.
Микрофлюктуации температуры измерялись двумя
термометрами сопротивления, находившимися на взаим-
ном расстоянии 1 м и включенными дифференциально.
Полоса частот системы «термометры — электроника» со-
ставляла 0,5—120 Гц, а среднеквадратичная ошибка,
с учетом шума радиолинии передачи данных, была близ-
ка к 10-3 К. Схема эксперимента приведена на рис. 75.
Аппаратура 1973 г. не передавала давления и темпе-
ратуры, необходимых для пересчета Ст в Сп- Поэтому
скорость подъема принималась постоянной, а давление
и температура брались по данным стандартных метеоро-
логических радиозондов, запускаемых практически одно-
временно. Аппаратура 1974 г. была модернизована таким
образом, что передавала температуру при изменении дав-
ления на определенную величину. Сравнение показало
хорошее согласие измеренной таким образом средней
температуры с радиозондовой.
Запуски радиозондов для измерения атмосферной тур-
булентности производились в трех пунктах: на обсерва-
тории Изанья (в 15 км к востоку от пика Тейде на остро-
ве Тенерифе), в аэропорте Фаро (в 10 км от пункта Ила
де ла Баретта в южной Португалии) и на авиабазе Лан-
немезан (в 30 км к северо-западу от обсерватории Пик
дю Миди).
Обстоятельства микротемпературных зондировок све-
дены в таблице 8.
По результатам раДиозондовых измерений микрофлюк-
туаций температуры рассчитывались величины J Сп dh
и zq, причем для того, чтобы не учитывать орографиче-
ских возмущений (они исследовались самолетной аппара-
турой), интегрирование начиналось с высот 3800, 2800
и 1000 м соответственно для Пика Тейде, Пика дю Миди
203
и Баретты. Сп осреднялось в течение 8 секунд, что со-
ответствует интервалу высот, равному 40 м для подъема
и 80 м для спуска. На Пик дю Миди наблюдения Солнца
Рис. 75. Вверху — схема эксперимента по непосредственному из-
мерению Су в атмосфере микротемпературным радиозондом; вни-
зу — образец профиля С^, полученного во время одного из полетов.
велись па 50-сантиметровом телескопе, качество изобра-
жения оценивалось по шкале обсерватории, которую
можно сравнить с Tq. На Баретте наблюдения велись с
204
помощью 17-сантиметрового телескопа, оценки качества
изображения делались по видоизмененной шкале Кип-
пенхойера, также привязанной к Гд.
Единственное оптическое измерение качества изобра-
жения на обсерватории Изанья было выполнено во вре-
мя солнечного затмения 30 июля 1973 г., когда на 40-сап-
тиметровом вакуумном телескопе были получены снимки
Таблица 8
Пункт	Период ис- следований	Количество удачных за- 1 пусков	Аппаратура работала при спуске	Примечание
Метеорологическая 1	5.VI.73-			Все запуски, кро-
обсерватория Изанья	-4.VII.73 4.IX.74-	18	7	ме двух, до ~17 000 м Только два запус-
Аэропорт Фаро	-13.IX.74 10.VIII.74-	6	2	ка до ~17 000 м
Ланнемезан	-25.VIII.74 30.V.74-	11	11	Все до ~17 000 м Все до ~20 000 м
	—7.VI.74	3	3	Велись измерения мерцания и оцен- ки качества сол- нечного изображе- ния
Всего . ..		38	23	
грануляции в белом свете, по которым оказалось возмож-
ным определить ЧКХ, которая в свою очередь пересчиты-
вается в го. Напомним, что г0 — это радиус такого иде-
ального телескопа, который при наблюдении без атмо-
сферы дает такое же разрешение, как гораздо больший
телескоп (JD > 2г0) во время наблюдений сквозь турбу-
лентную атмосферу.
На рис. 76 приведены результаты измерений г0 для
трех' исследованных пунктов: кружки соответствуют ин-
тегралам Сп от высоты начала измерений до 10000 м,
крестики — до 17 000 м, а треугольники — лучшим опти-
ческим измерениям, которые, по-видимому, меньше ис-
порчены местной турбулентностью. Данные рис. 76 соот-
ветствуют среднему из результатов подъема и спуска й
среднему из нескольких запусков, если они производи-
205
лись в один и тот же день. Во время измерений на Тене-
рифе в 1973 г. аппаратура еще не могла работать во
время спуска.
Было замечено, что во время спуска аппаратура дава-
ла несколько лучшие значения П)! этот же эффект был
в свое время замечен Бафтоном во время первых баллон-
ных измерений С'п-
80 -
Тейде, Канарские
острова
°3.8~10 км
+3,8-17 км
5-17 к.
/
90 к/
20\Я'
\ Канарские
'ос,’го сова
7
16
18
20 112 25 26 28 80 июня
1973г.
5 6 в 10 12 и •он я
50
20
О
°2,8-10км	° ПО
а 2,8-17 км	+/-//
Лик Зю Миди (Франция)	Фаро(Лортугалия)
.. J„. ।_I___:___!___I___L
6 июня 10 18 74 Ю 18 20 22 июня
' 1975г.	0975 a.
Рис. 76. Измерения го микротемпературным радиозондированием на
Канарских о-вах, в южной Португалии и в районе обсерватории
Пик дю Миди.
Интересно, что в период наблюдений атмосфера на
высоте от 10 до 17 км была более турбулентной над Те-
нерифе и Пик дю Миди, чем над южной Португалией.
Возможно, что в это время субтропическое струйное те-
чение находилось над Канарскими островами, а поляр-
ное — над югом Франции. Изменение г0 при прохождении
струйного течения над Канарскими островами было за-
мечено во время измерений 1973 г.
Сравнение результатов измерения го в районе Пик дю
Миди с данными обычного радиозонда (температура,
направление и скорость ветра) показывает возрастание
турбулентности на тех уровнях, на которых происходит
изменение скорости и направления ветра, причем влия-
ние этих факторов оказывается более сильным, чем изме-
нение температуры. Этот факт очень важен практически,
206
так как дает возможность судить об однородности воз-
душной массы над исследуемым районом по результатам
стандартных аэрологических зондировок. Совпадение
скорости ветра, его направления и температуры воздуха
20м!с\ 17а '
I 17 Иней
~г
/4
> 12
3 w
§ 8
ь
ъ
I Б
4
2
Сектор Н—7/
(200°-* 100°)
4-
+-^Направление ветра
сильно переменное
+
0,4 0,8 1,2 1,6 2,0 2,4 2,8 3,2 3,6
Качество изображения в шпале Полярной трубы
17 Энеи
Сектор Е*5
(20°-*190 )
0,4 0,8 1,2 1,6 2,0 2,4 2,8 3,2 3,6
Качества изображения в школе Полярной трубы
Рис. 77. Качество ночного изображения, измеренное полярной тру-
бой в зависимости от скорости ветра, измеренной на той же высо-
те радиозондом в 150 км от места наблюдений (Роке де лос Му-
чадос).
на перспективной для астрономических наблюдений вер-
шине и в свободной атмосфере по данным радиозондиро-
вания представляется обязательным. На рис. 77 показана
зависимость ночного качества изображения, измеренного
207
на вершине Роке де лос Мучадос на Канарских остро-
вах, от скорости ветра по данным радиозондов, запускае-
мых в 150 км от места наблюдения.
Выводы из описанных выше исследований микрофлюк-
туаций весьма важны. Во-первых, было установлено, что
выше 4 км распределение атмосферной турбулентности
по высоте примерно одинаково для всех трех исследован-
ных пунктов, что дает возможность построить модель
,-,2	..	—
распределения Сп и наити зависимость Го от высоты
пункта наблюдения при средних атмосферных условиях.
Эта зависимость дается выражением
1g го(см) = 0,31g Мм) + 0,3
и показана на рис. 78.
Майдана к, прогноз
для 6=15 м
Х X М. Кеа
* "Тйайданак, лучшая-
д ночь
Мауна Кеа
* Майданак, га
° Изанья	е.
* Флагстафф	-р
° Фара
(Португалия)
X - двух лучевые приборы
Л - интерферометры когерентности
□ -ОТ(денЬ)
X - ФЗП и телескопы
----По (Ц для дневной атлантической
свободной атмосферы по измере-
ниям ST
пицца,
обсерватория крым,
обсерватория
SO
50
30
ЕО
h-вы со та над уровнем моря, м
J______।	। । । । । 111	।	। । । । । 111_____।__i__।_। । 1 111_
10	100	1000	ЮООО
Рис. 78. Зависимость г0 от высоты для свободной атмосферы и зна-
чения го для некоторых обсерваторий по оптическим измерениям.
Во-вторых, можно себе представить модель «атмосфе-
ры везучего наблюдателя», когда турбулентность в каж-
дом из отдельных слоев атмосферы минимальна. Такой
атмосферы ни при одной зондировке не наблюдалось; ми-
нимум турбулентности наблюдался в разных слоях во
время разных запусков, но ее существование можно себе
представить и тогда для обсерваторий на высоте 2000—
3000 м можно говорить о г0 50 см.
Значение этих исследований для проблемы изучения
астроклимата исключительно велико. Впервые для опре-
деленного района (в данном случае — восточной Атлан-
208
тики) была построена модель свободной, не искаженной
местными эффектами атмосферы, которая показывает,
какие изображения могут, а какие не могут наблюдаться
даже в самых благоприятных условиях. Впервые астро-
климатические измерения были проконтролированы
«с другого конца» и сразу же стало ясно, что некоторые
виды оптических оценок качества изображения — ив пер-
вую очередь визуальные измерения дрожания звезд с
помощью одно- или двухлучевых приборов, должны быть
пересмотрены, как систематически дающие Го ** 50—70 см.
Для того чтобы они оказались реальными, необходимо,
чтобы над соответствующими пунктами атмосферная тур-
булентность была в десятки раз меньше измеренной
прямыми методами. Впрочем, визуальные измерения
не выдерживают критического сопоставления и с други-
ми оптическими методами измерения атмосферной тур-
булентности. В то же время независимые оценки возму-
щающего действия земной атмосферы очень полезны
в том смысле, что они позволяют оценить перспективу
наземных оптических наблюдений. И действительно, из-
меренные достойными доверия оптическими устройствами
(телескопами, интерферометрами и фотоэлектрическими
приборами) г0 для некоторых обсерваторий показывают,
что существует возможность их улучшения в 2—3 раза.
Помня, что распределение го логарифмически нормально,
мы можем ожидать при переходе к пунктам с г0 = 20 —
25 см колоссального увеличения количества наблюдатель-
ного времени с очень хорошими (по современным поня-
тиям) изображениями. Особенно это относится к солнеч-
ным наблюдениям, где часто можно с уверенностью
осуществить весьма выгодный в смысле улучшения ка-
чества изображения режим фотографирования с короткой
экспозицией. При этом, как мы знаем, оптимальный диа-
метр телескопа может достигать 3—5 Го> а его разрешение
сравнимо с даваемым дифракционным телескопом диа-
метром 2 г0- Так как JOSO ожидает на выбранной им
вершине го, достигающих иногда 30—50 см, не вызывает
сомнения целесообразность установки там вакуумного
солнечного телескопа диаметром около 1,5 м, что и пре-
дусмотрено планом развития обсерватории.
Высотная зона от 30 м до нескольких километров над
изучаемыми вершинами была исследована с самолета.
Легкий самолет «Дорнье-27» с крейсерской скоростью
200 км/час нес на крыле температурный датчик сопро-
14 и, в, Щеглов	209
тивления из 20-микронной платиновой проволоки (датчик
оказался выносливым и выдержал без обрыва все полеты
в районе Канарских островов). Место установки датчика
на крыле было выбрано с целью свести к минимуму аэро-
динамические помехи. Самолет с экипажем был предо-
ставлен научно-исследовательским институтом воздушных
и космических сообщений ФРГ в Обернфафенхофене.
Сигнал от датчика температуры усиливался и записывался
на самописце, который можно было пускать с разными
скоростями, чтобы получать более или менее детальную
запись.
Облет вершины происходил следующим образом: на
некотором расстоянии от горы пилот осуществлял полет
по горизонтали таким образом, чтобы пройти над вер-
шиной на заданной высоте (минимальная высота состав-
ляла 30 м), затем делались горизонтальные пролеты над
вершиной или хребтом на больших (до 5000 м) высотах.
Делались также полеты над океаном, с наветренной сто-
роны от островов, чтобы оценить турбулентность в сво-
бодной, не искаженной орографическими возмущениями
атмосфере. Иногда самолет описывал на постоянной вы-
соте круг радиусом в несколько сотен метров с центром
в исследуемой вершине, чтобы попытаться обнаружить
ее ветровой след.
Кроме Канарских островов, самолетные измерения
были проведены над третьим перспективным пунктом —
песчаной косой Фаро на юге Португалии и над обсерва-
торией Пик дю Миди, на которой в это время делались
оценки качества солнечного изображения. Итальянская
группа обычно запускала радиозонды с аппаратурой для
,,2
измерения Сп одновременно с самолетными измерениями.
Наиболее ценным результатом самолетных измерений
Сп является прояснение топографии турбулентности,
возникающей вблизи перспективных с точки зрения об-
щей метеорологии горных вершин в разных метеороло-
гических ситуациях. Самолетные исследования велись
в июне 1972 и в июне — июле 1973 гг. 8 полетов были
посвящены изучению турбулентности в свободной атмо-
сфере над океаном. Было найдено, что основная часть
оптически активной турбулентности находится ниже
2000 м; в интервале от 2000 до 3000 м наблюдается ее
существенное уменьшение. Второй максимум турбулент-
ности иногда наблюдается (по данным микротемператур-
ных радиозондов) в тропопаузе. Для двух Канарских
210
вершин —Тейде и Роке де лос Мучадос — наблюдается
ламинарное обтекание до высот 20—30 м над вершиной
при скорости ветра, превышающей 6 м/с. При скоростях
ветра, меньших 3 м/с, преобладает конвекция. Этот ре-
зультат подтверждается мачтовыми измерениями; даже
на высоте 6 м над обеими вершинами бывают достаточно
продолжительные невозмущенные в температурном отно-
шении периоды. Это значит, что осуществима такая до-
статочно высокая (10—20 м) башня, которая при соот-
ветствующей скорости ветра может находиться в весьма
однородной атмосфере (рис. 79).
‘	' Высота над вершиной
§	130N(l0h31m)
| 3300 рыР-З—Z—2—1—1—1 —1—2-2-2—1—2—3—3—3—2—2—2—1 30м(10ь2В")
§ 3пПп	15 июля 1972s.
£ ооиО -
3600	Ветер W10 м/с	X.
< —
3200 - —Расстояние,м^	__
£	L_I 1-1 1 I J I .1 I I i.—I—.1-J-- i-J- l__I 1-1 I—>
1000 800 000 т 200 О 200 000 000 000 1000
s 0000 -
t
Высота над вершиной
J. ЗВОО\-ЗШОм 12-8-60-35-/0-70-/0-10-150-50-30-30-30-35-30-30-30-10-10 90м(ц'’21т)<
\3750м16-20-25-5(РЮ-30-№-60-2Ю; 30-30-?0-?0-?0-200201В20-20 30м(Кп18т}
11 июля 1972г.
I 3600 -
g 3200-
Ветер W 2,5 м/с
Расстояние, м
1000 800 000 W0 200 0 200 600 600 800 1000
а)
Рис. 79, а. Топография турбулентного слоя, измеренная самолетным
м-икротермометром вблизи вершины Тейде.
По самолетным записям флюктуаций температуры
было подтверждено выполнение закона 2/3 Колмогоро-
ва — Обухова на изучаемых высотах с внешним масшта-
бом турбулентности около 30 м; эта оценка необходима
для прогноза качества изображения. Для пункта Фаро,
находящегося на уровне моря, был обнаружен довольно
турбулентный слой атмосферы на высотах около 500 м,
14*	211
возникающий, по-видимому, при взаимодействии морско-
го бриза и противотока с суши.
Значения Ст, определенные самолетным микротермо-
метром и радиозондами, во взаимно перекрывающемся
интервале высот согласуются (рис. 80).
2Б00
<00
l?e/n/;p WOW Би/
——•——* c0,--t(09'02"‘)
Ю25г
;2360м1-3-КРЮЮ5^^^
ОБ июня Ш?3г.
2WJ
’00
_________________
ЮНО 600 ВОЛ W0 ООО о ООО ш 60S Ш ЮОО
Рине де лес Мучадоа
Ю


ЗЮ о -
	~	Рюсота нлд хребтом
12900 -2900*5—3—5—5-0~3-3~3-3-1 -3-3-5-5-8-500м(09>'36т UT)
| 2?00 2Р00м5-5-5-3-3-3-3-в-00ЮПЮСО1Ю^8-!^а 5ЮЮ,09!Б2т UT)
| ' 2Б20м8—5—3-5-5—8-5-5-!(0^р-Ю-8~^яЮ-8^0220м(09>'23'п UT?
S 25д0 2530,'ё^/0^50-3^/0~5-5-5-^J0-8-5-d^a0^3ip-d5 Ш^ОО^О"’ От)
g 6	2Р£мЮ-Ю-Ю-Ю-Ю~2(Ш-80^^^	Р(]м(09ь1Г’ UT7’
ООО 800 800
Рис. 79, б и в. То же вблизи вершины Роке де лос Мучадос, а так-
же над хребтом Изанья на Канарских островах.
Мачтовые измерения 8>Т велись на вершинах Роке де
лос Мучадос и Тейде; на первом из этих пунктов измеря-
лись также дрожание и резкость солнечного изображе-
ния, наблюдаемого в 19-сантиметровый телескоп системы
(Максутова, установленный на высоте около 6,2 м над поч-
вой. К сожалению, основание телескопа вибрировало от
212
ветра и при самых интересных условиях (скорость ветра
> 10 м/с, когда турбулентность минимальна) оптические
оценки неуверенны.
На Мучадос частота повторяемости температурно-спо-
койных периодов (8Т < 0°,005 в течение 10 с и более)
30 июня 1973
Ч

ЗГвмпвратура воздуха
радиозона Санта-Крус
(Тенвршре)12-00 UT
4 Трр радиозонд
Ч
±
Температура
воздуха самолет
10^-30 ОТ
_ А Трр самолет
/ ю-зоиг
0,1 Q2 0,3 0.4 0,5 о\б 0,7 0,8 ДТр
1Г3 10'3	' , , i'o~2~^~£t	_________
-ВО" ~40°	-20°	0	+20° Температура
воздуха
Рис. 80. Одновременные самолетные и радиозондовые измерения
температуры Т и флюктуации температуры Трр по уровню ± За.
сильно зависит от времени суток, скорости ветра и вы-
соты над почвой. На высоте 24 м их больше всего; при-
земная конвекция сильно ослаблена, начиная с высоты
17 м, особенно во время сильного ветра. Улучшение при
переходе от 17 к 24 м значительно меньше, чем от 9
к 17 м. Мачты, установленные в разных точках вершины,
показывают несколько различные результаты.
213
В 1972 г. на Роке де лос Мучадос работала полярная
труба для измерения ночного качества изображения. На
Тейде ^количество температурно-спокойных периодов
(67 < 0 ,03) сильно зависит от высоты над почвой, ско-
рости и направления ветра. Для юго-восточных ветров
четкий оптимум наблюдается для скоростей 6—10 м/с.
Для утренних часов и высот 9 и 12,5 м суммарная
продолжительность этих периодов достигает 40 мин/час.
На высоте 6,5 м их примерно в четыре раза меньше. Оче-
видно, что оптический солнечный инструмент должен, в
отличие от ночного телескопа, быть установлен в высокой
башне.
Исследование атмосферы над обсерваторией Пик дю
Миди (самолет, радиозонды и оценки качества солнечно-
го изображения на 50-сантиметровом телескопе), выпол-
ненное в мае — июне 1973 г. показало, что этот пункт
можно считать «ветроотрицательным». Ветер со скоро-
стью > 2 м/с создает над ним турбулентный слой толщи-
ной в несколько сотен метров. Возможно, он вызван
крутыми склонами вершины, на которой расположена об-
серватория, или это ветровой след от близлежащих пиков.
Качество изображения, рассчитанное по аэрологиче-
ским данным, лучше наблюдаемого. Этот факт и хорошая
корреляция качества изображения с приземными 6Г го-
ворит о том, что качество изображения часто определя-
ется местными эффектами. Измерения с помощью микро-
температурных радиозондов показывают, что выше
3500 м качество атмосферы над Пик дю Миди такое же,
как над Канарскими островами и южной Португалией.
В 1975 г. оптические и микротемпературные измере-
ния на Мучадос были продолжены; результаты предыду-
щего года оказались подтвержденными значительно боль-
шим материалом.
Было найдено также, что ночное качество изображе-
ния, измеренное с помощью полярной трубы, улучшается
с увеличением продолжительности температурноспокой-
ных периодов, наблюдаемых на следующее утро.
В конце июля 1974 г. на Мучадос работал акустиче-
ский локатор, регистрирующий турбулентность на высо-
тах до 660 м. Его показания оказались в хорошем согла-
сии со средним ночным качеством изображения; на аку-
стических записях видны изменения турбулентности, со-
ответствующие и более быстрым, со шкалой порядка
часа, изменениям величины дрожания.
214
Во время этих работ была найдена зависимость ноч-
ного качества изображения от направления и скорости
ветра, измеренных стандартными радиозондами, запуска-
емыми из Санта-Крус-де-Тенерифе. Это позволит при-
влечь для анализа качества изображения весьма обшир-
ный аэрологический материал.
Так как солнечный телескоп должен обязательно быть
поднят на высоту 10—15 м над почвой, в Утрехтском
астрономическом институте была рассчитана ажурная
опора высотой в 15 м, состоящая из четырех треугольни-
ков, наподобие половины трубы телескопа по схеме Сер-
рюрье. Угловые колебания такой опоры не должны пре-
восходить 0",25 при скорости ветра до 10 м/с. В октябре
1975 г. такая опора была изготовлена и собрана в мастер-
ской технического университета в Дельфте. Летом 1976 г.
ее стабильность при ветровых нагрузках изучалась интер-
ферометрическим методом. На ней должен быть установ-
лен 45-сантиметровый солнечный рефлектор с охлаждае-
мой водой фокальной диафрагмой и отсосом воздуха,
уменьшающим турбулентность вблизи инструмента.
Рис. 81. Общий вид предполагаемой обсерватории на Роке де лос
Мучадос (Канарские о-ва) в представлении художника. Слева на-
право—три солнечных телескопа JOSO (I); два шведских теле-
скопа (2); 1-метровый английский рефлектор (3); англо-датский
автоматический меридианный крут (4)- 4,2-метровый английский
рефлектор (5); 2,5-метровый английский рефлектор (б); 2,4-метро-
вый зенит-телескоп Кэмбриджского университета (7).
В 1975 г. решено было перейти к серьезному оптиче-
скому исследованию пиков Тейде и Роке де лос Мучадос.
Из солнечных инструментов здесь предполагается устано-
вить три вакуумных телескопа диаметром около 40 см,
60-сантиметровый вакуумный башенный телескоп и 45-
219
сантиметровый открытый солнечный рефлектор. Все
инструменты будут установлены на высоте не менее 8 м
над почвой [60J.
Кроме солнечных инструментов, на Мучадос предпо-
лагается установить 2-метровый рефлектор им. И. Нью-
тона, работающий в настоящее время в Англии, и 4-мет-
ровый рефлектор. Общий вид обсерватории (в представ-
лении художника) показан на рис. 81.
13. АСТРОКЛИМАТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ
В СРЕДНЕЙ АЗИИ
Первые экспедиции для исследования качества атмо-
сферы в среднеазиатских республиках СССР были пред-
приняты по инициативе директора Пулковской обсервато-
рии Б. П. Герасимовича, считавшего совершенно
необходимым для развития современной астрономии в на-
шей стране создание обсерватории, оснащенной крупными
инструментами и находящейся в хороших атмосферных
условиях. В 1931 г. исследовался район Оша в Ферган-
ской долине, Чимгана (100 км к востоку от Ташкента.)
и Ура-Тюбе.
В первые послевоенные годы И. С. Астапович, рабо-
тавший на Ашхабадской обсерватории, обратил внимание
на исключительно благоприятные атмосферные условия
горы Душак-Эрекдаг.
Интерес к Средней Азии как к возможному месту
установки крупного рефлектора возник опять в начале
60-х годов, когда начались поиски места для установки
6-метрового телескопа БТА. Руководство этими работами
было возложено на Пулковскую обсерваторию, которая
разработала методику исследований и аппаратуру. Основ-
ным астроклиматическим методом во время этих работ
был визуальный метод Данжона — Кудэ (Д — К), состо-
ящий в оценке общего вида даваемого небольшим теле-
скопом дифракционного изображения звезды. Среднеази-
атские обсерватории получили для этих исследований
менисковые телескопы АЗТ-7 диаметром 20 см. Кроме
оценок по Данжону — Кудэ, программа предусматривала
фотографирование суточных следов звезд на этом же
телескопе с увеличительной камерой. По полученным не-
гативам определялась оа — среднеквадратичная амплиту-
да отклонения звезды от среднего положения.
216
Пункты, подлежащие исследованию, обычно выбира-
лись обсерваториями, обследовавшими данный район. По-
видимому, впервые в нашей стране во время этих работ
была исследована изолированная горная вершина Санглок
('--2300 м), находящаяся на берегу Вахша недалеко от
места, где впоследствии начала строиться Нурекская ГЭС.
Внимание астрономов к этой горе привлек известный
таджикский метеоролог О. В. Деминев, который обратил
внимание на малый суточный перепад температуры и
слабый ветер, регистрируемый находящейся на вершине
горы Санглок метеостанцией. Следует отметить, что, во-
преки широко распространенному мнению, астроклимати-
ческий обзор 60-х годов не показал, как это иногда утвер-
ждается, решительного превосходства среднеазиатских
пунктов над местами существующих обсерваторий нашей
страны. Сколько-нибудь серьезного сравнения количества
ясного ночного времени для разных пунктов тогда не де-
лалось; оценки же «углов турбуленции» по Данжону —
Кудэ менялись от места к месту не очень сильно и для
Средней Азии иногда были ощутимо хуже (оа = 0",19 для
Семиродников вблизи ст. Зеленчукской и 0",26 для горы
Санглок). Причин этого может быть названо несколько:
принципиально слабая чувствительность метода Дан-
жона — Кудэ к измерению атмосферной турбуленции,
показанная, к сожалению, лишь в 1970 г. калибров-
кой по большому инструменту; отсутствие взаимной
калибровки астроклиматических приборов разных обсер-
ваторий на предмет выявления случайных и систематиче-
ских ошибок метода и, что самое главное, недостаточно
ясное понимание необходимости большого количества яс-
ных ночных часов и хороших изображений для строяще-
гося крупного телескопа.
Среднеазиатские обсерватории исследовали около де-
сятка пунктов, расположенных, как правило, в горах,
в условиях различного рельефа. Пулковская обсерватория
изучала пункт Чечекты на Памирском тракте, на высоте
около 4000 м.
В 1963 г. место для 6-метрового телескопа было выбра-
но, и в отечественных астроклиматических исследованиях
наступило некоторое затишье. Правда, на многих обсер-
ваториях велись наблюдения для решения задач физики
атмосферы; считалось, что некоторые из изученных пунк-
тов неплохо было бы освоить, создав там наблюдатель-
ные станции тех обсерваторий, которые их исследовали.
317
В конце 1967 г. начался новый этап исследования
астроклимата Средней Азии, в значительной степени свя-
занный с Государственным астрономическим институтом
им. П. К. Штернберга. Дело в том, что в конце 60-х го-
дов, в связи с появлением в нашей стране сравнительно
крупных телескопов и довольно совершенных для того
времени электронных приемников изображения, стала
более очевидной важная роль хорошего качества изобра-
жения и, следовательно, необходимости установки круп-
ных инструментов в условиях спокойной атмосферы.
Отечественные астроклиматические работы начала
60-х годов были хорошо освещены в печати — в трудах
обсерваторий и сборниках по исследованию атмосферы.
Они привлекли внимание астрономической обществен-
ности к проблеме изучения астроклимата. Анализируя
методику Данжона — Кудэ, многие астрономы пришли,
однако, к мнению, что нужен другой, более чувствитель-
ный астроклиматический критерий, дающий оценки атмо-
сферной турбулентности, сопоставимые с тем качеством
изображения, которое наблюдается на крупных телеско-
пах. Причина малой чувствительности критерия Данжо-
на — Кудэ, казалось, состояла в том, что он измерял вли-
яние только маленьких (для телескопа АЗТ-7 < 20 см)
искажений волнового фронта, не замечая более крупных,
которые должны были проявляться как дрожание изобра-
жения звезды. В принципе дрожание изображения также
измерялось по пулковской методике, но прогноз диаметра
изображения в большом телескопе, определенный с по-
мощью этого критерия, также получался неправдоподоб-
но хорошим. Заметим, кстати, что даже сейчас, почти
через 20 лет, мало кто решается использовать измеренное
фотографическим методом дрожание в качестве количе-
ственного астроклиматического критерия. Вот примерно
такие соображения высказывались в 1965—1966 гг. мно-
гими работающими на крупных телескопах отечествен-
ными астрономами [61].
Естественным выходом представлялся переход к но-
вой астроклиматической методике. Прежде всего нужно
было начать измерение дрожания изображения звезды,
даваемого небольшим телескопом. Амплитуда этого дро-
жания должна соответствовать диаметру изображения
звезды, даваемому крупным рефлектором с достаточно
хорошей оптикой. При этом, правда, предполагалось, что
визуальная оценка диаметра звезды на щели спектрогра-
218
фа действительно определяет диаметр пятна, в котором
находится значительная часть собранного телескопом
света (см. выше). Поэтому в начале 1967 г. автором этой
книги была начата разработка визуального двухлучевого
прибора для исследования астроклимата (ДЛП), преиму-
ществом которого казалась дифференциальность (неболь-
шие ветровые вибрации не мешают наблюдениям) и воз-
можность изготовить его в мастерских Астрономического
института. Осенью 1967 г. на съезде МАС в Праге
Ю. Шток убедил автора этой книги в преимуществах
двухлучевого прибора, опыт работы с которым он имел;
кроме того, он подчеркнул важность соответствующей
микрометеорологии изолированной вершины, обеспечива-
ющей хорошие изображения. Осенью того же года изго-
товление двухлучевого прибора было ускорено, а для
прояснения метеорологической стороны дела автор про-
консультировался с известными ташкентскими метеоро-
логами О. А. Семеновой и Л. Н. Бабушкиным. Пожелания
астрономов формулировались следующим образом: иметь
горную вершину высотой 2500—3000 м в районе, по воз-
можности далеком от цивилизации и без большой пер-
спективы развития, с значительным количеством ясных
ночных часов и слабым ветром.
Ответ узбекских метеорологов не заставил себя ждать:
с их точки зрения наиболее перспективным представлял-
ся район метеостанции Минчукур (Тысяча колодцев) в
южной части Кашка-Дарьинской области УзССР. Таджик-
ский метеоролог О. В. Деминев продолжал аргументиро-
вать идею о возможности малой турбулентности вблизи
метеостанции Санглок, подчеркивая исключительное спо-
койствие атмосферы в долинах Таджикистана, огорожен-
ных почти со всех сторон высокими горами. Ташкентская
обсерватория исследовала в это время пункт Наугарзан
в районе города Ангрена. Наконец, перспективной каза-
лась гора Душак-Эрекдаг в Туркмении. Для исследований
предстояло выбрать один пункт из упомянутых четырех.
В начале 1968 г. один двухлучевой прибор был изго-
товлен и направлен в Крым для калибровки по большим
телескопам. Во время некоторых из этих измерений де-
лались записи микрофлюктуаций температуры на четырех
уровнях до высоты 17 м от почвы, показавшие хорошую
корреляцию с дифференциальным дрожанием. Тем вре-
менем зимой 1967—1968 гг. Г. В. Новикова выполнила
очень важную работу, которая не потеряла своего значе-
219
ния и сейчас и была изложена выше [471. В этой работе
произведено сравнение различных районов нашей страны
по количеству пригодных для астрономических наблюде-
ний ясных ночных часов, а для наиболее интересных
среднеазиатских пунктов дан прогноз ясного ночного вре-
мени, Для Душака (Хейрабада), Минчукура и Санглока
количество ясных ночных часов оказалось равным при-
мерно 2100, 1900 и 1700 соответственно, для Крыма и
Северного Кавказа — вряд ли больше 1000. Впервые под
довольно-таки эмоциональные оценки астрономической,
погоды была подведена количественная база [63], [64].
В начале лета 1968 г. администрация ГАИШ решила
осмотреть Минчукур, Санглок, Наугарзан и Хейрабад.
6 июня 1968 г. московскими и ташкентскими астроно-
мами была предпринята рекогносцировка района метео-
станции Минчукур и находящейся поблизости вершины
Майданак. Шофер Китайской широтной станции име-
ни Улугбека Н. Нурмамбетов успешно доставил, не-
смотря на поломку передней ведущей оси машины
ГАЗ-67, Д. Я. Мартынова, В. П. Щеглова, А. М., Л. II. и
Л. А. Калмыковых, В. В. и М. П. Подобедов, М. В. Щег-
лову и автора этих строк на метеостанцию. Красота
урочища Минчукур поразила всех, но среднеазиатские
горные дороги произвели сильное впечатление на москви-
чей. Примерно на половине пути до метеостанции была
высказана мысль, что можно было бы поворачивать назад,
так как об астрономических наблюдениях в столь трудно-
доступном районе не может быть и речи. Санглок произ-
вел гораздо более приятное впечатление, и было решено
начать наблюдения астроклимата на нем.
Осенью 1968 г. на Санглок был поднят и установлен
вблизи метеостанции второй изготовленный к этому вре-
мени в мастерских ГАИШ экземпляр двухлучевого при-
бора; он сразу же стал давать отсчеты примерно в три
раза меньше крымских. Наблюдения с его помощью про-
должались два года, иногда сопровождаясь записями
температурных флюктуаций на разных уровнях 17-мет-
ровой мачты. Оценки дрожания и температурные флюк-
туации коррелировали между собой.
Тем временем Ташкентская обсерватория исследовала
район Наугарзана и по просьбе ГАИШ занималась ка-
либровкой своего варианта методики Данжона — Кудэ.
Осенью 1968 г. ташкентский вариант сравнили с методи-
кой Душанбинской обсерватории; переход от одной к
220
другой оказался возможным, хотя наблюдались и разли-
чия. Зимой 1968—1969 гг. Ташкентская обсерватория
вела наблюдения по методике Данжона — Кудэ одновре-
менно с наблюдениями на двухлучевом приборе, который
после некоторой модернизации был перевезен из Крыма
в район Алма-Аты, где вблизи Большого Алма-Атинского
озера функционирует экспедиция ГАИШ. Двухлучевой
прибор дал для этого долинного пункта гистограмму каче-
ства изображения типа крымской. Была найдена зависи-
мость качества изображения от скорости ветра на располо-
женном на 600 м выше экспедиции перевала Кум-Бель
(в районе экспедиции ветер слабый) [62]. Исследования,
выполненные Ташкентской обсерваторией, показали, что
лучше всего с оценками ДЛИ коррелирует дрожание
звезды, измеренное небольшим (10—20 см) телескопом,
а не баллы шкалы Данжона — Кудэ. Все наблюдения
программы 1968—1970 гг. делались по Полярной звезде.
Тем временем наблюдения на Санглоке продолжались,
показывая весьма мало меняющуюся гистограмму качест-
ва изображения со средним значением для зенита ~0",6
в системе прибора. Зимой 1969—1970 гг. Ташкентская
обсерватория провела по просьбе Государственного астро-
номического института калибровку метода Данжона —
Кудэ и визуально измеряемого с помощью 10- и 20-сан-
тиметрового телескопов дрожания с визуально определя-
емым качеством изображения 50-дюймового рефлектора
Крымской обсерватории. Связь визуально оцененного ка-
чества изображения на этом телескопе с визуальным
дрожанием оказалась почти линейной (до 4"), соответ-
ствия же качества изображения на 50-дюймовом телеско-
пе и «углом турбуленции» метода Данжона — Кудэ в
пулковской системе обнаружить не удалось. Нелиней-
ность связи диаметра изображения, даваемого 50-дюймо-
вым рефлектором, со среднеквадратичной величиной дро-
жания в пулковской системе оказалась весьма значитель-
ной, с большими ошибками E65J.
Астропункт Минчукур, однако, оставлен не был. По
просьбе ГАИШ осенью 1969 г. Ташкентская обсервато-
рия начала измерения атмосферного дрожания в районе
метеостанции и на вершине горы Майданак с помощью
10-сантиметрового однолучевого визуального прибора.
Весной 1970 г. туда привезен двухлучевой прибор, и на
нем было сделано ~ 500 оценок дифференциального
дрожания. Изображения не уступали наблюдаемым на
221
Санглоке. Перед том как начать наблюдения на Майда-
наке, этот прибор работал осенью 1969 г. в районе пере-
вала Тахта — Карача в горах высотой около 2000 м, раз-
деляющих Самаркандскую и Кашка-Дарьинскую области.
Изображения оказались здесь несколько хуже, и иссле-
дование этого пункта было прекращено, тем более, что
с севера и юга его окружают довольно густонаселенные
районы. В конце 1970 г. московские астрономы сделали
выбор между Санглоком и Майданаком в пользу послед-
него. Несмотря на то, что на Санглоке изображения пре-
восходны, этот пункт пришлось оставить из-за того, что
он находится в зоне интенсивного промышленного стро-
ительства, связанного с Нурекской и Рагунской ГЭС.
В 10—15 км к западу от него строится Яванский элек-
трохимический комбинат, к югу предполагается ороше-
ние Дангаринской степи, безусловно, сопровождающееся
ростом населения — в общем, гарантировать малую за-
светку неба в районе Санглока в ближайшие десятилетия,
по-видимому, не представляется возможным. С другой
стороны, Майданак, находящийся в нескольких десятках
километров от Большого Узбекского тракта, казался го-
раздо недоступнее и труднее для освоения. После весьма
оживленного обсуждения решено было остановиться
на Майданаке [66]. Вскоре после этого астроклиматиче-
ские исследованпя в ГАИШ были прекращены; несколь-
ко позже это сделала и Ташкентская обсерватория,
преобразованная к тому времени в Астрономический
институт.
Однако не вызывало сомнений, что прекрасные изоб-
ражения, регистрируемые ДЛП, нужно проконтролиро-
вать еще каким-нибудь методом, чтобы убедиться в от-
сутствии (или наличии) систематических ошибок у при-
боров этого рода. Подходящим кандидатом казался фото-
электрический прибор, измеряющий смещение центра
изображения звезды, построенного небольшим объекти-
вом. Хороший фотоэлектрический прибор является уст-
ройством, дающим информацию о дрожании звезды в
количественном виде, допускающем математическую
обработку. У фотоэлектрического прибора можно уве-
ренно (с помощью радиотехнических методов) определить
регистрируемую полосу частот, избежав тем самым при-
чину серьезных систематических ошибок — ведь низко-
частотная граница кривой реакции визуальных приборов
для измерения дрожания может быть определена лишь
222
очень приблизительно, а спектр дрожания, как известно,
сильно растет в низкочастотную сторону. Поэтому в
ГАИШ по инициативе автора этой книги в 1971 г. был
разработан фотоэлектрический прибор с объективом дия-
метром 10 см и следящей системой. В августе этого же
года с ним было выполнено несколько десятков измере-
ний дрожания Полярной звезды на горе Майданак. Фото-
электрический прибор показал полное отсутствие изобра-
жений с О8о^0",5, тогда как визуальные методики, од-
нолучевая и двухлучевая, давали весьма значительное
(~ 50 %) количество изображений, лучших этой величи-
ны. Заметим, что этого разногласия не было бы, если бы
было показано, что визуальная методика регистрирует
не всё изображение, а только вершину гауссова рас-
пределения дрожания звезды, т. е., скажем, D5o или Ds0
вместо Z?8o, или не реагирует на какие-то области ча-
стотного спектра. Однако авторы визуальных методик
измерения дрожания претендуют на то, что их аппарату-
рой регистрируется по крайней мере Dso- Так, при калиб-
ровке ташкентской визуальной методики по 125-санти-
метровому телескопу КрАО, в качестве диаметра изобра-
жения, даваемого телескопом, бралось Sgs,5-oe [67J *).
В 1976 г. А. А. Овчинников показал, что коэффици-
ент 1,75, которым пользуются для перевода баллов двух-
лучевого прибора к диаметру изображения большого те-
лескопа, дает величину, весьма близкую к Dao (для
получения Dso этот коэффициент, по его мнению, следу-
ет брать равным 1,70). Поэтому считалось, что визуаль-
ные оценки соответствуют диаметру изображения, в ко-
тором содержится значительное количество собранного
телескопом света звезды. Гистограмма измеренных ви-
зуально амплитуд дрожания, полученная Ташкентской
обсерваторией на г. Майданак [67] на весьма большом
материале (>2000 оценок), может быть согласована с
фотоэлектрическими измерениями 1971 г. [68] лишь в
том случае, если давать эти последние не в виде Dso,
а, скажем, в виде Изо. Автор [68] выбрал D50 и привел тем
самым свои фотоэлектрические результаты к удовлетво-
рительному согласию с визуальными (рис. 82). К сожа-
*) Следует, впрочем, заметить, что Dgs = 1" на телескопе диа-
метром 125 см не может быть получено даже для дифракционного
изображения [117],
223
лению, с тех пор до настоящего времени (1979 г.) этот
прибор для измерений атмосферного дрожания, по-види-
мому, больше не применялся.
Визуальные изображения были очень хорошими и
всегда находились в корреляции с интегралом темпера-
турных флюктуаций, измеренных в приземном слое до
высоты 15—20 м. Естественным выводом было объяснить
Рис. 82. Визуальное (приведенное к крупному телескопу) качест-
во изображения на горе Майданак [66] и результаты фотоэлект-
рических измерений дрожания Полярной звезды, выполненных в
1971 г. [68].
большую часть искажений влиянием этого слоя, что и
было сделано. В результате возникла мысль о том, что,
подняв инструмент на эту высоту, мы ощутимо (до 2—
3 раз) выиграем в качестве изображения. В 1975 г. на
горе Майданак был построен бетонный столб высотой
Ими сечением 6X6 м C69J. Визуальные измерения
дрожания, произведенные на уровне 2 и 14 м, как будто
показали заметное (в 1,5—2 раза) уменьшение средней
величины дрожания при подъеме инструмента на высо-
ту 14 м.
Однако сомнения оставались. Дело в том, что уста-
новлений в Чили на высоте 17 м 1,5-метровый рефлектор
ESO дал изображения, ощутимо худшие, чем прогноз
ДЛП. То же самое произошло на обсерватории Мауна
Кеа на Гавайях. Полярная труба Уокера также давала
прогноз изображения, значительно худший, чем ДЛП.
И, наконец, физика атмосферы решительно не могла
согласиться с практически полным отсутствием атмо-
сферной турбулентности в слое атмосферы от 20 м до
верхней границы тропопаузы, чего требовали астрономы.
234
На Западе это противоречие привело к созданию астро-
номами модели свободной атмосферы над Восточно-Ат-
лантическим районом. Автор этой книги подозревал на-
личие серьезных систематических ошибок у визуальных
методик измерения дрожания. Поэтому в 1976 г. был
разработан и изготовлен фотоэлектрический прибор с диа-
метром объектива 5 см и неподвижным зеркальным но-
жом. Изображение Полярной звезды перемещалось
суточным ходом вдоль ножа, а дрожание регистрирова-
лось двумя ФЭУ, на которые попадали две половины
изображения звезды. Фототок ФЭУ анализировался раз-
работанной А. И. Бесликом аналоговой схемой, осуще-
ствлявшей операцию компенсации мерцания (выходной
J — 7
сигнал а ~	/-у где Ц и 72 — фототоки прямого и
71 "г 'г »
бокового ФЭУ). Прибор регистрировал величину, соот-
ветствующую интегралу а в полосе частот от 0,14 до
20 Гц. Имелась возможность записать выходной сигнал
прибора на магнитофон. Прибор калибровался по искус-
ственной звезде, изображение которой смещалось кача-
ющейся плоскопараллельной пластинкой.
В октябре 1976 г. фотоэлектрический прибор (ФЭП)
работал вместе с ДЛП в экспедиции ГАИШ, располо-
женной в нескольких километрах к западу от вершины
горы Майданак и несколько ниже нее. По 95 синхронным
измерениям (на ДЛП работал наблюдатель, оценки ко-
торого хорошо совпадают с оценками основных наблю-
дателей на этом приборе) оказалось, что связь между
фотоэлектрическими и визуальными оценками (мы будем
считать, что ДЛЯ измеряет Daa) дается выражением:
Т)8о(ФЭП) = 0" ,51 + 1",097ЫДЛП).
Иными словами, есть изображения, которые ДЛП не
может зарегистрировать; у него имеется своего рода
«порог срабатывания», равный примерно 0z/,5—0",6
(рис. 83) [70].
В период, когда велись фотоэлектрические наблюде-
ния дрожания, была одна исключительно хорошая ночь
(14—15 октября 1976 г.): среднее качество изображения,
определенное в это время фотоэлектрическим прибором,
значительную часть ночи было (в его системе) луч-
ше 0",8.
Интересно отметить, что 13—15 октября 1976 г. над
Туркменией проходил циклон (15 октября на Майданаке
15 ц. в. щегдоа	225
выпал снег), по-видимому, вызвавший нечто вроде фена,
когда свободная атмосфера *) опустилась ла район, где
измерялась турбулентность (на возможность такого эф-
фекта обратила мое внимание ташкентский метеоролог
С. Г. Чанышева). Аналогичная ситуация повторилась
Рис. 83. Взаимная калибровка статического фотоэлектрического
прибора (ФЭП) и ДЛП. По оси абсцисс отложены Z?so в системе
ФЭП, по оси ординат — оценки ДЛП. Более крутая линия — регрес-
сия х по у, более пологая — у по х.
27—28 августа 1977 г., когда циклон находился в районе
Аральского моря, но в район Майданака не пришел;
в эту ночь фотоэлектрическое качество’изображения так-
же сильно улучшилось.
«Хорошие ночи», по-видимому, показывают, что можно
ожидать от свободной, не искаженной местными эффек-
тами, атмосферы над исследуемым районом. В это время
изображения до удивления хорошо согласуются с италь-
янской моделью свободной атмосферы для Восточно-Ат-
лантического района. Не противоречат такие ситуации
и наблюдавшимся в течение продолжительного времени
(порядка ночи) на телескопах в южной Калифорнии
изображениям ~0",6, которые В. Бааде использовал для
разрешения на звезды центральных областей галактик.
*) Свободная атмосфера — атмосфера, не искаженная призем-
ной орографической турбулентностью,
226
Естественно, следует посмотреть — нельзя ли найти в
среднеазиатском районе нашей страны место, где оро-
графические возмущения будут мешать слабее, и ситуа-
ция, наблюдавшаяся только в хорошие ночи, будет реали-
зоваться чаще. По-видимому, целесообразно провести
в таком районе программу, подобную выполненной JOSO,
но со значительно большим использованием оптических
устройств, которые в настоящее время в своем ночном
варианте являются чувствительными количественными
приборами.
По-видимому, п в исследованиях астроклимата насту-
пило время, когда стало возможно предпринять попытку
сравнений разных методов измерения атмосферного дро-
жания с помощью оптических и микротемпературных
устройств. Необходимость в этом существовала давно.
В настоящее время опубликованы визуальные изме-
рения качества изображения, даваемого крупным теле-
скопом, результаты исследования астроклимата фотогра-
фическими, фотоэлектрическими и интерферометрически-
ми приборами, а также фотографической трубой на об-
серваториях Тололо, Ла Силла (Чили), Майданак (СССР),
Мауна Кеа (Гавайи) и Роке де лос Мучадос (Канарские
острова). Обсерватория JOSO опубликовала 48 профилей
структурного коэффициента температурного поля атмо-
сферы Сп над Канарскими островами, южной Португа-
лией и обсерваторией Пик дю Миди. Эти данные сведены
на рис. 84, причем необходимо сделать оговорку о труд-
ности сравнения визуальных оценок диаметра звезд и
некалиброванных взаимно астроклиматических систем
друг с другом. Принималось, что ДЛП, полярная труба
п визуальные оценки диаметра звездного изображения на
телескопе соответствуют чему-нибудь вроде D8a; оа фото-
электрических приборов переводилась в DSq множителем
3,59; го, найденный с интерферометром когерентности,
переводился в j Cndh соотношением	. J
\c*dh =
J L ro J
Рис. 84 показывает значительное систематическое от-
личие средних оценок ДЛП для Серро Тололо от всех
других определений качества изображения для этого и
сходного с ним пункта Ла Силла. По прогнозу ДЛП изо-
бражения в крупном телескопе должны быть лучше 1"
15*	227
ESO, установленном на высоте 17,7
примерно 80% времейи; реально йа чилийских телеско-
пах изображения лучше 1—2" наблюдаются достаточно
редко. Дело, по-видимому, в значительных систематиче-
ских и случайных ошибках оценок ДЛП, обнаруженных
при непосредственном сравнении их с фотоэлектрическим
прибором.
Сравнение визуальных оценок установленного в вы-
ской башне 1,5-метрового рефлектора обсерватории Ла
Силла с фотоэлектрическими измерениями астроклимата
показывает систематическое ухудшение качества изобра-
жения (на 0",6—0",8) по сравнению с прогнозом для
высоты 1,5—2 м. Мы видим, что установка инструмента
в высокой (17,5 м) башне не дает улучшения качества
изображений (рис. 85).
Среднемесячные визуаль-
ные оценки на 1,5 м теле-
- снопе с высотой баш-f
ни 17,5м 1963-1972г?. </
° нФ /
/	/	Обсерватория Ла Салла
s / Астроклимат. Среднемесяч-
/ ные фотоэлектрические и фото-
/ графические измерения обсерва-
торий Маунт Вальсам и Гейдельберг-
ской 1963'1967 и 1968-1973гг

028
д-10''3
2	3
0,56	0,86
1О',г	3-Ю~'г
яр
tx>
fe‘dh№
о
Рис. 85. Среднемесячные визуальные оценки качества изображения
на 1,5-метровом рефлекторе ESO в зависимости от фотоэлектриче-
ского качества изображения Ао по [53].
Рис. 86 показывает интегральное распределение
20 КМ
[ Cnd/i по измерениям JOSO и результаты некоторых
3,8км
оптических измерений, в частности, результаты ДЛП,
интерферометрические и полярной трубы для обсервато-
рии Мауна Кеа. По-видимому, качество изображения, по-
лучаемое ДЛП и аналогичными визуальными однолуче-
выми приборами, не согласуется с тем, что мы знаем
в настоящее время о профилях С» в свободной атмо-
229
i пТМ.Оптана'
dunnuviiu, a —uso для одной из лучших ночей в районе г, майданак; 4— полярная труба на Роке де лос Му-
чадос; 5 — интерферометр когерентности на Мауна Кеа; 7 — полярная труба на Мауна Кеа.
сфере. Представляется весьма целесообразным провести
одновременные калибровочные наблюдения с помощью
разных методов (ДЛП, фотоэлектрические приборы, ин-
терферометры, полярная труба) в пункте с достаточно
хорошим астроклиматом. Это позволит сравнить астро-
климат разных обсерваторий и перспективных для их
строительства мест в одной системе [71].
Переход к фотоэлектрическим измерениям дрожания
изображений (удивительно, что это не было сделано в
1972 г. в [68]) позволил показать, почему установка те-
лескопа в высокой башне практически не улучшает ка-
чества даваемого им изображения.
При исследовании астроклимата одновременно с оцен-
ками атмосферного дрожания на двухлучевом приборе
(ДЛП) часто делались измерения микрофлюктуаций
температуры в приземном слое атмосферы. Хорошая кор-
реляция измеренного на ДЛП качества изображения и
20 М
J 8Tdh привела к мысли, что на изолированных верши-
2М
нах основная часть атмосферных искажений возникает
в этом слое толщиной < 20 м. Поэтому, подняв телескоп
на высоту 15—20 м, можно было надеяться на значи-
тельное улучшение качества даваемого им изображения
по сравнению с прогнозом ДЛП для высоты 1,5—2 м
над уровнем почвы. Однако качество изображения для
телескопов, установленных в исследованных таким обра-
зом пунктах в высоких башнях оказалось не лучше,
а хуже прогноза ДЛП для высоты 1,5—2 м; ухудшение
пытались объяснить [72] влиянием аэро- и термодинами-
ки башни. Все же причина данного расхождения состоит,
скорее всего, в том, что оценки атмосферного дрожания,
выполненные с помощью ДЛП и, по-видимому, родствен-
ных ему однолучевых визуальных приборов, отягощены
значительными систематическими и случайными ошиб-
ками. Сравнение Лдлп и Z)8o, измеренных фотоэлектриче-
ским прибором, показало, что при £>8о<1„,5 соответст-
вующие Лдлп оказываются заниженными в 2—3 раза.
Определенные в пункте с хорошим астроклиматом Dso
20 км
согласуются со значениями J Cndh для Восточной Ат-
3,8Км
лантики, а результаты ДЛП требуют для своего объясне-
ния значений J Cndh, на порядок меньших.
231
Основываясь на фотоэлектрических Z)8o, сделаем оцен-
ку улучшения качества изображения, даваемого теле-
скопом, поднятым на высоту 20 м. Возмущающее влия-
ние слоя 2—20 м возьмем по А. А. Овчинникову [73],
не вдаваясь в анализ того, как оно было найдено без
определений Сп . Результаты оценки представлены в
таблице 9 и на рис. 87.
Из рисунка 87 видно, что прогноз ПДЛп для высоты
20 м находится в полном противоречии с моделью рас-
пределения Сп в атмосфере над пунктами с хорошим
качеством изображения, требуя значений J Cndh, пример-
но в 100 раз меньших, чем наблюдаемые.
Таблица 9
Скорость ветра, м/с	D80—диаметр изображения, даваемого приземным слоем 2—20 м (по [63] )	Измеренный на высоте 2 м с помощью ДЛП диаметр изображения	Прогноз для высо- ты 20 м (по [63] )	Фотоэлектри- ческие О80, пересчитанные из данных ДЛП для высоты 2 м	Прогноз фото- электрических О80 для высоты 20 м
0—2	0",215	0",22	0",07	0",76	0",73
2-4	0,46	0,49	0,18	1,04	0,94
4—7	0,74	1,33	1.11	1,33	1,10
Таким образом, трудоемкое дорогостоящее строитель-
ство высоких башен ночных астрономических инструмен-
тов в местах с хорошим астроклиматом представляется
излишним. Заметим, что более строгие измерения с оп-
ределением Сп в слое 2—20 м [74] уменьшают влияние
приземного слоя еще больше.
Для того чтобы более прямым методом решить вопрос
о необходимости строительства для телескопов высоких
башен, осенью 1977 г. на г. Майданак были выполне-
ны [75]:
а)	измерения дрожания Полярной звезды при помощи
установленного на высоте 2 м фотоэлектрического прибо-
ра и синхронные с ними микротемпературные измерения
Ст в приземном слое, на высоте от 2 до 30 м над уров-
нем почвы;
б)	измерения дрожания искусственной звезды и син-
хронные с ними микротемпературные измерения Су на
гзз
озвннодхпть^ппнэж^йеп %
ffl О О
горизонтальной трассе длиной 29,3 м, проходящей на
высоте 1,3 м между искусственной звездой и прибором
ФЭП.
Результаты измерений показаны па рис. 88, из кото-
рого видно, что: в случае горизонтальной трассы, когда
а)	е)
Рис. 88. а) Зависимость амплитуды дрожапия искусственной звез-
ды, измеренной фотоэлектрическим прибором, от измеренных син-
хронно значений J Crdh для горизонтальной трассы длиной
29,3 м на вершине горы Майданак. б) Зависимость амплитуды дро-
жания a UMi, измеренной фотоэлектрическим прибором, от изме-
ренных синхронно J C^dh для высот 2—30 м над вершиной го-
ры Майданак (по [75]).
учитываются оптические неоднородности вдоль всего пу-
ти распространения света в турбулентной среде, наблю-
дается хорошая корреляция между дрожанием «искусст-
венной звезды» и температурными флюктуациями (левый
график); практически отсутствует корреляция между
дрожанием Полярной звезды и температурными флюк-
туациями в тонком приземном слое 2 4- 30 м (правый
график). Типичные образцы записей выходного сигнала
фотоэлектрического прибора приведены на рис. 89.
Указанные факты позволяют сделать вывод об отно-
сительно малой роли приземного слоя 2 4- 30 м в возму-
щении оптического изображения звезды по сравнению с
действием всей атмосферы,
234
Необходимо отметить, что этот вывод не относится К
качеству изображения в дневное время, когда в призем-
ном слое может содержаться большая доля всех оптиче-
ских возмущений. Один полученный нами «дневной»
профиль Ст (24 авг. 1977 г. 13h местного времени) дает
ЗОИ
значение J Cndh = 2,8 «10-12 м1/3, что в 30 раз больше
2М
среднего «ночного» значения (8,8 • 10-14 м1/3).
Рис. 89. Гистограммы амплитуды выходного сигнала фотоэлектри-
ческого прибора с объективом диаметром 35 мм, измеряющего дро-
жание a UMi в одну из наилучших малотурбулентных ночей на
г. Майданак: 1) изображение звезды периодически смещалось скач-
кообразно на Г',06 качающейся плоскопараллельной пластинкой;
2) механизм качания пластинки выключен; 3) несколько худшее
качество изображения при неподвижной пластинке. Осенью 1978 г.
качество изображения, лучшее 3), наблюдалось примерно 15%
случаев.
Проблема высоты башни ночного инструмента акту-
альна не только для новых мест. Часто приходится слы-
шать разговоры астрономов уже существующих обсерва-
торий о том, какую конструкцию башни для нового те-
лескопа им выбрать, строить ли башню высокой или
низкой и т. п. При этом, разумеется, приводятся аргу-
менты в пользу той или иной точки зрения, основанные
на опыте работы с существующими инструментами. Так,
в Крымской обсерватории считается, что установленный
235
в сравнительно высокой башне 2,6-метровый рефлектор
дает лучшие изображения, чем телескопы в низких баш-
нях. (Правда, пока неизвестно ни одного фотоэлектри-
ческого измерения качества изображения на этом теле-
скопе, а визуальные оценки показывают наличие значи-
тельного уравнения яркости,) Вопрос, очевидно, будет
прояснен лишь после постановки на той обсерватории,
которая интересуется высотой башни, небольшой астро-
климатической программы с использованием фотоэлектри-
ческих приборов для измерения дрожания и температур-
ных устройств для исследования поля флюктуаций в ат-
мосфере и вблизи существующих башен. Скорее всего
высокие башни и в этом случае не дадут выигрыша в ка-
честве изображения. Таким образом, развитие современ-
ной астроклиматической методики может принести пользу
и существующим обсерваториям.
Для того чтобы закончить обзор современного состоя-
ния дел с астрономическим освоением благоприятных в
астрономическом отношении среднеазиатских районов,
нужно обратить внимание, кроме исследований астрокли-
мата, результаты которых пока еще достаточно противо-
речивы и неопределенны, и на другие аспекты атмосфер-
ной оптики. Так, необходимы хорошие ряды измерения
прозрачности, ибо интуитивное впечатление от пыльных
среднеазиатских долин состоит в том, что хорошей про-
зрачности здесь ожидать нельзя (а это не так). Нужно
измерять яркость фона ночного неба, так как единствен-
ное опубликованное измерение [67] [23™,2 с квадратной
секунды в системе, близкой к V), по-видимому, не соот-
ветствует действительности (вне атмосферы mv «22"* с
квадратной секунды) *). Следует провести систематиче-
ские измерения количества водяных паров на луче зре-
ния, чтобы понять перспективу инфракрасных наблюде-
ний. Жалеть сил и средств для этих исследований не
следует, ибо затраты окупятся с лихвой отсутствием
неприятных неожиданностей на большой современной
обсерватории, которая, безусловно, должна быть постро-
ена в среднеазиатском районе нашей страны.
*) В последнее время появились две работы [118], [119], по-
священные, в частности, измерению яркости фона ночного неба на
горе Майданак. Обе они дают значения примерно 21т,5 с квадрат-
ной секунды.
236
14. АКУСТИЧЕСКИЕ МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ ОПТИЧЕСКИХ
НЕОДНОРОДНОСТЕЙ АТМОСФЕРЫ
Количественное измерение флюктуаций показателя
преломления воздуха на пути излучения небесного объ-
екта от границ тропосферы до стоящего за телескопом
приемника изображения очень важно. Оно позволяет
определить вклад различных участков этого пути в иска-
жение изображения и, в случае возможности, умень-
шить их.
Как показали прямые температурные измерения, тро-
посфера вся турбулентна, но качество изображения на
существующих обсерваториях определяется местными
возмущениями. Ночной приземный слой толщиной 10—
20 м, влияние которого сильно переоценивалось (тому
свидетельство множество высоких башен для ночных
инструментов), оказался, после количественного измере-
ния его влияния, не очень вредным; днем это не так —
первые 10—15 м воздуха над прогретой Солнцем почвой
могут вызвать весьма ощутимое ухудшение изображения
и в этом случае высокие башни необходимы.
Однако при очень хороших изображениях ближнее
окружение ночного инструмента может, по-видимому,
несколько ухудшить дело. Оптики, занимавшиеся иссле-
дованием 3,6-метрового рефлектора ESO, жаловались на
искажения типа случайных рефракций; в башнях 6-мет-
рового телескопа БТА и 2,5-метрового рефлектора обсер-
ватории Хэла сделаны охлаждаемые полы, чтобы, по-види-
мому, создать стабильную стратификацию атмосферы;
на 2-метровом рефлекторе обсерватории Горного Прованса
устроена вентиляция трубы, которая (по слухам) улуч-
шает изображения, если они неплохие. Поэтому пред-
ставляют интерес любые методы, позволяющие изучить
температурное поле интересующей астронома части ин-
струмента и его башни.
Эти размышления привели трех астрономов из США,
Италии и СССР почти одновременно, но, по-видимому,
независимо, к мысли использовать для исследования тер-
мического поля ближнего окружения телескопа акусти-
ческие методы. Дело в том, что скорость звука, проходя-
щего через температурную неоднородность, изменяется
значительно сильнее, чем скорость света. При изменении
температуры воздуха на 1° фазовая скорость звука изме-
няется на 1,7-10-3, а скорость света на 10~®.
237
Правда, на скорость распространения звука влияет
и ветер; при скорости воздуха в 1 м/с изменение дости-
гает З-Ю-3 и поэтому для измерения флюктуаций тем-
пературы его влияние нужно нейтрализовать. Наконец,
скорость звука зависит от влажности. Но с другой сто-
роны, звук очень хорошо отражается от предметов, а
время его распространения по данной трассе легко изме-
рить радиотехническими методами.
г7 + г-г
Рис. 90. Акустическое исследование температурных неоднороднос-
тей: а) на отражение; б) на просвет.
Рассмотрим вначале акустические устройства для ис-
следования температурного поля вблизи деталей телеско-
па и его купола. Для компенсации влияния ветра логично
предложить схему, работающую на отражение; звуковой
импульс, созданный громкоговорителем, идет до исследу-
емой поверхности, например, до зеркала телескопа, и
возвращается назад по тому же пути. Очевидно, влияние
ветра будет при этом скомпенсировано, если он не будет
очень силен и не приведет к возникновению значитель-
ного отличия пути звука до отражающей поверхности
и обратно (рис. 90, а). Описанный эксперимент позволит
238
Измерить флюктуации фазы звуковой волны иа исследу-
емой трассе и, следовательно, оценить степень турбулент-
ности воздуха. Если поставить рядом два таких устрой-
ства, можно измерить разность фаз Д<р, соответствующую
наклону волнового фронта света, распространяющегося по
изучаемому направлению.
Другой вариант работы,— «на просвечивание»,— со-
стоит в том, что на некоторой трассе устанавливают смо-
трящие навстречу друг другу обратимые громкоговоритель
и микрофон, работающие попеременно в режиме излуче-
ния и приема (см. рис. 90,6). Такая система должна
непрерывно измерять сумму и разность интервалов вре-
мен распространения звука в противоположных направ-
лениях; сумма позволит определить флюктуации темпе-
ратуры, разность — компоненту ветра в направлении
распространения звука.
Летом 1975 г. были проведены акустические измере-
ния температуры в трубе 1,25-метрового телескопа юж-
ной станции ГАИШ, а также вблизи его купола. Измере-
ния велись в режиме отражения; для сравнения изуча-
лись флюктуации на трассе длиной около 2,3 м между
микрофоном и дюралевым листом, закрепленным на
раме. Рама была подвешена на высоте около 4 м над поч-
вой в 15 м от башни телескопа. При исследовании купола
микрофон укрепляется на стойке в 2 м от его поверхно-
сти, при локации зеркала — на спайдере, в 4,5 м от него.
Самые маленькие флюктуации вблизи купола были из-
мерены в туман — они в десятки раз меньше, чем в ясную
погоду. Особого различия в флюктуациях фазы вблизи
купола и на раме, в «свободной атмосфере» замечено
не было, на куполе они, пожалуй, были даже меньше.
Вероятно, эффекты радиационного охлаждения купола
невелики по сравнению с флюктуациями температуры,
уже имеющимися в атмосфере в районе обсерватории.
Интересно изменение величины флюктуаций в трубе
телескопа. В момент открытия купола они резко возра-
стают до величины, близкой к тому, что наблюдается
снаружи башни; затем, на протяжении нескольких часов,
они постепенно уменьшаются в 2—3 раза (рис. 91).
По-видимому, акустический метод исследования
флюктуаций температуры после некоторых усовершенст-
вований (переход к регистрации Сп ) может быть эффек-
тивно использован для детального изучения температур-
ного поля вблизи телескопов.
239
Естественным развитием этих исследований является
использование акустического локатора для локализации
температурных неоднородностей в атмосфере. В качестве
возражений против его применения (а они обычно всегда
возникают при появлении нового астроклиматического
метода) высказывалась мысль о том, что определению
Рис. 91. Флюктуация фазы в закрытой трубе 125-сантиметрового
телескопа после открытия створок купола (разные значки — для
разных ночей).
J Cndh помешает влажность и что акустические локато-
ры довольно сложны. Первый недостаток можно устра-
нить, работая на двух разных частотах, что же касается
второго, то, по-видимому, все простые вещи в науке уже
Рис. 92. Запись отраженного сигнала акустического локатора на
Роке де лос Мучадос по [60].
сделаны, и для того, чтобы получить новые результаты,
нужно потрудиться... На Канарских островах (Роке де
лос Мучадос) работал, к сожалению недолго, стандарт-
240
ный акустический локатор фирмы Aeroenvironnement.
Он отмечал неоднородности температуры до высоты око-
ло 600 м, и его записи хорошо коррелируют с качеством
оптического изображения. Очень важно, что приборы та-
кого рода, выполненные по однопозиционной схеме
(громкоговоритель совмещен с микрофоном), нечувстви-
тельны к пульсациям ветра — звук от них не отражается.
Одна из записей, полученных на этом приборе, приведена
на рис. 92.
Акустические локаторы будут, безусловно, применять-
ся для исследований аэродинамики изолированных вер-
шин, так как с их помощью легко наблюдать структуру
обтекающего гору турбулентного потока. Не исключено,
что их будут использовать и на действующих обсервато-
риях для прогноза качества изображения.
15. НЕКЛАССИЧЕСКИЕ МЕТОДЫ УЛУЧШЕНИЯ
РАЗРЕШАЮЩЕЙ СПОСОБНОСТИ НАЗЕМНЫХ ТЕЛЕСКОПОВ
После того как очевидные усовершенствования на-
блюдательной техники сделаны (телескоп установлен в
хорошем месте, его ближайшее окружение приведено
в тепловое равновесие с атмосферой, оптика исследована
и съюстирована), возникает вопрос — нельзя ли улуч-
шить разрешение телескопа еще больше? Как мы уже
знаем, для этого полезно перейти в режим коротких экс-
позиций, осуществив достаточно оперативное гидирова-
ние, и отбрасывать периоды плохих изображений, что
фактически уже давно делается теми астрономами, кото-
рые стремятся получить очень хорошие снимки.
Однако существует группа методов (один из которых
был применен еще в начале нашего века, другие же бы-
ли разработаны в последние десятилетия), позволяющих
осуществить значительно более высокое разрешение при
наблюдениях с поверхности Земли, правда, для сущест-
венно более ярких объектов. Это — звездный интерферо-
метр Майкельсона, спекл-интерферометрия, устройства
активной оптики и интерферометр интенсивностей. Эти
методы пока остаются методами одного, сравнительно яр-
кого объекта. Некоторые общие их особенности и огра-
ничения были рассмотрены А. А. Токовниным, изложе-
нию которого мы и будем следовать. Идея двухлучевого
интерферометра была высказана в 1868 г. Физо, но ее
16 ц, в. щеглов	..	241
осуществление связано с именем А. Майкельсопа. Нахо-
дясь па протяжении почти всей своей научной деятель-
ности в тесном контакте с астрономами-наблюдателями,
Майкельсон, по-видимому, хорошо понимал, сколь важно
усовершенствовать микрометрический метод измерения
диаметров небесных объектов. И, действительно, в случае
измерений окулярным микрометром астроном должен
оцепить иногда по очень-то заметное уширение максиму-
ма дифракционной картины, вызванное том, что наблю-
даемый объект ле точечный. Интерферометрические же
наблюдения состоят в том, что регистрируется качествен-
ный эффект — исчезновение интерференционной
картины при соответствующих расстояниях между вход-
ными апертурами интерферометра. Можно было ожидать,
что эти измерения окажутся точнее. В 1891 г. на 28-сап-
тпметровом рефракторе, Ликской обсерватории Майкель-
сон измерил этим методом диаметры спутников Юпитера
(~1",5). Объектив телескопа был закрыт крышкой с
двумя щелями, расстояние между которыми могло ме-
няться наблюдателем. Точность измерений оказалась
лучше, чем в случае применения окулярного микрометра.
В 1903 г. Майкельсон формулирует идею перископиче-
ского интерферометра и ставит задачу измерения угло-
вых диаметров звезд [76]; затем, одндко, эти работы пре-
кратились более, чем на полтора десятилетия.
Осенью 1919 г., поместив диафрагму с двумя отвер-
стиями недалеко от фокуса метрового рефрактора Лик-
ской обсерватории, Майкельсон убедился в том, что атмо-
сферное дрожание пе замывает интерференционных по-
лос на этой базе. Через полтора месяца такой же экспе-
римент был повторен на 1,5- и 2,5-метровом рефлекторах
обсерватории Маунт Вилсон. Слабая чувствительность ин-
терферометра к атмосферным помехам вселила в Майкель-
сона и астрономов обсерватории веру в осуществимость
перископического варианта прибора; его изготовление
было начато. В 1920 г. на 2,5-метровом рефлекторе Ан-
дерсон, работавший с Майкельсоном, наблюдал Капеллу
(а Анг); Мерилл обнаружил, что интерференционные
полосы от Бетельгейзе (a Ori) исчезают при увеличе-
нии базы до 2,5 м неполностью. Осенью 1920 г. были
начаты работы по измерению диаметров звезд [771.
После смерти Майкельсона исследования продолжил
астроном обсерватории Маунт Вилсон Ф. Пиз. Был изго-
товлен горизонтальный прибор с базой 15 м и с ним
242 •
измерены угловые диаметры нескольких звезд [781. Но
трудности в работе с этим интерферометром были исклю-
чительно велики и после смерти Пиза наблюдения были
прекращены. Последовал весьма продолжительный пере-
рыв и лишь недавно появился визуальный интерферометр
с базой до 20 м, с помощью которого впервые были повто-
рены опыты Майкельсона и Пиза [80] на современном
уровне. Удалось измерить диаметры компонент тесной
двойной системы (Капеллы), которые сравнимы с рассто-
янием между ними и равны 0",0057 и 0",0040.
Интерес к двухлучевой интерферометрии начал воз-
рождаться в 50-х годах, что было, возможно, вызвано
появлением новых приемников света. Фпнзен сконструи-
ровал свой окулярный визуальный интерферометр, с по-
мощью которого он проводит систематические наблюде-
ния двойных звезд [79], [81]. Этому прибору доступны
пары звезд не слабее 7™ с расстоянием не менее 0" ,08.
В Пулковской обсерватории был создан 6-метровый визу-
альный интерферометр конструкции акад. В. П. Линни-
ка. Работающий на нем пулковский астроном Е. С. Ку-
лагин предложил оптическую схему с переналоженнымп
пучками и локализацией интерференционных полос на
входном зрачке системы, удобную для фотоэлектрической
регистрации [82]. Интересно, что в 1915 г. С. Покровский
изобрел, по сути дела, аналогичную оптическую систему
[83], хотя предложенный им метод наблюдений нельзя
осуществить при наличии атмосферы.
Создание фотоэлектрических интерферометров Май-
кельсона началось лишь в 70-х годах. Большинство из
них регистрирует интерференционные полосы, сканируя
их черно-белой решеткой такой же частоты; измеряется
возникающая при этом модуляция света [84], [85]. Дру-
гой подход предложил Карри [86]; интерференционные
полосы локализованы в выходном зрачке телескопа, что
позволяет легко менять базу, а применение светодели-
тельной призмы дает два канала с противофазной моду-
ляцией, как в схеме Кулагина.
Попытаемся оценить чувствительность интерферомет-
ра Майкельсона, пе конкретизируя схемы прибора, а ис-
ходя из самых общих соображений. Паши оценки
справедливы с точностью до порядка величины. Чувст-
вительность определяется квантовой природой света и
связанными с этими дробовыми шумами, а значит,—ко-
личеством интерферирующего света, которое, как мы
16*
243
увидим, решающим образом зависит от свойств ат-
мосферы,	I
Какого размера следует выбрать входные отверстия
интерферометра? Очевидно, что их максимальная вели-
чина не произвольна, а связана с искажениями волново-
го фронта, вносимыми атмосферой. Чтобы интерферен-
ционная модуляция света была сильной, нужно обеспе-
чить синфазность световых волн па всей поверхности
отверстия. Если его диаметр d, а угол наклона волнового
фронта, вызванного атмосферной турбулентностью, а, то
это условие запишется в виде	'
или d<Zr(1,
так как го — это и есть область «когерентности» света,
прошедшего сквозь атмосферу. Это условие соответствует
тому, что два изображения звезды, образуемые входными
апертурами интерферометра, имеют угловой диаметр K/d, 1
который больше величины их случайных (вызванных
атмосферой) смещений а, и, следовательно, они почти
всегда налагаются друг на друга, давая в области пере-
сечения интерференционные полосы.
Но, может быть, все-таки стоит увеличить входные
отверстия интерферометра, т. е. сделать d > г0? Ведь све-
(I d \2\
N = — и от-
\ го/ /	I
носительные флюктуации сигнала, обусловленные кванто-
выми шумами, уменьшатся в раз, что должно, как
будто бы, увеличить чувствительность прибора. Но свет
на входном отверстии интерферометра уже не будет сфа- ’ 1
зирован, так как оно больше области когерентности Го.
Значит, отдельные его участки (размером ~ Го) дадут
независимые интерференционные сигналы (полосы, фаза
которых различается в среднем на л, ведут себя как не-
зависимые). Сложение N независимых случайных вели- !
чин уменьшит относительные флюктуации суммы N
раз, интерференционный сигнал будет ослаблен вК-^раз,
и отношение сигнала к шуму не изменится, т. е. чувст-
вительность будет не выше, чем раньше. Этот факт хо-
рошо известен и в других областях практической оптики,
например, в фурье-спектроскопии (так называемая муль-
типлексность). Следует, однако, помнить, что мульти- <
плексность все же увеличивает чувствительность тогда,
244
когда шумы обусловлены не квантовой природой сигнала,
а приемником (например, в инфракрасной области). По-
этому для инфракрасного интерферометра выгодны как
можно большие входные отверстия.
Можно, однако, разделить большую апертуру интер-
ферометра на N элементарных участков размером г0 каж-
дый, измерить контраст полос в каждом из них и затем
усреднить результат. Точность (и чувствительность) воз-
растут в VN раз, но для этого требуется многоэлемент-
ный приемник света. Теория для этого случая дана
в работе Роддье [87]. Схема Карри [86] очень легко до-
пускает обобщение на «многоэлементный» вариант, и ра-
боты в этом направлении ведутся не только им [88],
но и другими исследователями [80].
Выбор ширины спектральной полосы W тоже опре-
деляется атмосферой: флюктуации разности хода х, вно-
симые ею, должны быть не больше длины когерентности;
отсюда
X
Конечно, и здесь можно попытаться независимо обра-
батывать интерференционную картину, построенную от-
дельными участками спектра, но в разных длинах волн
модуляция не будет независимой (так как она задается
одной лишь величиной ж); эта мысль нашла применение
в ахроматическом интерферометре Уикса и Дике [85].
«Ахроматизация» длинного интерферометра с базой от '
10 до 100 м еще не предложена и вряд ли возможна.
Сама величина х зависит, конечно, от базы интерферо-
метра и определяется структурной функцией фазы ат-
мосферных возмущений. В оптическом диапазоне ее из-
меряли пока лишь на сравнительно малых базах [89],
и данных явно не хватает. Имеющиеся результаты ука-
зывают на то, что в качестве первого приближения
можно использовать закон Колмогорова [89], экстраполи-
руя его на соответствующее расстояние. Следует помнить,
что на длинных базах флюктуации будут низкочастот-
ными, поэтому оценка Лабейри [90] (х = 0,15 мкм
в полосе частот 0,5—10 Гц на базе 12 м) не кажется
парадоксальной,
Наконец, важным параметром является характерное:
время т, за которое фаза интерференции изменяется на я.
Оно определяет максимально возможное время усреднения
245
сигнала (его нельзя путать с усреднением квадрата
флюктуаций сигнала). В описанных экспериментах т « I
« 0,02 с. Время т не зависит от базы интерферометра,
так как определяется «быстрыми» сдвигами фаз и, сле-
довательно, мелкими температурными неоднородностями
атмосферы. Чем меньше скорость ветра и чем больше г0,
тем больше т.
Итак, все рассмотренные выше факторы приводят
к ограничению принимаемого интерферометром Майкель-
сона светового потока.
„	квантов
Пусть п —-—5-------спектральная плотность потока
см -с-А
от звезды (для звезды 0™ в зеленой области спектра п «
~ 103 квантов - см'2 - с-1 -А-1). Тогда за время т в .апер- I
ТУРУ размером г0 в спектральной полосе _ попадет 6
X
квантов:
. 2 q	4
б	'ilL
х а2х
где а — размер изображения звезды в большом телескопе.
Очевидно, 6 есть то число квантов, с помощью которого
обнаруживается интерференция. Если 6^1, то измерить
сигнал и найти видность полос легко; если 6 < 1 — сиг-
нал теряется в квантовых флюктуациях. Мы говорим пока
о «простом» интерферометре с апертурой порядка г0 и од-
ним приемником света, но, зная 6, нетрудно рассчитать
чувствительность многоэлементного прибора, которая, оче-
видно, будет в VN раз выше. При оценках б мы не учи- '
тываем квантового выхода приемника света, так что на
практике чувствительность всегда будет на 1—1,5 порядка
ниже оценки. Смысл 6 можно пояснить и иначе: это от-
ношение среднего квадрата флюктуаций сигнала, обуслов- 1
ленных интерференцией, к среднему квадрату квантовых -
шумов. Зная б, можно найти отношение сигнал/шум для
заданного времени накопления. Пусть а = 1//(го=10 см), j
X = 5000А, х = 5Л, т = 0,02 с. Тогда 6 = 1 для звезды 15™.
Как мы видим, чувствительность интерферометра Май-
кельсона может быть весьма высокой. Пусть, например,
мы накапливаем сигнал в течение времени Т = 1ь, желая
иметь отношение сигнал/шум К = 10 для интерферометра <
с апертурами d — 1 м и многоэлементного приемника.
246
Тогда N = (—} = Ю2 и
\ го/
откуда 6тщ = 2,5-10-3, что соответствует объекту 21т,5.
Описанная здесь обработка сигнала сводится в конеч-
ном счете к усреднению квадрата флюктуаций. Выгодно
ли это? Были предложения использовать пороговое уст-
ройство,. накапливающее информацию лишь в моменты
появления полос, но оперативно обнаруживать полосы
у слабого (6 « 10-2) объекта невозможно; подобный «не-
линейный» метод обработки применим лишь к более яр-
ким источникам.
Какова же астрономическая перспектива интерферо-
метра Майкельсопа в его современном исполнении? На
первый взгляд, напрашивается известная аналогия с ра-
диоинтерферомстрамп, базы которых достигли в настоящее
время размеров земного диаметра и которые обогатили
современную астрофизику бесценными данными о тонкой
структуре источников космического радиоизлучения. Разли-
чие между этими приборами состоит, однако, в том, что в
радиодиапазоне флюктуации разности хода, вносимые ат-
мосферой, малы (< X), а фаза измеряется легко и точно.
В оптике фазу измерить трудно, а атмосферные ее флюк-
туации велики; поэтому от оптических интерферометров с
большой базой не приходится ждать изображений звезд-
ных дисков. Информация о точном положении объекта
относительно вектора базы интерферометра также содер-
жится в фазе полос (радиоинтерферометры начали успеш-
но применяться в астрометрии), что затрудняет примене-
ние оптического интерферометра Майкельсона для изме-
рения координат звезд, хотя идея его использования для
этой цели была в свое время высказана В. П. Линником.
По-видимому, улучшение точности в столь хорошо разра-
ботанной области как оптическая астрометрия — дело ис-
ключительно трудное. Скорее всего прогресс будет достиг-
нут, когда позиционные измерения начнут выполнять-
ся в местах с хорошим г0 на инструментах, приведенных
‘к оптимальному тепловому режиму, так как разные мето-
ды регистрации прохождения звезды через оптическую
ось инструмента практически не различаются по точности.
Однако большой оптический ипТерферометг^Майкель-
сона, безусловно, представляется перспективньш устройст-
/	247
вом. Разрешающая способность, лучшая, чем у спекл-ин-
терферометров, неплохая проницающая сила и осущест-
вимость на уровне имеющихся даже в настоящее время
электронных и оптических компонент делают реализацию
такого прибора весьма привлекательной. Что касается
его проблематики, то, как всякий хороший прибор, он мо-
жет оказаться умнее своих создателей и найти для себя
оптимальные объекты исследования. Пока, кроме совер-
шенно необъятного поля деятельности в области двойных
звезд (на небе около 107 звезд ярче 15“, и не менее 40%
из них — двойные) и оценок размеров пекулярных объ-
ектов, трудно указать что-либо иное.
Если атмосфера искривляет волновой фронт, то нельзя
ли «выпрямить» его искусственно в оптическом приборе?
В самом общем виде желательность компенсации вноси-
мых атмосферой флюктуаций фазы в реальном времени
была высказана в 1953 г. X. Бэбкоком [91J, который конк-
ретно указал исполнительный механизм (облучаемую эле-
ктронами масляную пленку), но, разумеется, почти ничего
не мог сказать о датчике флюктуаций фазы. Идея эта
получила сейчас развитие под названием активной (или
адаптивной) оптики, и теперь мы рассмотрим перспекти-
вы ее применения в астрономии.
В 1975 г. Ф. Дайсон показал принципиальную осуще-
ствимость этого метода. Однако даже выполненные им 192)
сильно идеализированные оценки показали, что компенса-
ция фазы возможна лишь при б > 1, т. е. для звезд не
слабее 15“; на практике же 6 должно быть заметно боль-
ше единицы. Оригинальна оптическая схема активной ком-
пенсации искажений волнового фронта, предложенная
Дике [93].
О первых удачных опытах в этом направлении
уже сообщалось [94], но экспериментаторы утверждают,
что достигнуть предела, 14“ можно лишь при исключи-
тельно хороших атмосферных условиях. Для общего зна-
комства с теорией и практикой активной оптики мы ре-
комендуем читателю обзор Харди [95], где дана также и
литература. Все экспериментальные системы активной
оптики, работающие сквозь атмосферу, обладают пока од-
ним общим свойством: они нерегулярно и самопроизволь-
но прекращают работу и столь же самостоятельно ее во-
зобновляют. Такие срывы слежения затрудняют исполь-
зование в активной оптике интерферометров, которые не
могут отличить разные полосы одну от другой.
248	\
Область поля зрения, в которой активная оптика ком-
пенсирует искажения (область изопланатизма), определя-
ется распределением оптических возмущений по лучу зре-
ния и, видимо, не может превышать нескольких угловых
секунд. Компенсация искажений для сложного объекта
(например, участка планеты) требует значительно боль-
шего количества квантов и применения сложных вычис-
лительных алгоритмов. Наконец, число подвижных эле-
ментов зеркала равно (£)/г0)2, т. е. для больших телеско-
пов очень велико. Все эти факторы заставляют думать,
что активная оптика, пожалуй, не найдет хорошей «точ-
ки приложения» в астрономии. В принципе с ее помощью
можно было бы улучшать изображения сравнительно яр-
ких звезд на щели кудэ-спектрографов крупных телеско-
пов, значительно повысив эффективность последних, но
того же можно достичь и с помощью нехитрых оптических
приспособлений. Возможность наблюдать с помощью ак-
тивных оптических систем форму ярких объектов в реаль-
ном времени может, однако, оказаться ценной в других
областях практической оптики.
Хотя активная оптика не может конкурировать с пас-
сивными методами в смысле чувствительности, заметим,
что есть все же один важный частный случай применения
активной оптики, полезный для астрономов. Это «согла-
сованный» телескоп, о котором говорилось выше, с быст-
рым автоматическим гидированием, компенсирующим на-
клоны волнового фронта. В хорошую (г0«20 см) ночь
метровый телескоп даст на фотографиях с компенсацией
дрожания изображения всего вдвое хуже дифракционных.
Компенсация возможна по довольно слабым звездам
(~ 13т) с помощью весьма простых устройств. Такая си-
стема была бы очень полезна для фотографирования, ска-
жем, галактик и звездных скоплений.
Метод спекл-интерферометрии, предложенный А. Ла-
бейри в 1970 г. [96], также служит повышению разреша-
ющей силы телескопов, работающих в условиях турбу-
лентной атмосферы. Название его происходит от англий-
ского speckle — зерно, крупинка. Всякое монохроматиче-
ское изображение имеет зернистый вид (что хорошо
заметно при освещении предметов лазером), обусловлен-
ный случайной интерференцией лучей из разных точек
зрачка оптической системы. Это относится и к мгновен-
ному изображению звезды в телескопе, которое^-тОЖе
«зерндсто»,
249
f
i
Астрономам уже давно был известен этот факт, и его
даже практически используют при визуальных измерени-
ях двойных звезд. Но широкое применение его стало
возможным лишь после того, как Лабейри предложил
практическую систему анализа сигнала. Ему были из-
вестны методы наблюдений и результаты исследований
двойных звезд, принадлежащие французским астрономам.
Появление лазеров позволило осознать причины возникно-
вения зернистых изображений. Кроме того, спекл-интерфе-
рометрия обязана своим возникновением бурному разви-
тию теории и практики обработки изображений, которое
также было стимулировано развитием лазерной техники
и, в частности, результатами Франсона и Мэ по анализу
спекл-пзображений.
Размер зерен в изображении звезды — дифракцион-
ный; он равен ХЛО, где D — диаметр телескопа. Это свя-
зано с тем, что зерно есть результат интерференции света
со всей апертуры телескопа. Для получения зернистой
картины необходимо фотографировать изображение с ко-
роткой (порядка т) экспозицией. Так как зернистость —
явление интерференционное, нужно обеспечить когерент-
ность света на всей апертуре телескопа, ограничив спект-
ральную полосу условием
которое получается при х = aD (разность хода обуслов-
лена наклонами волнового фронта); для колмогоровской
турбулентности это действительно почти так. На практи-
ке берут АХ ~ 300 А.
«Зерна» в изображении звезды распределены хаотиче-
ски, если она одиночная. Но когда звезда двойная (рис.
93), то ее изображение состоит из двух одинаковых зерни-
стых картин, несколько сдвинутых друг относительно дру-
га, так как каждая компонента дает свое зернистое изоб-
ражение. Эти два изображения идентичны, если компонен-
ты близки друг к другу и путь света каждой из них че-
рез возмущающие слои атмосферы один и тот же. Обычно
максимальное угловое расстояние между звездами, когда
это условие еще выполняется, составляет около 1"; его
называют областью изопланатизма. Итак, для двойной
звезды в хаосе зерен существует закономерность, которую
можно обнаружить статистически.
250
ч 
4
Удобным методом обработки спекл-изображений слу-
жит автокорреляция изображений. Пусть 1{х, р) — рас-
пределение интенсивности в изображении, а С(р, q) — ав-
токорреляционная функция, определяемая как
С(А?) =	У)'7 (* + />, y + q)dxdyy,
где угловые скобки обозначают усреднение. Для одиноч-
ной звезды автокорреляция показывает центральный мак-
симум шириной Х/D, отражающий зернистость структуры
Рис. 93. Принцип спекл-интерферометрии: а) на спекл-изображении
двойной звезды указаны детали, образуемые каждой ее компонен-
той; б) схематическое спекл-изображение двойной звезды, состав-
ленное из шести пар зерен; в) спектр; г) автокорреляция изобра-
жения.
изображения. У двойной звезды, кроме центрального мак-
симума, появятся два симметрично расположенных «пи- z
ка», по положению и высоте которых можно суди££ о
расстоянии между ее компонентами, позиционном*^Тле (с
неопределенностью в 180°) и разности их блебка. Если
наблюдается «разрешаемая» звезда, диаметш.которой пре-
(	251
восходит VD, то зерна в ее изображении будут крупнев,
чем в изображении одиночной звезды, и максимум в авто-
корреляционной функции тоже станет шире. Так с по-
мощью спекл-интерферометрии измеряют диаметры звезд.
Вместо автокорреляционной функции случайного про-
цесса (в данном случае — зернистого изображения) мож-
но изучать его спектр мощности. Это удобно тем, что
фурье-преобразование изображения легко вычислить ана-
логовым образом с помощью когерентно-оптической обра-
ботки (дифракция Фраунгофера как раз выражается через
преобразование Фурье). Этот простой способ обработки
используется успешно [96], [98], но недостаток его —
трудность количественного измерения спектра мощности.
Впрочем, для двойных звезд этого и не требуется: в их
спектре Фурье есть полосы, и измеряется их частота и
ориентация [98].
В случае спекл-интерферометрии можно также ввести
понятие ЧКХ, обозначающее здесь спектр мощности изоб-
ражения одиночной звезды. Наличие зерен выражается
в том, что ЧКХ не равна нулю на высоких частотах, где
она воспроизводит ЧКХ идеального телескопа диаметром
D в отсутствие атмосферы, но уменьшенную в N раз
(cx/)V\
—j J. Теоре-
тическому анализу ЧКХ спекл-интерферометрии посвя-
щен ряд работ [991, [100].
Наблюдения методом спекл-интерферометрии состоят
в быстрой регистрации сильно увеличенных изображений
в узкой спектральной полосе и последующей их обработ-
ке. Обычно для ярких объектов вычисляют автокорреля-
цию (или спектр мощности), усредняя от 20 до 100 кад-
ров. Для наблюдений слабых звезд лучше использовать
телевизионный приемник изображения со счетом фотонов;
число элементов разрешения обычных телевизионных уст-
ройств для решения этой задачи вполне достаточно.
Более простой вариант — сочетание электронного уси-
лителя изображения ООП) с киноаппаратом. Таким си-
стемам доступны звезды не слабее 6т—8™. Так, Г. Мака-
листер систематически проводит наблюдения двойных
звезд на 4-метровом телескопе обсерватории Китт Пик с
помощью прибора, показанного на рис. 94. Ему удалось
добиться довольно высокой точности измерений (самые
тесные пары, доступные ему, имеют расстояние 0",035)
и хорошей\продуктивности (50+100 звезд за ночь). Изу-
252	\
чение тесных двойных звезд — одно из серьезных прило-
жений спекл-интерферометрии, которое в ближайшем бу-
дущем сильно расширит число надежно измеренных
звездных масс [98]. Хорошие определения звездных масс
сравнительно немногочисленны, но очень нужны для про-
верки теорий звездной эволюции.
Рис. 94. Спекл-интерферометр в кассегреновском фокусе ^метрово-
го телескопа обсерватории Китт Пик. На этом приборе получено
изображение диска Бетельгейзе (см. рис. 95).
Описанная нами обработка изображений позволяет по-
лучить автокорреляционную функцию наблюдаемого объ-
екта, что часто оказывается достаточным. Спекл-интер-
ферометристы развивают, однако, и методы восстановле-
ния самих изображений [101], которые можно разделить
на три группы.
1.	Методы, основанные на выделении и анализе от-
дельных зерен [101], [102], которым доступны сравни-
тельно «маленькие» объекты; этим путем получено изо-
бражение диска звезды Бетельгейзе (рис. 95).
2.	Усреднение фазы фурье-преобразования, предло-
женное Содиным [103].
3.	Метод Нокса [1041 (корреляция фурье-преобразова-
ний). Наряду с компьютерными иллюстрациями появи-
лось первое применение этого метода к реальнымгвзвбра-
жениям (снимки солнечных пятен) [1051. Здесь объект
не , должен превышать области изопланау£зма (~ 1"),
f	253
иначе придется восстанавливать его по частям и затем
уже получать «мозаичное» изображение. Следует учесть,
что чем сложное наблюдаемый объект, тем ниже будет
(при прочих равных условиях) чувствительность метода
спекл-интерферометрии при его регистрации.
Попробуем рассчитать чувствительность спекл-интер-
ферометрип, которая, очевидно, зависит от числа б кван-
Рис. 95. Изображение диска
звезды — красного гиганта Бе-
тельгейзе (а ОН), восстанов-
ленное методом спекл-иптер-
ферометрии.
по современным понятиям
Интересно рассмотреть
тов света, приходящихся на
одно зерпо. Нам известно
число зерен N, спектральная
полоса А/, и время экспози-
ции т. Очевидно, что
t Д2тДКп /.Н
Нетрудно убедиться, что
б одинаково для спекл-ин-
терфсрометрии и интерферо-
метра Майкельсопа. Следова-
тельно, в принципе одинако-
ва п чувствительность обоих
методов.
метод обработки спекл-ин-
терферометрпческой карти-
ны весьма слабого (14:,!)
объекта, осуществленный в ра-
боте Блази и др. [106]. Для слабого объекта (б 1) изо-
бражение будет состоять из немногих квантов, число ко-
торых меньше N — числа зерен. Автокорреляция такого
двоичного (т. е. имеющего всего два уровня интенсивно-
сти — нуль и единицу) изображения легко вычисляется.
Для этого достаточно построить всевозможные векторы,
соединяющие попарно места прихода квантов, и накапли-
вать их гистограмму в памяти ЭВМ [107]. Пусть наблю-
дается двойная звезда с равными по блеску компонентами.
Те векторы, которые не соответствуют по направлению и
длине компонентам двойной звезды, соединяют места при-
хода квантов, относящихся к разным зернам, и независи-
мы между собой. Но вектор, длина и направление которого
совпадают с расстоянием и позиционным углом пары
звезд, будет встречаться чаще других, так как помимо
случайных квантов он иногда соединяет кванты, принад-
лежащие соответственным зернам в изображениях компо-
254	’
пент — в результате таких событий будет больше. Конеч-
но, велико будет и число векторов, которые короче %/О
и соединяют кванты из одного зерна. В результате гисто-
грамма (автокорреляция) будет иметь вид с центральным
Рис. 96. Двумерная автокорреляционная функция большого числа
спекл-изображепий двойной звезды (имитация па ЭВМ). Видны,
максимум в центре (2) и два боковых максимума (2), говорящие
о двойственности звезды.
максимумом, двумя «пиками» и «подставкой» из случай-
ных совпадений (рис. 96). Разобьем ее на ячейки разме-
ром К/D. Среднее число квантов, попадающих в одну ячей-
ку изображения, равно б, число совпадений в двух произ-
вольных ячейках — б2, а число таких событий для всего
изображения, соответствующих данному вектору,— N82.
При накоплении К изображений данному вектору будет
соответствовать KN& событий; это и определит величину
фона случайных совпадений (для наблюдений в течение
Т = 10ft К « 1016; N « 103). Пусть для выявления «пиков»
среди пуассоновских флюктуаций «подставки» ну^аи^ЮО
событий (высота «пиков» порядка высоты «поставки»).
/	255
*
t
*
Тогда KN8 = 100, откуда 6 = 3-10~4, если 6 = 1 соответст-
вует звезде 15т, то мы «обнаружили» двойственность
звезды 24т. В реальных условиях эксперимента оценка
предела метода спекл-интерферометрии около 20т пред-
ставляется надежной [97], [1001, [107].
Уже сейчас спекл-интерферометрия зарекомендовала
себя не только в области исследования двойных звезд.
Вблизи некоторых звезд обнаружен светящийся газ [108],
зарегистрировано расширение оболочки, сброшенной Но-
вой Лебедя 1975 г., получена верхняя оценка оптических
размеров квазара [106]. Предложено использовать спекл-
интерферометрию на космическом телескопе для обнару-
жения планет вблизи звезд [109]: это должно позволить
зафиксировать излучение, которое в 109 раз слабее света
самой звезды.
Теперь проанализируем возможности интерферометра
интенсивностей. Этот метод был популярен в 50-х и 60-х
годах и, несомненно, увлечение им отрицательно сказалось
на развитии классических интерферометров.
Интерферометр интенсивностей основан на измерении
корреляции между флюктуациями света, принимаемого
двумя приемниками, разнесенными на расстояние D друг
от друга. Здесь речь идет о тех флюктуациях, которые
обусловлены случайными причинами. Их можно пред-
ставить себе как биение между различными частотами,
своего рода «мгновенную» интерференцию. Если наблюда-
ется оптическое излучение в полосе частот Av, то и харак-
терные частоты биений, естественно, будут порядка Av.
Когерентность света, падающего на два приемника, озна-
чает согласованность световых колебаний, следовательно,
будут совпадать и биения между ними, т. е. флюктуации
света коррелированы, если он когерентен. Частично коге-
рентный свет даст, соответственно, не полностью корре-
лированные флюктуации. Можно провести элементарное
рассмотрение случая, когда двойная звезда излучает всего
две частоты, v и v + Av, и обнаружить зависимость корре-
ляции сигналов от базы интерферометра D. Таким обра-
зом, принцип действия интерферометра интенсивностей,
вопреки господствующему мнению, весьма прост и может
быть объяснен в рамках классической электродинамики.
Хаотичность световых колебаний позволяет описывать
их гауссовым процессом, для которого флюктуации интен-
сивности <AZ2>=12. Для двух частично-когерентных све-
товых потоков Ii и h будем иметь <AZj, Al^-yl2, где
256
у — коэффициент когерентности, который подлежит изме-
рению (Z — средняя интенсивность света). Зная зависи-
мость у от базы D, можно, как в интерферометре Майкель-
сона, определить угловые размеры наблюдаемого объекта.
Если регистрируется М независимых колебаний (мод)
общей интенсивностью I, то флюктуации будут умень-
шены:
<A7b AZ2> =
Учтем теперь квантовую природу света (более строгую
теорию можно найти, например, в книге Я. Перины [110]).
Пусть щ и тг2 — количества квантов, зарегистрированных
двумя приемниками за характерный период флюктуаций,
<П1> = <пг> = п. Тогда
<Arex,Are2> =п +	= «(1 +
Здесь первый член описывает пуассоновские флюк-
туации, а второй полностью соответствует классическим
флюктуациям интенсивности. Величина 6 = называется
параметром вырождения: он равен числу квантов, при-
ходящихся на одну моду излучения. Как видим, 6 харак-
теризует величину классических флюктуаций по сравне-
нию с квантовыми. Чтобы понять смысл 6, попробуем не-
посредственно рассчитать эту величину для звезды. Пусть
Р (рад) — угловой диаметр ее на небе, АХ — спектральная
полоса. Тогда длина когерентности на поверхности Земли
^2
окажется равной Х/р, а время когерентности составит^-.
Если звезда излучает как черное тело, с температурой Т,
ее яркость
В площадь когерентности за время когерентности по-
падает энергия Е, которую мы поделим на энергию кван-
та hc/K, чтобы получить 6:
2_Х _ 2	1
he	?
UT .
е — 1
_ Е 2h<?	1	.. X (Х\
~ йсД ~ 15 he	СДХ \ В /
П. В. Щеглов
257
На самом деле множитель 2 исчезнет после учета по-
ляризации, и мы приходим к известной формуле распре-
деления Бозе — Эйнштейна. Для Т’ = 6-1О3К, Л =
= 5000 Л получим б = 2,6-10~2.
Таким образом, легче наблюдать горячие (голубые)
звезды. Реально б еще меньше, так как площадь зеркала
телескопа В2 меньше площади когерентности j , по-
этому
л 2	г\2л 2
6 = В2А% п = п = 3 • 10“6п
сДА, с
для D = 6 м и X = 5000 А, где п по-прежнему обозначает
плотность потока квантов от звезды. Итак, б крайне низ-
ко. Следовательно, классические флюктуации очень малы
по сравнению с квантовыми шумами, и интерферометру
интенсивностей доступны лишь яркие (и горячие!)
звезды.
В настоящее время в Наррабри (Австралия) работает
интерферометр с базой до 200 м и зеркалами по 6 м в
диаметре (их оптическое качество не имеет значения)
[111], которому доступны звезды не слабее 2™,5. Опуб-
ликованы измерения диаметров 32 звезд [112J, выпол-
ненные с помощью этого прибора.
Есть ли возможности повысить чувствительность это-
го метода? Можно увеличивать диаметр зеркал D (хотя
А,
он не может превышать длины когерентности так
что 3 должно быть мало), но здесь перспективы повыше-
ния эффективности невелики. Полоса частот Av задается
быстродействием электронных схем прибора и, очевидно,
должна быть максимальна. Конечно, свет принимается в
более широком, чем Av, участке спектра, но чувствитель-
ности это не увеличивает, и здесь дело обстоит точно так
же, как во всех мультиплексных приборах. Правда, мож-
но взять N независимых приемников, работающих парал-
лельно в разных участках спектра, выиграв в ]AV раз
(кстати, этот метод применим и в интерферометре Май-
кельсона).
Вообще, увеличение числа спектральных каналов
есть мощный резерв повышения чувствительности, ко-
торый, однако, нельзя сейчас реализовать в силу тех-
258
нических трудностей*). Других резервов у интерферо-
метра интенсивностей нет. Таким образом, можно по-
строить улучшенную версию интерферометра интенсив-
ностей, добившись предела 6т, но интерферометр Май-
кельсона оказывается значительно более конкурентно-
способным, обещая при меньших затратах дать большую
чувствительность. Интерферометр интенсивностей удобен
лишь своей нечувствительностью к атмосфере, что по-
зволяет неограниченно увеличивать базу. По достигнуто-
му разрешению этот метод остается пока вне конку-
ренции.
Итак, мы рассмотрели три интерферометрических ме-
тода, дающих высокое разрешение. С точки зрения ана-
лиза сигнала все они свелись к обнаружению флюктуа-
ций интенсивности на фоне квантовых шумов, и поэтому
удалось сравнить их чувствительность, введя параметр
б — число квантов, приходящих за характерное время
флюктуаций. Природа самих флюктуаций интенсивности
различна (в первых двух случаях они вызваны атмосфе-
рой, а в последнем — свойствами света). Параметр б для
интерферометра Майкельсона и спекл-интерферометра по-
лучился в принципе одинаковым. Его логично будет на-
звать атмосферным параметром вырождения. Можно’
ввести атмосферное б независимо от метода регистрации
света.
Действительно, если бы атмосферы не было, то плос-
кая волна, приходящая от звезды, имела бы одинаковую
амплитуду и фазу на входной апертуре и давала бы од-
но дифракционное изображение — иными словами, свето-
вое поле имело бы одну степень свободы. При наличии
атмосферных искажений, которые в каждый данный мо-
мент нам неизвестны (это существенно, ибо в противном
случае их можно было бы скомпенсировать), приходящий
на телескоп свет можно считать совокупностью несколь-
ких независимых друг от друга волн, или мод. Их число
и называется числом степеней свободы поля, оно равно
числу зон корреляции амплитуды света на зрачке
Ш/г0)2 или числу зерен в изображении. Принимаемый
световой поток распределяется между различными мода-
*) В полосе 5000 А — 5500 А помещается 2-Ю5 каналов ши-
риной по 200 МГц, совместное использование которых повысит
чувствительность в У2-105 раз, т. е. на 7”‘. Но потребуется 2• 105
приемников света ц корреляторов.	*
17*	-	259
ми, так что на одну из них приходится б квантов. Это и
есть атмосферный параметр вырождения. Существует и
более строгое рассмотрение этого вопроса, основанное на
анализе собственных функций и собственных значе-
ний [1131.
Интерферометрические методы позволяют достичь вы-
сокого разрешения при наблюдениях через атмосферу.
Существует точка зрения, что эти методы вообще устра-
няют все проблемы, связанные с астроклиматом. Как мы
видели, это не так. Атмосфера, не ухудшая разрешения,
в то же время решающим образом определяет чувстви-
тельность систем высокого разрешения: она пропорцио-
нальна а-2 для одноэлементного интерферометра и а~1
для многоэлементного. Другая особенность полученных
оценок чувствительности — их сильная зависимость от
длины волны света (как X4); интерферометрия значи-
тельно легче получается на более длинных волнах.
В радиодиапазоне чувствительность вообще перестает за-
висеть от атмосферы. Что касается гетеродинных интер-
ферометров, работающих в инфракрасном диапазоне, то
их чувствительность сильно ограничивается узостью
спектральной полосы этих устройств, осуществляемой ра-
диотехническими методами (в настоящее время Av/v ~
~ 10-3).
Возникает вопрос: если чувствительность задается ат-
мосферой, не лучше ли вынести аппаратуру в космос?
Зная предполагаемые параметры космического аппарата
(и прежде всего точность и стабильность наведения на
объект), можно, так же как и для атмосферы, найти б.
При всей сложности космического эксперимента он будет
иметь смысл лишь тогда, когда удается поднять б хотя
бы на один-два порядка по сравнению с наземными си-
стемами.
Итак, мы приходим к выводу, что прогресс в наблю-
дениях слабых объектов будет, скорее всего, связан с
развитием наземных классических интерферометров.
Спекл-интерферометрия ограничена, в смысле разреше-
ния, диаметром крупнейших оптических телескопов, а ее
чувствительность будет расти вместе с совершенствова-
нием. многоэлементных приемников света.
Конечно, если появится 25-метровый телескоп, о воз-
можности создания которого говорилось выше (см.
стр. 137), разрешение спекл-интерферометрии сильно вы-
растет. Чувствительность, однако, может при этом ока-
260
заться несколько ниже, вследствие несфазированности
отдельных блоков, из которых будет состоять гигантское
зеркало. На 25-метровой апертуре можно получить изоб-
Свет отзвезды
Автоматический
гид
Телевизионный
приемник изображения
Телескопдиамет-
ром 25 см
Рис. 97. Схема длинного интерферометра Майкельсона (по Лабей-
Ри). Два независимых телескопа посылают пучки света к общему
фокусу. Полосы обнаруживаются и измеряются телевизионным
приемником и ЭВМ.
Свет от
звезды
'Телескоп
диаметром 25 см
Контраст
полос
Рис. 98. Диаграмма «угловой размер — звездная величина», пока-
зывающая зависимость предельной звездной величины от углового
разрешения пеклассических методов улучшения разрешающей спо-
собности и перспективы их развития. Область между прямыми
2000° и 20 000° соответствует черным телам с различной темпера-
турой. Точки — достигнутые результаты; кружки — перспектива.
ражение диска Бетельгейзе с разрешением 20 X 20 эле-
ментов. Расширятся и возможности наблюдения лунных
покрытий (возможен предел 12т,5 при разрешении
261
О",005). Дальнейший рост разрешения потребует созда-
ния интерферометров Майкельсона с большими базами
(рис. 97).
На рис. 98 схематически отражены угловое разреше-
ние и чувствительность различных методов наблюдений,
используемых в астрономии. Как это ни удивительно, все
наиболее «передовые» методы оказались лежащими вбли-
зи одной прямой, которая, таким образом, отражает до-
стигнутый к настоящему времени уровень чувствитель-
ности в зависимости от разрешения. Пунктиром указан
прогресс, которого можно ожидать в недалеком будущем.
Для спекл-интерферометрии он связан с улучшением
приемников изображений, для лунных покрытий — с соз-
данием 25-метрового телескопа. Указаны также парамет-
ры улучшенного варианта интерферометра интенсивно-
стей и «длинного» интерферометра Майкельсона (см.
рис. 97). Наклонные прямые показывают звездную вели-
чину и угловой диаметр звезд с эффективными темпера-
турами 2000 п 20 000 К, находящихся на различных рас-
стояниях от нас. Как видно из рисунка, чувствитель-
ность интерферометра Майкельсона позволяет наблюдать
объекты малой поверхностной яркости. В то же время
очень яркие и компактные объекты недоступны пока для
интерферометрии, и основной .ее программой станут, ви-
димо, наблюдения двойных звезд.
Существует проект «длинного интерферометра» Мил-
лера [114], [115], несколько уже устаревший, хотя его
идеи относительно обнаружения интерференционных по-
лос и получили дальнейшее развитие. Для уменьшения
оптических искажений при горизонтальном распростра-
нении луча вдоль базы интерферометра предлагается соз-
дать вакуумный тоннель, но это вряд ли целесообразно.
Проще просто уменьшить сечение пучка, как это сделал
Лабейри [80], или приподнять трассу над земной поверх-
ностью. Измерения флюктуаций температуры в призем-
ных слоях показывают, что трасса длиной 50 м, проходя-
щая на высоте 10 м над почвой, даст такие же возму-
щения, как и вся остальная атмосфера, а уменьшение
сечения пучка сделает ее вклад пренебрежимо малым.
Для создания большого интерферометра, однако, необхо-
димо располагать следующими устройствами, реализован-
ными с хорошей эффективностью:
1.	Высокоточной оптической и, особенно, механиче-
ской системой. Самые серьезные трудности вызовет, ви-
262
димо, уравнивание плеч интерферометра. Механическая
система должна быть под контролем ЭВМ, которая будет
получать информацию от лазерных измерителей длины.
2.	Многоэлементным приемником света, регистриру-
ющим отдельные фотоэлектроны. Такие приемники су-
ществуют, но еще пе достигли совершенства.
3.	Подходящей системой обработки информации в ви-
де специализированной [106] или соответствующим об-
разом приспособленной ЭВМ. Интересно, что чем слабее
наблюдаемый объект, тем меньше объем требуемых вы-
числений. Методы обработки сигнала и аппаратура мо-
гут быть заимствованы из спекл-интерферометрии [86],
[87J.
Современная техника, безусловно, может удовлетво-
рить этим требованиям. Таким образом, уже сейчас име-
ются возможности для серьезного увеличения чувстви-
тельности и разрешения при наблюдениях слабых объек-
тов. Кроме ответа на уже поставленные вопросы такие
наблюдения, несомненно, принесут много неожиданного.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы познакомились в этой книге с некоторыми осуще-
ствленными или осуществляемыми в настоящее время
идеями повышения эффективности ночных наземных оп-
тических телескопов. Можно попытаться представить се-
бе их роль в дальнейшем развитии астрономии. В частно-
сти, представляет интерес взаимодействие наземной опти-
ческой астрономии с наблюдениями в других диапазонах,
с теорией и внеатмосферными наблюдениями. Стоит по-
думать, какими путями пойдет наземная оптическая аст-
рономия дальше, какие инструменты станут инструмен-
тами ее следующего поколения.
Столбовой дорогой астрономии, которой она следует с
древнейших времен, является просмотр большого коли-
чества объектов и выбор некоторых из них для деталь-
ного исследования.
Требования практики заставили еще в древности хо-
рошо изучить движение Солнца по небосводу. Планеты
своим перемещением среди звезд всегда привлекали вни-
мание астрономов к их исследованию, пока Коперник,
Тихо, Кеплер, Ньютон и Лаплас не внесли в вопрос о
строении Солнечной системы полную ясность. Адамс и
Леверье исследовали движение Урана, хуже всего согла-
совывавшееся с теорией, и обнаружили Нептун. Непра-
вильности в движении Луны бросали вызов небесной ме-
ханике XX века, пока не было введено эфемеридное вре-
мя. Струве и Бессель искали параллаксы у самых ярких
или быстро движущихся звезд. Для спектроскописта ква-
зар — это слабая звездочка, обладающая, в отличие от
своих соседок, радиоизлучением.
Тщательный просмотр Паломарского атласа позволил
Б. А. Воронцову-Вельяминову найти множество взаимо-
действующих галактик, а систематический обзор неба с
объективной призмой принес астрономии несколько со-
тен галактик Б. Е. Маркаряна,
264
В последние два десятилетия связь оптической астро-
номии с астрономией других диапазонов была очень тес-
на, и друг без друга они вряд ли могли бы эффективно
развиваться. В области неба, охваченной Паломарским
обзором, количество отождествленных радиоисточников
было в 1972 г. в шесть раз больше, чем вне нее. Причи-
ной этого было отсутствие хорошего оптического обзора
при достаточном количестве радионаблюдений южного
неба (в настоящее время две метровые камеры Шмидта
интенсивно его картографируют). Прогресс радиоастро-
номических устройств позволяет в известной степени об-
ратить этот процесс — все чаще обнаруживают радиоиз-
лучение того или иного интересного оптического объекта.
Таким образом, астрономы, работающие в оптическом
диапазоне, должны делать обзоры неба до возможно бо-
лее слабых звезд и в разных лучах. Непревзойденным ин-
струментом для этого является камера Шмидта, позволя-
ющая сделать полный обзор неба за несколько лет.
Усовершенствования фотографического процесса и уста-
новка камер Шмидта в хороших астроклиматических
условиях (а современная камера Шмидта так же чувстви-
тельна к изображениям, как крупный рефлектор), безус-
ловно, принесут наземной астрономии много нового.
Широкоугольные R — С-рефлекторы в самых лучших
вариантах имеют поле зрения по площади на порядок
меньше, чем у камеры Шмидта, и будут применяться как
для обзоров наиболее интересных участков неба, так и
для детального исследования отдельных объектов. Реф-
лекторы второго поколения для обзоров сколько-нибудь
значительных участков неба совершенно непригодны;
это же можно сказать о рефлекторах четвертого поколе-
ния. Некоторые данные современных телескопов, поясня-
ющие сказанное выше, приведены в таблице 10.
Таким образом, не вызывает сомнения, что наземная
оптическая астрономия должна иметь разные инструмен-
ты для разных целей, так как нельзя рассчитывать на
успех, имея, скажем, только камеры Шмидта или лишь
один гигантский телескоп. Не исключено, что в будущем
наземной оптической астрономии придется больше рас-
считывать на собственные силы, так как поток данных
о новых объектах, обнаруженных в других диапазонах,
может ослабеть. Взаимодействие с теорией в настоящее
время у наземной оптической астрономии считается сла-
бым [1201.
265
Что же касается идеи о вытеснении наземных наблю-
дений внеатмосферными, то пока мы наблюдаем нечто
обратное, а именно — рост числа наземных телескопов,
Таблица 10
Tr.h СНиП	| Предельная зесзд- 1 нал величина	I Поле зрения	Время, пег бходи-	мое дли « изора части Н' ба. види- мой с обсерватории (в годах)	Расстояние, на ко- тором тки скоп мо- жет обнаружить звезду, подобную Солнцу и<пг)	Объем пространст- ва, в котором те- лескоп мож( т об- наружить объект (отн. ед.)
Камера Шмидта диа- метром	и	21™	0X6°		7	15	1
5-метровыи рефлек- тор	24т	~20'		J • 103	00	65
2,5-мстрог.ыi t i ieu>лек- тор спеземы Г,—С	24 т	2 '< 2/		СО	60	65
Рефлектор IV ноко- леппя	21т	г		106	200	2,4-1О3
по-видимому, вызванный в какой-то степени успехами в
исследовании космоса. Предполагается, что появление
2-метрового оптического орбитального телескопа увели-
чит потребность в эффективных наземных инструментах.
Создание нового телескопа, по-видимому, должно на-
чинаться не столько с фиксации его диаметра, сколько с
создания коллектива, который его должен построить. По-
купка готового инструмента, равно как и вообще покуп-
ка готовой технологии, не способствует появлению актив-
ных исследователей, могущих творчески развивать эту
труднейшую область практической астрофизики. Немало-
важную роль играет подбор руководителей проекта: на
недавно состоявшемся симпозиуме, посвященном будуще-
му крупных телескопов, высказывалось пожелание, что-
бы эти люди имели личный опыт отладки, скажем, опти-
ческой системы крупного рефлектора.
Атмосферный аспект практической астрофизики не
перестает вызывать нарекания. Астроклиматисты долж-
ны дать достоверный прогноз качества изображений, ко-
торые будут наблюдаться в исследуемых ими пунктах.
Для этого понадобятся устройства, по крайней мере адек-
266
ватные лучшим из современных приборов, и длительные
с ними наблюдения. К сожалению, даже сейчас приехав-
шие в полюбившийся им район научные администраторы
после беглого взгляда на двойные звезды в телескоп с
оптикой неизвестного качества, начинают, подобно Вей-
ротеру при Аустерлице, размечать на местности располо-
жение инструментов, лабораторий и т. п. Результаты
такой деятельности часто оказываются самыми плачев-
ными. В исследовании астроклимата в настоящее время
возможен тройной, если не четырехкратный контроль
результатов: по оптике — фотоэлектрические приборы,
интерферометры когерентности и высококачественные те-
лескопы диаметром 50—100 см; по температуре — зон-
дирование всей атмосферы с измерением Ст- Астрокли-
матические исследования нужно перевести в ранг чисто
научной проблемы. Современная астрономия, безусловно,
может себе позволить, чтобы каждый сотый астроном
непрерывно работал па будущее — людские и матери-
альные затраты на хорошую атмосферную программу
очень невелики по сравнению со стоимостью даже одного
крупного инструмента.
Необходимо избавить атмосферные исследования от
давления администрации, обычно желающей получить
данные очень быстро. Разумно вести детальные исследо-
вания атмосферных условий перспективных районов и
публиковать их результаты, чтобы руководители проек-
тов могли затем спокойно (и ответственно) выбрать оп-
тимальный вариант установки нового телескопа.
Чрезвычайно важна подготовка специалистов в облас-
ти практической астрофизики. Астрономы проводят для
себя сами не только атмосферные исследования: даже в
разработке приемников излучения и изображения, где
промышленность предлагает множество различных гото-
вых устройств, вклад астрономических лабораторий в
развитие проблемы очень значителен. Те обсерватории,
где исследования по практической астрофизике не счита-
ются работами второго (а то и третьего) сорта, обычно
создают у себя коллектив астрономов, активно работа-
ющих в области создания новых астрономических уст-
ройств и применяющих эти приборы в своей работе.
И, как правило, лишь на этих приборах делаются перво-
классные йаблюдательные работы, определяющие про-
гресс астрономии.
ЛИТЕРАТУРА
В списке литературы приняты следующие сокращения назва-
ний периодических изданий:
А. Ар.— Astronomy and Astrophysics, The European Journal,
A. J.— Astronomical Journal,
Ap. J.— Astrophysical Journal,
I. A. U. Symp.— Symposium of the International Astronomical
Union,
M. N.— Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,
PASP — Publication of the Astronomical Society of the Pacific,
Zs. f. Ap.— Zeitschrift fur Astrophysik,
АЖ — Астрономический журнал,
АЦ — Астрономический циркуляр, издаваемый Бюро астроно-
мических сообщений АН СССР,
ОМП — Оптико-механическая промышленность
1.	Bowen I. S.— A. J., 1964, V. 69, No. 10, р, 816—825.
2.	Баум В. А.— В кн.: Методы астрономии.— М.: Мир, 1967, с. 16.
3.	Роуз А. Зрение человека и электронное зрение,— М.: Мир,
1977 с. 8____23.
4.	Bowen I. S.~ Ар. J., 1952, v. 116, No. 1, р. 1—7.
5.	Dunham T/г.—Vistas in Astronomy/Ed. A. Behr.—N. Y.—Lon-
don: Pergamon Press, 1956, v. 2, p. 1251—1253.
6.	Baum W. 4.— Sky and Telescope, 1955, v. 14, No. 7, p. 264—267.
7.	Гершберг P. E., Проник В. И Дибай Э. А.— АЦ 1972, № 729,
с. 1-5.
8.	Воронков К. 4., Дибай Э. А.— АЦ, 1969, № 506. с. 5—6.
9.	.Гурьянов А. 3.—АЖ, 1976, т. 53, вып. 5, с. 1126—1131.
10.	Young Р. J., Westphal J. A., Kristian J., Wilson С. Р., Landau-
er F. Р.- Ар. J., 1978, v. 221, No. 3, 1, р. 721—731.
11.	Халиуллина А. И., Халиуллин X. Ф., Черепащук А. М.— АЖ,
1979, т. 56, вып. 4, с. 832—851.
12.	King I — PASP, 1971, v. 83, р. 199—201.
13.	Scheffler Н.~ Zs. f. Ар., 1962, Bd. 55, Hf. 1, S. 1-20.
14.	Bayle A.— In: Large telescope design, ESO/CERN Conference/Ed.
R. M- West.— Geneva, 1971, p. 229—250.
15.	Тертицкий M. И.— АЖ, 1978, t. 55, вып. 1, c. 168—179.
16.	Пуряев Д. T. Методы контроля оптических асферических по-
верхностей.— М.: Машиностроение, 1976.
17.	Franza F., Le buyer Wilson R. N. 3.6 m telescope. The adjust-
ment and test on the sky of the prime focus optics with the Gas-
coigne corrector.— Geneva: ESO, 1974.
18.	Щеглов П. В. — АЦ, 1977, № 954, с. 2—5.
268
19.	Bule В. N.— In: The construction of large telescopes: IAU Symp.
No. 27/Ed. D. L. Crawford.—N. Y.; London: Acad. Press, 1966.
p. 213—217.
20.	Couder A.—Bulletin Astronomique, 1931, v. 7, p. 201—353.
21.	Woodbury D. O. The glass giant of Palomar.—New York: Dodd
Mead & C°, 1948.
22.	Bowen I. S.— PASP, 1950, v. 62, No. 366, p. 91—97.
23.	Tamman G. 4., Sandage A.— Ap. J., 1968, v. 151, No. 3, p. 825—
860.
24.	Transactions of the International Astronomical Union I960:
v. X— Cambridge University Press, p. 7.
25.	Kopylov I. M.—In: Large telescope design, ESO/CERN Confe-
rence/Ed. R. M. West.—Geneva, 1971, p. 85—98.
26.	Михельсон H. H.— В кн.: Проблемы наблюдательной и теоре-
тической астрономии.— М.; Л.: Изд. АН СССР, ВАГО, ГАО,
ИТА, 1977, с. 127—135.
27.	Pope J. D.— In: Optical telescopes of the future: ESO Conferen-
ce/Ed. F. Pacini, W. Richter and R. West.—Geneva, 1978,
p. 67—79.
28.	Шестаков В. А., Степанов С. E., Бужинский И. М., Синя-
ков В. Ф,— ОМП, 1977, № 3, с. 3—5.
29.	Зверев В. А., Родионов С. А., Сокольский М. Н., Усоскин В. В.—
ОМП, 1977, № 3, с. 3-5.
30.	Коровяковский Ю. П., Шабанов М. Ф.— ОМП, 1977, № 12,
с. 3—5.
31.	Иоаннисиани Б. К.— Земля и Вселенная, 1977, № 6, с. 53.
32.	Shabanov М. F., Korovjakovsky Yu. Р.— In: Modern techniques
in astronomical photography: ESO conference/Ed. R. West,
J. Heudier.— Geneva, 1978, p. 255—262.
33.	Квартальные отчеты Национальной Обсерватории Китт Пик,
1969—1974.
34.	Fehrenbach Ch.— In: Large telescope design: ESO/CERN Confe-
rence/Ed. R. M. West.— Geneva, 1971, p. 99—118.
35.	Wilson R. N.~ ESO Messenger, 1976, No. 6, p. 5—8.
36.	Wilson R. N.— ESO Messenger, 1977, No. 10, p. 3—4.
37.	Smith A. G.— Sky and Telescope, 1977, v. 53, No. 1, p. 24—28.
38.	Sky and Telescope, 1977, v. 53, No. 1, p. 21.
39.	Arp. H., Lorre 7.—Ap. J., 1976, v. 210, No. 1, p. 1, p. 58-65.
40.	Boksenberg 4.—In: Proceeding ESO/CERN Conference on
auxiliary instruments for large telescopes.— Geneva, 1972,
p. 295-315.
41.	The NGT Report by Kitt Peak National Observatory No. 1,
Feb. 1977.
42.	Fried D. L.— Journal of the Optical Society of America, 1966,
v. 56, p. 1372.
43.	Kormendy J.— K. J., 1973, v. 78, p. 255.
44.	Barletti R.. Ceppatelli G., Paterno L., Righint A., Speroni N.—
A. Ap., 1977, v. 54, p. 649—659.
45.	Barletti R., Ceppatelli G., Paterno L., Righini A., Speroni N.—
Journal of the Optical Society of America, 1977, v. 97, p. 1024.
46.	Новикова Г. В.— АЦ, 1968, № 482, с. 9—11.
47.	Новикова Г. В,—В кн.: Атмосферная оптика.—М.: Наука, 1970,
с. 10—16.
48.	Кусаев Е. 4.—В кн.: Молодые звездные комплексы: Астро-
климат.— Ташкент: ФАН, 1972, с. 164—175.
269
49.	Walker M. F.— PASP, 1977, v. 89, No. 529, p. 405-409.
50.	Хецелиус В. Г. — Влияние астроклиматических условий па эф-
фективность современного телескопа (кандидатская диссер-
тация).— 1975, Ташкент, карта № 6.
51.	Morrison. D., Murphy R. Е., Cruickshank D. P., Sinton W. M.,
Martin T. Z.— PASP, 1973, v. 85, No. 505. p. 255—267.
52.	Walker M. F.— PASP, 1970, v. 82, No. 487, p. 672—698.
53.	Birkle K. Elsasser H., Neckel Th., Schnur G.— A. Ap., 1976,
v. 46, p. 397—406.
54.	Stock /.— Science, 1965. v. 148, No. 3647, p. 1054—1059.
55.	Hoag A. A., Cook K.— PASP, 1967, v. 79, No. 470, p. 490-492.
56.	Готовые отчеты обсерватории Хэла, 1962—1970 гг.
57.	Babcock В. W.— Sky and Telescope, 1977, v. 54, No. 2, p. 90—94.
58.	Васильев О. Б., Нелюбин Н. Ф — Сообщения САО, 1968, № 1,
с. 3—19.
59.	Леушин В. В., Нелюбин Н. Ф.. Небелицкий В. Б., Нови-
ков С. Б,— АЦ, 1975, № 866, с. 6—8.
60.	Годовые отчеты Объединенной Европейской солнечной обсер-
ватории (JOSO). 1971—1975 гг.
61.	Щеглов П. В.— АЦ, 1968, № 482, с. 1—3.
62.	Родионов В. В., Яценко С. II.— АЦ, 1968, № 482, с. 5—6. '
63.	Новикова Г. В.— Ы\, 1963, № 491, с. 5—6.
64,	Новикова Г. В.— АЦ, 1972, № 672, с. 5—7.
65.	Слуцкий В. Е.— В кп.: Молодые звездные комплексы: Астро-
климат.— Ташкент: ФАН, 1972, с. 144—163.
66.	Яценко С. П.— АЦ, 1971, № 643, с. 4-6.
67.	Шевченко В. С,— АЖ, 1973. т. 50, вып. 3, с. 632—644.
68.	Новиков С. Б.— АЦ, 1972, № 672, с. 1—4.
69.	Умаров В. Ф.— АЦ, 1976, № 926. с. 1—3.
70.	Беслик А. И., Горанский В. П., Токовнин А. А., Щеглов П. В,—
АЦ, 1977, № 955, с. 3—6.
71.	Щеглов П. В.—АЦ, 1977, № 976, с. 4—6.
72.	Ефремов Ю. Н., Новиков С. Б., Щеглов П. В.— Успехи физиче-
ских паук, 1975, т. 115, вып. 2, с. 301—319.
73.	Овчинников А. А.— В кн.: Атмосферная оптика.— М.: Наука,
1974, с. 67—72.
74.	Бурьянов А. Э,— АЦ, 1977, № 975, с. 3—4.
75.	Гурьянов А. Э., Щеглов П. В.— АЦ, 1978, № 1001, с. 3—5.
76.	Michelson А. — Light waves and their uses.— Chicago, 1903,
p. 143.
77.	Michelson A., Pease F. G.— Ap. J., .1921, v. 53, p. 249—259.
78.	Pease F. G.— Ergebn. Exacten Naturwiss., 1931, v. 10, p. 84.
79.	Finsen IF. S.— Astrophysics and Space Science, 1971, v. 11,
p. 13—19.
80.	Blazit et al —Ap. /., 1977, v. 217. No. 1, p. 155-158.
81.	Finsen W. S.— A. J., 1964, v. 69, No. 5, p. 319—324.
82.	Кулагин E. С,— Оптика и спектроскопия, 1967, т. 23, вып. 5,
с. 839—841.
83.	Pokrowsky S.— Ар. J., 1915, v. 41. р. 147—153.
84.	Elliott J. L., Glass I. S.— Astron. J., 1970, v. 75, No. 10, p. 1123—
85.	Wickes W. I., Dicke R. Я.— Astron. J., 1974, v. 79, No. 12,
p. 1433—1444.
86.	Currie D. G. et al.- Ap. J.. 1974, v. 187, No. 1, p. 131—134.
87.	Roddier C., Roddier F.— IOSN, 1976, v. 66, No. 6, p. 580-584.
2.70
88.	Annual report of the Director, Halo Observatories, 1974—75,
p. 352.	
89.	Breckenridge J. B.— JOSA, 1976, v. 66, No. 1, p. 143—145.
90.	Labeyrie A.— Ap. J., 1975, v. 196, No. 2, p. 171—175.
91.	Babcock H. W.— PASP, 1953, v. 65, No. 386, p. 299-236.
92.	Dyson F. J.— JOSA, 1975, v. 65, No. 5, p. 551—558.
93.	Dicke R. IL— Ap. J., 1975, v. 198, No. 3, p. 605-615.
94.	McCall S. L. et al.-Ap. J., 1977, v. 211, No. 2, p. 463-468.
95.	Hardy J. W.— Proceedings of the IEEE, 1978, v. 66, p. 651—697.
96.	Labeyrie A.—A. Ap., 1970, v. 6, No. 1, p. 85—87.
97.	Labeyrie A.— Nouvelle Revue d'Optique, 1974, v. 5, p. 141—145.
98.	McAlister IL A.— Sky and Telescope, 1977, v. 53, No. 5, p. 346—
350.
99.	Korff D.— JOSA, 1973, v. 63, No. 8, p. 971-980.
100.	Dainty I. С,— M. N., 1974, v. 169, No. 3, p. 631—641.
101.	Бейтс P. X. T. и др,—ТИИЭР, 1977 т. 65, № 1, с. 168-174.
102.	Lynds С. В. et al.— Ар. J., 1976, v. 207, No. 1, p. 174—180.
103.	Содин Л. Г.— Письма в АЖ, 1976, т. 2, № И, с. 554—558.
104.	Кпох К. Т., Thompson В. I.— Ар. J., 1974, v. 193, No. 1, р. 145—
148.
105.	Stachnik R. V. et al.— Nature, 1977, v. 266, No. 5598, p. 149—
151.
106.	Blazit et al.— Ap. J., 1977, v. 214, p. 179—184.
107.	Dainty L С.- M. N„ 1978, v. 183, No. 1, p. 223-236.
108.	Labeyrie A. et al.— Ap. J., 1974, v. 194, No. 3, p. 1147—1151.
109.	Bonneau D. et al.— In: Image processing techniques in astrono-
my/Ed. C. de Jager and H. Niewenhuijzen.— Astrophysics and
Space Science Library, 1976, v. 54, p. 403.
110.	Перина Я. Когерентность света.— М.: Мир, 1974.
111.	Handbury Brown R. et al.— M. N., 1967, v. 137, No. 4, p. 375—
392.
112.	Hanbury Brown R. et al.— M. N„ 1974, v. 167, No. 1, p. 121—136.
113.	Shapiro I. II.— Applied Optics, 1974, v. 13, No. 11, p. 2614—2619.
114.	Miller R. H — Science, 1966, v. 153, No. 3736, p. 581—587.
115.	Miller R. H.— Kitt Peak National Observatory, AURA Eng. Tech.
Rep. No. 29, 1970.
116.	Miller R. H.— Ibid., No. 40, 1971.
117.	Young A. Т,— Applied Optics, 1970, v. 9, No. 8, p. 1874—1878.
118.	Зданавичюс К., Суджюс II.— АЦ, 1978, с. 6—7.
119.	Кардополов В. И.— Письма в АЖ, 1979, № 4, с. 83—87.
120.	Cuffey.— A. J., 1965, v. 7, р. 732.
Петр Владимирович Щеглов
ПРОБЛЕМЫ ОПТИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ
М„ 1980 г., 272 стр. с илл.
Редактор М. М. Дагаев
Техн, редактор С. Я. Шплпр
Корректор А. Л. Ипатова
ИБ № 11333
Сдано в набор 14.08.79. Подписано к печати
29.01.80. Т-01128. Бумага 84х108'/32, тип. М 1.
Обыкновенная гарнитура. Высокая печать. Ус-
ловн. печ. л. 14,28. Уч.-изд. л. 15,1. Тираж
1750 экз. Заказ 645. Цена книги 2 р. 50 к.
Издательство «Наука»
Главная редакция физико-математической
литературы
117071, Москва, В-71, Ленинский проспект, 15
4-я типография издательства «Наука»
630077, Новосибирск, 77, Станиславского, 25