Человек с телескопом

Обращение к читателю

Автор признателен любителям астрономии Д.В. Маколкину, С.П. Петеру, А.Б. Смирнову, Т.А. Гурову и А.В Шувалову за помощь в подборе иллюстраций к книге. А также – и особенно – Ф.В. Горбунову, взявшему на себя труд прочитать рукопись и сделать ряд ценных замечаний.

Эта книга не для опытных астрономов-любителей. И уж конечно, она не для тех, кто никогда прежде не интересовался звездным небом, не интересуется им в данный момент и не намерен интересоваться впредь. Если совсем кратко, то я писал эту книгу для людей с задатками чудиков, имея целью помочь чудикам, так сказать, латентным превратиться в чудиков действующих. Не пугайтесь, сейчас я поясню.

Когда – сколько же лет прошло с тех пор! – я учился в пятом классе и, читая книжку Б.А. Воронцова-Вельяминова «Очерки о Вселенной», уже поглядывал на «Вселенную. Жизнь. Разум» И.С. Шкловского, отец спросил меня, какой подарок я хочу получить на день рождения: часы или подзорную трубу? Я удивился столь нелепому, по моему мнению, вопросу: ну конечно же, подзорную трубу! Из этого следует, что я, по-видимому, от рождения принадлежал к категории чудиков, поскольку уже тогда считал, что увидеть на небе что-то интересное гораздо важнее, чем пофорсить перед одноклассниками (в ту пору часы у 12-летних шкетов были редкостью). Отец хмыкнул, как мне показалось, не без тайного удовольствия, и вскоре я стал обладателем подзорной трубы «Турист-2» с 50-миллиметровым объективом и 20-кратным увеличением. В трубе мне сразу понравилось все, включая цвет и запах, и первым делом я навел ее на Юпитер. Навел – и обомлел! Мало того, что яркая точка планеты обернулась слегка сплюснутым диском, так еще и все четыре галилеевых спутника выстроились справа от планеты в идеально ровную линию, причем практически на равном расстоянии друг от друга! Потрясающее зрелище! Конечно, мне просто повезло, потому что такое взаиморасположение галилеевых спутников случается не так уж часто.

Когда же много лет спустя я решил, что жизнь без телескопа вообще не жизнь, и впервые навел на небо мой первый самодельный телескоп, пришла пора вновь ронять челюсть. Я-то намеревался просто-напросто оценить по звездам качество инструмента, а начал с того, что случайно угодил прямо в астеризм «Вешалка», известный мне лишь по журнальным фотоснимкам. Десять звезд, образующих «плечики с крючком», идеально легли в поле зрения телескопа без малейшей попытки с моей стороны навести инструмент на какой-нибудь мало-мальски интересный объект.

Будь я хоть сколько-нибудь суеверным, наверняка подумал бы: «Это знак!» Но так как, по моему убеждению, быть суеверным для верующего грешно, а для атеиста – смешно, пришлось признать, что имела место редкая случайность. Опять. Теория вероятностей учит нас, что если могут произойти два независимых события, вероятность каждого из которых мала, то вероятность наступления обоих событий и вовсе ничтожна – однако все-таки не равна нулю.

Итак, мне дважды повезло, но даже если бы этого не случилось, я все равно стал бы любителем астрономии. Не профессионалом – тут у меня, как говорится, нос не дорос, – а просто человеком, время от времени наблюдающим небо в телескоп и всегда получающим от этого большое удовольствие. А уж если повезет, то просто огромное.

Теоретически это удовольствие доступно всем, если не считать некоторых категорий инвалидов. Целый ряд крупных и мелких фирм, отечественных и зарубежных (последние, увы, резко преобладают), предлагает любителям массу разнообразных моделей телескопов. Количество «фирменных» любительских телескопов в мире исчисляется миллионами; количество самодельных телескопов – многими сотнями тысяч. Любительский телескоп в наши дни отнюдь не редкость, их можно видеть и приобрести не только в специализированных магазинах, но и в торговых центрах, универмагах, на фестивалях и «барахолках» любителей астрономии и т. д. Любительский телескоп иной раз можно встретить в кабинете директора какой-нибудь фирмы, порой с него (телескопа, а не директора) даже смахивают пыль, а назначение инструмента – показать, что владелец сего кабинета не какой-нибудь одноклеточный нувориш. Один телескоп моего изготовления лет десять назад отправился в бар, где, говорят, и посейчас стоит, тоскуя по небу. А уж сколько телескопов лежит мертвым грузом в шкафах, на антресолях и дачных чердаках – и подумать страшно!

Тем не менее интернет-форумы любителей астрономии пестрят вопросами новичков: «Какой инструмент выбрать для первого знакомства с небом?», «Какой телескоп подойдет для подарка любознательному школьнику?», «Хочу наблюдать планеты и галактики, бюджет такой-то, помогите с выбором инструмента», «Могу наблюдать небо только с балкона в Москве, что увижу?» – и несть числа подобным вопросам в широчайшем диапазоне от толковых до идиотских.

Ответы на них есть – их можно получить и без воззваний о помощи, просто изучив имеющиеся в Интернете материалы по нужной теме. Долго, канительно, но выполнимо. Правда, от излишков теории оптических систем у неподготовленного человека может распухнуть голова, а рекомендации по выбору инструмента и практике наблюдений порой бывают противоречивы (особенно на интернет-форумах), но каков путь, таковы и издержки. В этой книге я попытался собрать воедино если не всю эту разрозненную информацию, то по меньшей мере значительную и наиболее полезную для начинающего ее часть, добавив к ней и собственные мысли. Эта книга написана с целью побудить тех, кому небезразлично звездное небо, перейти от теории к практике. Надеюсь помочь и тем, кто купил или получил в подарок телескоп и не знает, что с ним делать. Наконец, если книга вызовет интерес к практической астрономии у тех, кто до сих пор не интересовался ею, то я сочту свою задачу выполненной.

В этой книге я всеми силами старался избегать математики, по возможности объясняя сложные вещи «на пальцах» и оставляя формулы там, где, по моему мнению, обойтись без них уж совсем невозможно. Потерпите, это окупится. В разделе, посвященному любительскому телескопостроению, я и мысли не имел конкурировать с замечательными книгами Д.Д. Максутова, Д.А. Наумова, М.С. Навашина и Л.Л. Сикорука, во-первых, потому что это потребовало бы громадного объема текста, а во-вторых и в-главных, эти книги уже написаны и выложены в Интернет, где ознакомиться с ними может любой желающий. Когда-то я и сам изготовил главное зеркало своего первого телескопа-рефлектора «по Навашину», с тех пор построил несколько телескопов и «натер» еще больше зеркал для себя и друзей и понял: кое-что могу добавить к трудам классиков, а кое-что – о ужас! – и поправить в них. Что, впрочем, и неудивительно: дополнять и поправлять всегда легче, чем создавать основы. Конечно, в сегодняшней России существуют телескопостроители (да и наблюдатели) куда более искушенные, чем я, но с ними одна проблема: они не пишут книг.

ЧАСТЬ ПЕРВАЯ. ВЫ И ГОТОВЫЙ ТЕЛЕСКОП. Глава1. На что он годен

Предположим, в вашем распоряжении оказался телескоп. Пока неважно, откуда он взялся: был куплен, подарен, отдан вам в пользование, недостающее вписать. Неважно пока и то, телескоп какой оптической схемы вам достался, какая у него монтировка и для чего он предназначен. Вы смотрите на инструмент с уважением и некоторой опаской. Вы знаете, что не нужно ронять его и трогать руками оптические поверхности, вы прочли инструкцию и узнали, что не нужно прикасаться к юстировочным винтам (обоснованность этого требования мы обсудим позже), но в целом вы настроены оптимистически и желаете как можно скорее навести телескоп на небо. Нет, я не скажу «подождите немного». Наоборот, наводите и смотрите – разумеется, если небо позволяет вести наблюдения и если вы уже поняли, что обращение с телескопом требует аккуратности и уважения к инструменту.

Лучше всего начните с Луны. Даже если ваш инструмент слаб и плох, вы все равно получите удовольствие от созерцания лунных кратеров, гор и разломов. Луна – самый простой объект, ее удовлетворительно покажет даже плохой инструмент. И если вы до сих пор не рассматривали поверхность нашего естественного спутника в телескоп, то вам гарантированна гамма чувств в диапазоне от удовольствия до восторга.

Затем вы, вдохновленный и окрыленный, наводите инструмент, допустим, на Марс... и что? Вот эта оранжевая горошина – Марс? А где же его знаменитые каналы? (Предположим, вы еще не знаете о том, что пресловутые марсианские каналы не более чем оптическая иллюзия.) Где горы, равнины и знаменитый 20-километровый вулкан Олимп? Н-да... Их нет. Если на первый случай вам удастся хотя бы заметить белую полярную шапку планеты, – считайте, повезло. Далее вы раскрываете звездный атлас или разворачиваете звездную карту и пробуете найти какую-нибудь галактику. Вы ее не находите. Затем – и это еще в лучшем случае – вы замечаете в поле зрения телескопа некое невзрачное туманное пятнышко и отказываетесь признать в нем ту самую галактику, которую вы ищете. Позвольте, но как же так!.. Фотоснимки этой галактики вы видели на картинках в книгах и Интернете – вон она какая красавица! И вместо этой красоты – какое-то неубедительное пятнышко, вдобавок черно-белое?! Нет, мне явно подсунули бракованный телескоп...

Успокойтесь. Телескоп, может быть, и хороший, просто вы еще не поняли, чего от него можно ждать, а на что лучше не рассчитывать. Для начала придется осознать: у вас любительский инструмент, а не профессиональный монстр, подобный «Субару», VLT или «Хабблу». Вдобавок вы используете не ПЗС-матрицу с громадным временем накопления светового сигнала, а свой собственный глаз. Как ни печально, это не самый лучший прибор для астрономических наблюдений. Я не хочу сказать ничего плохого об эволюции приматов, снабдившей нас именно такими глазами, – напротив, я признаю, что обезьяне куда важнее вовремя заметить спелый плод или голодного леопарда, нежели различать без помощи оптики фазы Венеры или следить за движением спутников Юпитера. Лучше скажем эволюции спасибо за то, что она позаботилась дать нам не только мало-мальски приемлемый мозг, но хоть какие-то глаза.

С особенностями человеческого зрения как раз и связан вопрос о проницающей силе телескопа и – отчасти – о его разрешении.

Думаю, всем интуитивно понятно, о чем идет речь: проницающая сила определяет, насколько слабый точечный источник света мы можем разглядеть, и напрямую зависит от количества света, собираемого объективом телескопа, а разрешение инструмента (точнее, его разрешающая способность) – насколько близко друг к другу могут быть расположены два точечных источника равной яркости, чтобы мы могли заметить, что их все-таки два, а не один. Это упрощенное определение, но пока нам достаточно и такого.

Часто можно слышать вопрос: «Каково увеличение этого телескопа?» Категорически не советую спрашивать об этом продавца в магазине. Этот вопрос выдаст в вас невежду, которому можно «впарить» что угодно. Если вы видите «дудку» с диаметром объектива 70 мм и надписью «увеличение до 400 крат» – смело идите мимо: вас пытаются надуть. Использовать такой телескоп с увеличением более 100, максимум 140 крат, совершенно бессмысленно. Важно не увеличение – важно, сколько света собирает телескоп своим объективом. Увеличение вы поставите то, какое надо, просто поменяв окуляр. Если вы мне не верите, то задумайтесь: для чего в мире построено некоторое количество телескопов-громадин с объективом в 8-10 метров диаметром, а астрономы мечтают о еще более крупных инструментах?

Рис. 1.

Ответ не для всех очевиден. Взглянем на схему простейшего телескопа-рефрактора системы Кеплера (рис. 1) с несильной положительной линзой-объективом с входным зрачком диаметром D и фокусным расстоянием F. В качестве окуляра возьмем для простоты обыкновенную лупу с фокусным расстоянием f. Диаметр выходного зрачка обозначим как d. Совершенно ясно, что увеличение такого телескопа будет определяться отношением F/f (а также D/d). Возьмем для окуляра более слабую лупу – получим меньшее увеличение, возьмем лупу посильнее с меньшим значением f – получим большее увеличение. Казалось бы, все просто и понятно. Тут и возникает вопрос: почему бы нам не взять очень-очень сильный окуляр с микроскопическим фокусным расстоянием и не «разогнать» увеличение вообще до запредельных значений?

Не выйдет. Этому помешает волновая природа света. Рассматривая с большим увеличением точечный источник света (звезду), мы увидим дифракционную картину, состоящую из центрального кружка, называемого кружком Эри, и концентрических колец вокруг него, причем угловой радиус кружка Эри находится в обратной зависимости от диаметра объектива. Из этого следует, что и разрешающая способность телескопа обратно пропорциональна диаметру объектива[1]. И ничего тут не поделаешь: из инструмента с маленьким объективом не вытянешь ни значительных увеличений, ни хорошего разрешения.

Даже если бы этой причины не существовало, имеются и другие. Во-первых, чем больше увеличение телескопа, тем выше требования к качеству его оптики; в пределе оптические поверхности должны быть абсолютно идеальными, но таких чудес на свете не бывает.

Во-вторых, человеческий глаз создан природой по типу того же телескопа-рефрактора, только окуляра в нем нет, а свет фокусируется объективом-хрусталиком на сетчатке – глазном дне, выстланном светочувствительными клетками. Клетки эти, разумеется, малы, но все же имеют вполне определенный размер. Светочувствительная клетка работает как пиксель веб-матрицы или экрана вашего мобильного телефона. Она или возбуждена, или нет. Если на клетку попало достаточно яркое изображение объекта, геометрически меньшее, чем размер клетки, клетка возбудится, пошлет сигнал мозгу, и мозг воспримет этот сигнал так: вижу световой источник, угловой размер которого соответствует размеру светочувствительной клетки сетчатки. Больше ничего. Пусть насчет истинных угловых размеров светового источника глаз ошибается, но сетчатка может только то, что может, а мозгу все равно. Можно «разогнать» увеличение телескопа до гигантских значений, но толку в этом не будет: масштаб изображения увеличится, но никаких новых подробностей разглядеть не удастся. Так уж устроен глаз. К тому же яркость протяженных объектов падает с ростом увеличения, и при слишком большом его значении светочувствительные клетки могут вообще не возбудиться.

Теоретически тут могло бы помочь значительное время накопления светового сигнала. В профессиональных обсерваториях никакой астроном не просиживает ночи напролет, прильнув глазом к окуляру большого телескопа, – эту функцию раньше брали на себя фотопластинки, а теперь берут ПЗС-матрицы. Время накопления светового сигнала от того или иного слабого небесного объекта достигает нескольких часов, а иногда и суток (с перерывами на светлое время). С этими приборами наш «обезьяний» глаз, без особого труда замечающий спелый плод или голодного леопарда, конкурировать никак не может. Алгоритм работы нашей встроенной системы «глаз-мозг» устроен так, что время накопления светового сигнала составляет на свету сотые доли секунды, а в полной темноте может увеличиться максимум до 6 секунд. И это предел.

Ясно, что человеческий глаз не конкурент электронике. Теперь понятно, почему в свой любительский телескоп вы никогда не увидите ничего похожего на красочные фотографии, сделанные «Субару» или «Хабблом»? Вы не увидите глазом даже того, что получилось бы на фотоснимке, если превратить ваш инструмент в астрограф (фотографический телескоп), а чтобы разделить (разрешить, как говорят астрономы) на звезды даже ближайшие галактики, вам потребуется телескоп с объективом от 1 м и многочасовые выдержки. Я отлично помню мое разочарование, когда в пору моего приобщения к любительской астрономии мне впервые показали в любительский телескоп пару галактик М81 и М82. Два серых пятнышка, похожих на крошечные облачка, ничего более.

Разглядеть в общих чертах их форму ничего не стоило; оценить цвет – нет. Если световой поток, падающий на сетчатку, мал, то возбуждаются лишь те светочувствительные клетки, которые только и могут, что отличить тьму от света (палочки), а колбочки, ответственные за цветовое восприятие изображения, остаются невозбужденными. Для их возбуждения требуется более мощный световой поток. Поэтому ночью все кошки серы, а протяженные небесные объекты, доступные наблюдению в любительские инструменты, как правило, лишены цвета.

К счастью, мое разочарование быстро прошло, и теперь мои излюбленные объекты на небе – именно галактики. Почему эти «серые пятнышки»? Может быть, потому что их достаточно много на небе, гораздо больше, чем доступных любительскому телескопу шаровых скоплений, тоже очень интересных? А может быть, из-за того, что в каждом таком сером пятнышке миллиарды, а то и сотни миллиардов звезд, возле некоторых из которых вполне может существовать жизнь, а то и цивилизация? Не знаю. Просто сообщаю факт.

Между прочим, количество галактик, в которых мне хоть раз удалось разглядеть спиральные рукава, можно без труда пересчитать по пальцам...

Те же или похожие проблемы возникают и при наблюдении других небесных объектов: звездных скоплений, планетарных и диффузных туманностей, двойных звезд, планет и комет. Человеческий глаз, увы, безнадежно проигрывает технике.

И тем не менее активных наблюдателей среди любителей астрономии – миллионы. Без сомнения, они наблюдают небо по той же причине, по какой толпы туристов ежегодно приезжают посмотреть на Луксор, Тадж-Махал или Кижи, – приезжают, хотя и знают, что на фотоснимках все эти сооружения выглядят ничуть не хуже и даже лучше, потому что фотографы выбирают наилучшие ракурсы и оптимальную освещенность. Увидеть собственными глазами – это много значит для человека. А уж если речь идет о таком завораживающем зрелище, каково звездное небо...

Что тут еще можно добавить? Разве что ломоносовское «открылась бездна, звезд полна...» Михайло Васильевич знал, о чем писал. Взгляните на небо в телескоп. И если то, что вы увидите, не заворожит вас, то закройте эту книгу и поищите себе другое увлечение. Только не падайте духом: вы не какой-нибудь ущербный, вам просто не повезло. Отнеситесь к этому спокойно, как, скажем, к отсутствию музыкального слуха. Не убиваться же из-за этого!

А что касается увеличения телескопа, то просто помните: существуют понятия минимального и максимального полезного увеличения. Минимальное определяется просто-напросто размером зрачка человеческого глаза в темноте. Понятно, что выходной зрачок телескопа d не должен быть больше этой величины, иначе часть светового пучка не попадет в ваш зрачок и пропадет даром. У разных людей зрачок расширяется в темноте до разных пределов: у кого-то только до 5 мм, у большинства в пределах 6-7 мм, а у некоторых уникумов даже до 9 мм. Больше не бывает ни у кого. Обычно принимается значение 6 мм, и минимальное полезное увеличение телескопа определяется как отношение D/6, то есть если ваш телескоп имеет диаметр объектива (точнее апертуру, но об этом позже, а пока можно считать, что апертура равна диаметру объектива) 150 мм, то его минимальное полезное увеличение составит 150/6 = 25.

Наверное, здесь многие неискушенные люди спросят: «Зачем мне столь малое увеличение? Я собираюсь получить от моего инструмента максимум возможного!» Не торопитесь. Во-первых, чем выше увеличение телескопа, тем меньше его поле зрения – они связаны обратной зависимостью. Если вы хотите рассмотреть какой-либо объект, требующий больших увеличений (планету, двойную звезду, маленькую планетарную туманность и т. д.), то вам сначала придется найти этот объект на небе при большом поле зрения и, соответственно, малом увеличении, а уж потом добавить увеличения, поменяв слабый окуляр на сильный. Во-вторых, целый ряд протяженных объектов (галактики, диффузные туманности, остатки от взрывов сверхновых звезд) предпочтительнее наблюдать с малыми и средними увеличениями, а большие увеличения здесь почти не применяются. В-третьих, турбулентные потоки воздуха в атмосфере нередко делают наблюдения с большими увеличениями невозможными или по меньшей мере малополезными. Если атмосферная турбуленция сильна, то придется выбирать: либо наблюдать то, что можно, вынужденно применяя не самые большие увеличения, либо зачехлять телескоп и отправляться спать.

Максимальное полезное увеличение телескопа определяется столь же просто: 1,4D, где D выражено в миллиметрах. То есть для рассмотренного выше 150-мм телескопа оно будет равным 210 крат. Для разрешения тесных звездных пар иногда имеет смысл применить и более сильное увеличение, до 2D. Дальнейший «разгон» увеличения лишен смысла при наблюдениях и может применяться лишь для тестирования инструмента по реальным звездам.

Но предположим, что атмосфера идеальна (прозрачность воздуха высока, турбуленции нет, засветка отсутствует), а ваш инструмент находится в полной готовности и снабжен несколькими окулярами, позволяющими реализовать практически любое увеличение. Что вы сможете увидеть на небе?

Если все эти условия выполнены, то остальное зависит от апертуры телескопа. Проще говоря, от D. Сказанное ниже верно для телескопов-рефракторов, не имеющих центрального экранирования и потерь света при отражении от зеркального слоя; для рефлекторов и катадиоптрических систем D надо увеличить на 10-20%.

Телескоп с D = 50 мм (а именно таковы наискромнейшие инструменты, имеющиеся в продаже) покажет вам кратеры Луны, фазы Венеры, Марс в виде крошечного диска без деталей, галилеевы спутники Юпитера, Сатурн с его кольцом и крупнейшим спутником Титаном, Уран и Нептун в виде звездочек, пятна на Солнце (только с апертурным фильтром!), звезды до 10,5 звездной величины (10,5m) и двойные звезды с разделением от 3''. Можно увидеть ярчайшие туманности, шаровые скопления и галактики, но опять-таки без деталей. Словом, не так уж и мало для начинающего любителя, но, право же, и не слишком много. Такие инструменты часто приобретаются родителями для подарка любознательному подростку, который еще не решил, интересна ли ему наблюдательная астрономия.

Телескоп с D = 90 мм (начиная примерно от такой апертуры телескоп, по моему мнению, перестает быть детской игрушкой и становится пусть скромным, но инструментом) покажет помимо этого структуру солнечных пятен, фазы Меркурия, более мелкие детали лунной поверхности, марсианские полярные шапки и крупнейшие темные структуры на поверхности Марса (во время противостояний), пояса на диске Юпитера и некоторые детали в них, тени от спутников Юпитера на диске планеты, деление Кассини в кольцах Сатурна (при достаточном раскрытии колец) и 4-5 его спутников. Будут различимы звезды до 12m, двойные звезды с разделением от 1,5'', все дип-скай объекты[2] каталога Мессье, доступные для наблюдений на данной географической широте, и ярчайшие объекты каталога NGC, причем у наиболее ярких и крупных объектов удастся различить некоторые детали.

Телескоп с D = 150 мм покажет многие детали лунных гор и кратеров, лавовые купола на поверхности Луны, многочисленные темные образования на диске Марса во время противостояний, более мелкие детали в облачных поясах Юпитера и галилеевы спутники в виде крошечных дисков, пояса на Сатурне и 6 его спутников, звезды до 13m и двойные звезды с разделением от 1'', а также много дип-скай объектов каталога NGC. С таким телескопом уже можно без проблем разделить на звезды многие шаровые скопления и попробовать разглядеть спиральную структуру и другие подробности у некоторых галактик.

Более крупные рефракторы редко попадают в руки любителей, но все же добавлю, что рефрактор с D = 200 мм (что соответствует рефлектору или катадиоптрику с D = 230-250 мм) – это уже серьезный астрономический инструмент. Он покажет всевозможные лунные образования небольших (менее 1,5 км) размеров, много деталей в облачных поясах Юпитера, большие облака и пылевые бури на Марсе и, возможно, Фобос и Деймос, миниму Энке[3] в кольцах Сатурна, спутник Нептуна Тритон, Плутон в виде слабой звездочки и тысячи дип-скай объектов. Не скажу, что с таким инструментом вам будут доступны все без исключения объекты каталога NGC, не говоря уже об IC, но то, что их будет великое множество – несомненный факт. Многие объекты раскроют подробности своего строения. Будут доступны звезды до 14m и двойные звезды с разделением 0,6–0,7''. Если же вы собираетесь использовать такой инструмент для астрофотографии, то его проницающая способность увеличится по меньшей мере до 18m. Напоминаю: все сказанное выше справедливо лишь при идеальной оптике вашего инструмента и идеальном состоянии атмосферы.

О еще более крупных любительских инструментах поговорим потом, а сейчас нам самое время рассмотреть существующие типы телескопов. Боюсь, что, употребив и не объяснив некоторые термины, я уже заставил заскучать неподготовленного читателя. Чуточку терпения – и все разъяснится.

[1] Разрешающая способность телескопа определяется формулой 140/D, где диаметр объектива D выражен в миллиметрах, а результат в угловых секундах. При этом условии промежуток между изображениями двух звезд одинакового блеска на 26% темнее самих изображений звезд и наблюдатель легко понимает, что перед ним две звезды, а не одна. Многие фирмы-изготовители телескопов по понятным причинам пользуются формулой 120/D, что дает лишь 5-процентное уменьшение яркости промежутка между звездами. Заметить его способен лишь опытный наблюдатель.

[2] Объекты глубокого космоса, к каковым причисляются галактики, шаровые и рассеянные скопления, планетарные туманности, диффузные туманности и остатки взрывов сверхновых.

[3] Речь идет о кольцевом потемнении недалеко от внешнего края «кольца» Сатурна. Чтобы уверенно обнаружить деление Энке, находящееся ближе к краю кольца, требуется рефлектор от 300 мм. В 250-мм рефлектор его можно заметить разве что «на уровне глюка».

Глава 2. Типы телескопов

Даже если вы уже имеете в своем распоряжении телескоп той или иной системы, вы вряд ли сможете понять, полностью ли он удовлетворяет вашим запросам, если не познакомитесь – пусть пока хотя бы в теории – с телескопами других оптических систем.

Далекие от астрономии люди почти единодушно полагают, что телескоп прямо-таки обязан состоять из линз. Трудно сказать, что является причиной такого мнения: то ли знакомство с биноклями и зрительными трубами, то ли запомнившиеся с детства картинки из книжки про Незнайку, где изображен астроном Стекляшкин со своим линзовым телескопом-рефрактором. Это мнение верно лишь в том смысле, что рефракторы существовали раньше и существуют поныне – правда, не главенствуют.

Рис. 2.

Исторически первым оптическим инструментом, использованным для целей астрономии, была зрительная труба Галилея. Разница между ней и телескопом Кеплера (рис. 1 и 2) состояла в том, что в качестве окуляра Галилей использовал не положительную, а отрицательную (двояковогнутую) линзу, размещенную перед главным фокусом телескопа, а не позади него. Труба Галилея давала прямые (а не перевернутые, как у Кеплера) изображения, но поле зрения этого инструмента было невелико, а аберрации (искажения) – значительны. Лучших результатов достиг Кеплер, применив в качестве окуляра положительную линзу. Это позволило увеличить поле зрения и вынос зрачка, однако – за все надо платить! – изображение на выходе получилось перевернутым. Само собой, никто не обрадуется, рассматривая земные объекты «вверх ногами», но для астрономии это не имеет значения: в космосе нет ни «верха», ни «низа», а привычка наблюдать небесные объекты перевернутыми, не испытывая от этого ни малейшего дискомфорта, приобретается очень быстро.

Рефрактор потому и называется рефрактором, что использует явление рефракции, то есть преломления света при его прохождении сквозь границу сред, обладающих разными коэффициентами преломления (воздуха и стекла). Беда в том, что в диапазоне видимых волн (примерно от 400 до 800 нм) световые волны преломляются по-разному: сине-фиолетовые сильнее, чем красные. Соответственно, однолинзовый объектив соберет синие лучи ближе к себе, а красные – дальше от себя. Это явление называется хроматической аберрацией и приводит к появлению вокруг наблюдаемых небесных объектов очень неприятных цветных ореолов; истинный же цвет объекта будет серьезным образом «замылен». Его контуры – тоже.

В рефракторе с однолинзовым объективом метод борьбы с хроматизмом только один: уменьшать относительное отверстие телескопа, обозначаемое буквой А и равное отношению D/F. Расчеты показывают, что хроматизм отсутствует практически начисто при А = 1:3000. Конечно, это несерьезно: никто в здравом уме не станет строить телескоп с 10-см объективом и длиной 300 м. А если все-таки уменьшить длину трубы? Может быть, удастся воспользоваться как раз тем несовершенством человеческого глаза, о котором мы сокрушались в предыдущей главе? Нам ведь не нужно полное отсутствие хроматизма, нам только нужно, чтобы он не очень мешал...

При А = 1:300 человеческий глаз уже замечает хроматизм, но труба телескопа все еще остается ненормально длинной, а поле зрения – до крайности малым. Ну а если еще уменьшить длину трубы и, соответственно, увеличить А хотя бы до 1:50 – что будет?

Очень несложно проверить это на практике. Нужно лишь взять положительную очковую линзу (очками с такими линзами пользуются дальнозоркие люди) с оптической силой в 1 диоптрию, что соответствует фокусному расстоянию в 1 метр, вставить ее в картонную или иную трубу подходящего диаметра, подобрать лупу в качестве окуляра и «насладиться» видом небесных объектов. Получится не просто «ужас», а «ужас-ужас-ужас». Искушенные любители астрономии, некоторые из которых когда-то сами начинали с постройки «очкоскопов», посоветуют вам задиафрагмировать объектив до 20 мм – как раз получится А = 1:50.

Все это можно проделать за какой-нибудь вечер. Не ждите только хороших изображений от «очкоскопа». Вероятно, вам удастся увидеть кратеры Луны, фазы Венеры и галилеевы спутники Юпитера, а возможно, вы, идя по стопам Галилея, заметите, что диск Сатурна в общем-то не совсем диск, а больше похож на эллипс – вот, пожалуй, и все. Когда я был школьником, я несколько раз порывался соорудить такой, с позволения, сказать, телескоп, в итоге так и не собрался и хвалю себя за это. Порой нелегко совершить что-нибудь необычное, но иной раз еще труднее не совершить этого и притом выиграть. На самом-то деле рефрактор с объективом из одиночной длиннофокусной линзы – это самое крайнее средство, решиться на которое можно лишь от полной невозможности раздобыть более совершенный инструмент при страстном желании наблюдать небо. В таком примерно положении находился тот лесковский персонаж, который самостоятельно изготавливал линзы из донышек стаканов и наблюдал звезды с крыши дома, не обращая внимания на богобоязненных обывателей, швырявших в него навозом и дохлой кошкой[1].

Простой и изящный выход был найден еще в XVIII веке, когда было освоено производство оптического стекла разных сортов и появились ахроматические объективы. Как устроен такой объектив, можно в два счета объяснить «на пальцах» (очень упрощенно). Предположим, нам нужен рефрактор с относительно небольшим фокусным расстоянием и без жуткого хроматизма. Возьмем более сильную, чем нужно, положительную линзу из легкого и твердого стекла марки крон и соединим ее с отрицательной линзой из тяжелого и мягкого стекла марки флинт, чей коэффициент преломления примерно вдвое выше. Подбором сортов стекла и кривизны поверхности линз можно резко уменьшить хроматизм (рис. 3). Часто, особенно в небольших объективах, эти две линзы склеены между собой специальным оптическим клеем (обычно канадским бальзамом), не влияющим на оптические характеристики; в других случаях линзы ничем не склеены и разделены малым воздушным зазором. Рядового пользователя не должны волновать эти конструктивные тонкости; главное – принцип.

Рис. 3. Объектив-ахромат.

Теории можно верить: хроматизм в таких объективах в самом деле резко уменьшен по сравнению с объективами из одиночной линзы, однако он устранен не полностью. Линза, какой бы тонкой она ни была, все-таки имеет толщину, и на этой толщине пути красного и синего лучей все-таки слегка расходятся. На практике относительное отверстие рефрактора-ахромата считается приемлемым до 1:10, не более. Лучше все же 1:15. Попадаются ахроматы с бОльшим относительным отверстием, вплоть до 1:4, но такие инструменты применяются главным образом там, где нужно большое поле зрения, а на хроматизм можно не обращать особого внимания, – например, в гидах астрографов и кометоискателях. Словом, там, где обнаружить объект на небе важнее, чем качественно рассмотреть его.

Рис. 4. Объектив-апохромат.

Возникает вопрос: нельзя ли разошедшиеся синие и красные лучи вновь свести в точку? Можно. Таковы апохроматические объективы, состоящие уже не из двух, а из трех (или больше) линз (рис. 4). В телескопах-апохроматах остаточный хроматизм невелик, и они обеспечивают хорошее – часто даже отличное – качество изображения при А = 1:6 и даже еще больше. Устранить хроматизм полностью во всем диапазоне видимых длин волн все равно не удается, но с задачей радикального уменьшения хроматизма апохроматы справляются. Правда, опять-таки за все надо платить, причем в самом грубом, денежном смысле. Апохроматы дороги, и дело не только в том, что три линзы дороже двух. Минимум одна из линз апохроматического объектива должна иметь чрезвычайно низкий коэффициент преломления, недостижимый для оптических стекол ходовых марок. Чаще всего эту линзу изготавливают не из стекла, пусть даже специального, а из искусственно выращенного монокристалла флюорита (прозрачный минерал с химической формулой CaF2). Беда тут в том, что кристалл флюорита обладает оптической анизотропией, то есть разными показателями преломления в зависимости от направления луча. Вырастить большой монокристалл флюорита обычно не удается, а линза из кристаллического сростка подпортит изображение. На практике любителю редко попадает в руки телескоп-апохромат с диаметром объектива более 150 мм. И даже 150-мм апохромат весьма дорог и увесист.

Помимо обычных апохроматов (АПО) существуют еще суперАПО с четырехлинзовыми объективами и двухлинзовые полуАПО. Понятно, что в последних хроматизм подавлен хуже, чем в АПО, но лучше, чем в простых ахроматах.

И все же любители астрономии чаще используют не рефракторы, а рефлекторы – отражательные телескопы. Причин тут несколько.

Во-первых, зеркала рефлектора в принципе лишены хроматизма. Хроматизм тут может возникнуть лишь в окуляре, но современные окуляры, как правило, в достаточной степени ахроматичны и к тому же хроматизм окуляра меньше вредит качеству изображения по сравнению с хроматизмом объектива.

Во-вторых, изготовить вогнутое главное зеркало рефлектора гораздо проще, чем две линзы ахроматического объектива, не говоря уже о трех линзах АПО. В первом случае придется иметь дело лишь с одной поверхностью, во втором и третьем – с четырьмя и шестью. Кроме того, изготовить оптически точную вогнутую поверхность вообще проще, чем выпуклую поверхность того же качества, поскольку методы оптического контроля вогнутой поверхности довольно просты, чего не скажешь о поверхностях выпуклых. Как следствие, при одном и том же диаметре объектива рефлектор дешевле рефрактора, и порой значительно.

В-третьих, рефракторы проигрывают рефлекторами по массо-габаритным характеристикам. «Я хочу наблюдать дип-скай объекты», – заявляет начинающий любитель – и тотчас слышит от более опытных собратьев по увлечению, что для этого желателен телескоп с апертурой не менее 200 мм. Но рефрактор со столь солидным объективом – это труба длиной 2-3 метра, установленная на высокой, обычно в виде колонны, монтировке соответствующей высоты, и все это хозяйство громоздко и массивно. Тут уж стоило бы задуматься о личной обсерватории, а если нет возможности ее построить, то подумайте: где вы будете хранить свой инструмент, когда он не используется, и как вытаскивать его на лужайку? В противоположность 200-мм рефрактору, рефлектор той же апертуры вовсе не выглядит монстром, его легко можно перенести с места на место за две ходки, если он установлен на экваториальной монтировке, или за одну, если применена простейшая монтировка Добсона.

Наконец, в-четвертых, грамотное проектирование оправы объектива апохромата, его сборка и юстировка представляют значительно бОльшие сложности, чем аналогичные процедуры для любительского телескопа-рефлектора.

Если вы подумали, что сейчас я опять скажу, что за все надо чем-то платить, то вы не ошиблись. Выше я уже упомянул, что «при прочих равных» рефрактор имеет перед рефлектором некоторое преимущество в проницающей способности. Более того, он имеет преимущество в контрастности изображения. На пути светового пучка, падающего на главное зеркало рефлектора, стоит вторичное зеркало с его оправой и растяжками. Конечно, не стоит пугаться того, что изображение, которое вы увидите в рефлектор, будет обезображено контуром вторичного зеркала. Этого контура вы вообще не увидите. Объяснить это «на пальцах» можно так: вторичное зеркало находится очень далеко не в фокусе телескопа. Тот, кто когда-либо смотрел в зрительную трубу или бинокль, хотя бы театральный, знает, что рассматривание близко расположенных объектов в эти оптические приборы лишено всякого смысла. Вам не удастся «навестись на резкость». Попробуйте, глядя в зрительную трубу или бинокль, поднести к объективу какой-нибудь небольшой предмет, хотя бы карандаш. Вы его не увидите – настолько он окажется не в фокусе. Замените карандаш чем-нибудь покрупнее (хотя бы пальцем, если вы уверены, что не оставите на объективе дактилоскопических отпечатков) – и вы, вероятно, заметите, что палец все равно не виден, но изображение удаленных предметов несколько «замылилось». Короче говоря, наличие в рефлекторе центрального экранирования, под которым понимается частичное затенение главного зеркала вторичным, приведет лишь к двум не слишком большим неприятностям: сравнительно небольшому снижению проницающей способности за счет уменьшения полезной площади главного зеркала и некоторому снижению контрастности изображения.

Что из этого следует на практике?

Большинство любителей астрономии сходится на том, что рефракторы хороши для наблюдения Солнца, Луны и планет – словом, всего такого, что достаточно ярко и имеет мелкие детали, которые было бы интересно рассмотреть в подробностях. Рефлекторы же больше подходят для наблюдений туманных объектов – галактик, шаровых скоплений и т. д. Это, конечно, не означает, что они не подходят для наблюдений, скажем, Юпитера. Очень даже подходят, но рефрактор здесь слегка предпочтительнее.

Из этого правила существует тьма исключений, но наличие исключений не освобождает от знания правила – это вам скажет любой школьный учитель.

Есть и еще одно – нет, не правило, а просто мнение большого числа опытных любителей астрономии: наиболее универсальным, наиболее приемлемым по соотношению цена-качество, наиболее удобным для наблюдений и наиболее приемлемым для начинающего наблюдателя с серьезными намерениями инструментом является рефлектор Ньютона (рис. 5), он же в просторечии «ньютон».

Рис. 5. Рефлектор Ньютона.

Эту оптическую схему действительно предложил Исаак Ньютон, он же изготовил по ней первый крошечный телескоп. Ньютон не увлекался астрономическими наблюдениями, он просто хотел наглядно показать, что схема работает, и преуспел в задуманном. Рассмотрим ход лучей.

Параллельный световой пучок падает на главное параболическое зеркало и, отразившись от него, становится коническим и сходится в фокус. Недалеко от вершины конуса этот конический пучок перехватывается вторичным плоским зеркалом эллиптической формы (поскольку косое сечение конуса есть эллипс) и отбрасывается вбок под прямым углом, так что фокус выводится за пределы трубы. Поскольку число отражений от зеркал четное, мы получим нормальное, а не зеркальное изображение. Просто и элегантно!

На практике, конечно, не все так просто, но факт есть факт: среди любительских телескопов преобладают именно «ньютоны», и в первую очередь из-за простоты. «Ньютонов» нет среди больших профессиональных инструментов, но для любителей они весьма удобны: сравнительно малы при значительной апертуре, просты в юстировке, удобны для наблюдений (поскольку не надо задирать голову), и главные оптические поверхности в них находятся не на самом виду, где за них может схватиться шаловливой рукой какой-нибудь любознательный болван, а в глубине трубы. Среди по-настоящему крупных любительских телескопов (от 400 мм и выше) «ньютоны» – как правило, на монтировке Добсона – не просто преобладают, а остаются почти единственными инструментами, доступными любителю, не обладающему доходами хотя бы от одной нефтяной вышки.

Система Ньютона относится к однозеркальным. Не глядите, что в ней два зеркала, – плоские зеркала не считаются.

Существуют еще две классические схемы рефлекторов – Грегори и Кассегрена (рис. 6 и 7). Они уже двухзеркальные. Система Грегори (предложенная, кстати, на несколько лет раньше системы Ньютона) использует тот геометрический факт, что луч света, пущенный в любом направлении из одного фокуса эллипсоида, отразившись от его стенки, непременно пройдет через другой фокус эллипсоида. Поэтому вторичное зеркало Грегори – эллиптическое, точнее эллипсоидальное. Фокусировка, если осуществлять ее правильно, производится перемещением вторичного зеркала относительно главного – или главного относительно вторичного, это все равно.

Рис. 6. Рефлектор Грегори.

Телескоп системы Грегори был в большой моде в XVIII веке. В наше время он редкость. У этой схемы есть плюс – прямые изображения, позволяющие использовать такой телескоп в качестве земной зрительной трубы, – и много минусов. Как астрономический инструмент «грегори» не имеет преимуществ перед «ньютоном» ни в длине трубы, ни в центральном экранировании, ни в удобстве для наблюдений небесных объектов. Иногда – очень редко – «грегори» в наши дни самостоятельно строятся любителями телескопостроения, а в каталогах фирм, специализирующихся на любительских телескопах, «грегори» отсутствуют.

Рис. 7. Рефлектор Кассергена.

Схема Кассегрена значительно более распространена, особенно в нише крупных инструментов. Здесь сходящийся световой пучок, отраженный главным параболическим зеркалом, падает на выпуклое гиперболическое вторичное зеркало и отражается от него в фокус. Для «кассегренов» вполне допустимо относительное фокусное расстояние 1:4 и даже 1:3 при удовлетворительном качестве изображений. В целом получается заметный выигрыш в длине трубы по сравнению с «Ньютоном». Недостатком является сложность производства (в первую очередь оптического контроля) вторичного гиперболического зеркала. В «чистом» виде система Кассергена применяется сейчас не так уж часто, чего не скажешь о ее «потомках». Но об этом в следующей главе.

Кстати. В системах Кассегрена и Грегори вовсе не обязательно применять главное зеркало с центральным отверстием. Можно воспользоваться маленьким плоским зеркалом и вывести фокус всей системы вбок за пределы трубы – в точности так, как это сделано в «ньютоне». Такая система носит название системы Несмита. Возможны телескопы Кассегрена – Несмита, Грегори – Несмита и др. Правда, при этом количество отражений от зеркал нечетное, так что изображение получится зеркальным. Да и потери света на лишнем зеркале никого не обрадуют. Так что схема Несмита применяется в любительских телескопах не слишком часто.

[1] Н.С. Лесков, «Несмертельный Голован».

Глава 3. Аберрации и как с ними бороться. Катадиоптрические телескопы

Предположим, что оптика нашего телескопа идеальна и такова же его юстировка. Будет ли телескоп строить идеальные изображения небесных объектов?

Да, но только на оптической оси, то есть в том случае, когда объект находится точно в центре поля зрения. Но как изменится вид объекта, если он находится на краю поля зрения и между оптической осью и направлением на объект имеется некий угол (ω)?

Если посмотреть на объектив нашего телескопа со стороны такого объекта, то объектив телескопа, будь то зеркало или линза, будет выглядеть уже не круглым, а слабоэллиптическим. Следовательно, кривизна поверхности объектива будет неодинаковой в двух взаимно перпендикулярных плоскостях. А значит, с такого ракурса нам покажется искаженной даже оптически точная форма поверхности объектива. Изображение объекта также будет искаженным.

Да, но ведь мы хотим рассмотреть на небе некий участок, а не одну-единственную звезду, то есть точку с нулевым угловым размером! Мы хотим, чтобы поле зрения телескопа было достаточно большим, разве нет? Да, хотим. И поэтому вынуждены мириться с аберрациями в простых телескопических системах и бороться с ними в системах более сложных.

Основные аберрации это: сферическая аберрация, кома, астигматизм, кривизна поля и дисторсия. Каждая из них портит изображение по-своему.

Любую функцию можно разложить в степенной ряд. Можно разложить в ряд и суммарную аберрацию h как функцию ω.

h = k0 + k1*ω + k2*ω2 +k3*ω3 + …

В этой формуле величина k0 определяет сферическую аберрацию, возникающую из-за отклонения формы оптических поверхностей от идеала. В телескопе с идеальной оптикой сферическая аберрация равна нулю, чего на практике, увы, не бывает. Однако в хорошем инструменте сферическая аберрация мала настолько, что глазу не заметна.

Величина k1 определяет другую аберрацию – кому[1]. С этой аберрацией хорошо знаком каждый, кто имеет простой рефлектор или рефрактор. Если при умеренном увеличении и наилучшей фокусировке мы видим в центре поля зрения звезды в виде светящихся точек, то на краю поля зрения они приобретают вид этаких маленьких комет (рис. 8). Пожалуй, кома – самая неприятная из аберраций.

Рис. 8. Вид комы.

Величина k2, зависящая от ω в квадрате, определяет сразу две аберрации: астигматизм и кривизну поля. Не нужно путать «штатный» астигматизм идеальной оптики с астигматизмом, вызванным некачественной оптикой. Астигматизм, например, человеческого глаза – это следствие «некачественной оптики» хрусталика и проявляется как на оптической оси, так и вне ее, в то время как астигматизм идеального объектива на оптической оси равен нулю. Зато на краю поля зрения он приводит к тому, что светящиеся точки (звезды) превращаются в короткие черточки, направленные от центра поля зрения к периферии. Довольно часто астигматизм «замыт» комой, но так бывает не всегда.

О кривизне поля сразу хочется написать: это не то, о чем вы подумали. Здесь имеется в виду не поле зрения телескопа, а кривизна волнового фронта, попадающего в ваш глаз. Можно также говорить о кривизне фокальной поверхности объектива. Если фокальная поверхность не плоская, то вам не удастся сфокусировать изображение по всей площади поля зрения. Получив точно сфокусированное изображение в центре поля зрения, вы убедитесь, что объекты на краю поля зрения окажутся не в фокусе. И наоборот, сфокусировавшись по краю поля зрения, вы получите размытое изображение в его центре. К примеру, у параболического зеркала фокальная поверхность есть сфера, обращенная вогнутой стороной к зеркалу. Радиус этой сферы равен фокусному расстоянию зеркала.

Наконец, величина k3, зависящая от ω в кубе, определяет дисторсию, заключающуюся в том, что масштаб изображения на различном расстоянии от центра поля зрения различен. Различают положительную (подушкообразную) и отрицательную (бочкообразную) дисторсию (рис. 9). С дисторсией встречался каждый, кто наблюдал, как безбожно искажает лица людей дверной «глазок» или смотрел фильм Леонида Гайдая «Иван Васильевич меняет профессию».

Рис. 9. Слева направо: нет дисторсии, подушкообразная дисторсия, бочкообразная дисторсия.

В общем-то дисторсия не особенно страшна, особенно для любителя, не собирающегося заниматься угловыми измерениями небесных объектов. Кривизна поля становится практически незаметной при достаточно длиннофокусных инструментах. Аберрации высших порядков чаще всего малы и в большинстве случаев даже не рассматриваются оптиками-расчетчиками. Самые зловредные аберрации – это кома и астигматизм. Именно в таком порядке. Влияние комы особенно заметно в светосильных системах, поскольку величина комы пропорциональна А^2, в то время как величина астигматизма пропорциональна лишь А в первой степени.

Было бы странно, если бы оптики не попытались создать телескопы, свободные если не от всех, то хотя бы от наиболее мешающих аберраций. Эти попытки принесли свои результаты.

Первым апланатом, то есть телескопической системой, лишенным комы, стал телескоп Ричи – Кретьена. Он выглядит точно так же, как «кассегрен» (рис. 7), но его главное зеркало не параболическое, а гиперболическое. Вторичное зеркало также гиперболическое, и параметры обоих зеркал рассчитаны так, чтобы устранять кому. По схеме Ричи – Кретьена создано большое количество крупных и крупнейших профессиональных телескопов. Используют эту схему и любители.

В 1929 г. Бернхард Шмидт показал, что, установив в центре кривизны сферического зеркала входную диафрагму, можно сразу обнулить кому и астигматизм. Так появился первый телескоп-анастигмат. Недостатки схемы сразу бросаются в глаза. Во-первых, значительная длина трубы, поскольку радиус кривизны зеркала – это его удвоенное фокусное расстояние. Во-вторых, апертура телескопа в этой системе определяется уже не диаметром главного зеркала, а диафрагмой, и чем бОльшее поле зрения мы хотим получить, тем сильнее должны задиафрагмировать наш зеркальный объектив. В-третьих, в такой системе присутствует заметная кривизна поля. В-четвертых – и это гораздо важнее, – поскольку главное зеркало этой системы должно быть сферическим, «во весь рост» присутствует и сферическая аберрация.

Плюсов тоже немало: нет комы и астигматизма, большое поле зрения, сферическое главное зеркало проще в производстве, нежели параболическое или гиперболическое. Но как же быть с минусами, особенно касающимися неисправленных аберраций?

Решение нашел сам Шмидт, деформировав волновой фронт в плоскости входной диафрагмы. Для этого он установил в диафрагме коррекционную пластину особой формы (рис. 10). В центре она работает как слабая положительная линза, ближе к краям – как слабая отрицательная. На рисунке ее форма изображена, конечно, утрировано. На деле коррекционная пластинка Шмидта изготавливается из плоскопараллельной пластины путем ее ретуши, и рельеф на ней не заметен даже самому зоркому глазу. Иногда – но лишь в «шмидтах» высочайшего класса – используют ахроматическую пластину Шмидта, склеенную из двух разных сортов стекла. Смысл очевиден: несмотря на то, что пластина почти плоская, хроматизм в косо падающих лучах, свойствен и ей. Он имеется даже у идеальной плоскопараллельной пластины; почему – догадайтесь сами.

Рис. 10 и 11.

Пластина Шмидта уничтожает сферическую аберрацию. Остается кривизна поля, которую можно устранить, например, вогнуто-плоской линзой Пиацци-Смита, установленной перед фокусом. Что до дисторсии, то она в системе Шмидта практически отсутствует.

В 1935 г. другой оптик, Франклин Райт, нашел способ уменьшить вдвое длину трубы телескопа Шмидта. Коррекционная пластина при этом размещается не в центре кривизны главного зеркала, а вдвое ближе к нему, рельеф пластины также должен быть увеличен вдвое, а главное зеркало, увы, уже не сферическое, а представляет собой сплюснутый сфероид – фигуру, у которой кривизна увеличивается от центра к краям, то есть фигуру, противоположную параболоиду вращения. При этом сферическая аберрация, кома и кривизна поля исправлены полностью, но астигматизм значителен. Он и ограничивает максимальное поле зрения, которое можно применить в системе Райта. На практике полезное поле зрения этой системы лишь вдвое больше, чем в рефлекторе Ричи – Кретьена.

Как обычно, за все надо платить! Но результат того стоит: получить поле зрения в два градуса вместо одного – это уже много. Плюс удобный компактный инструмент! Если большой и поневоле длинный «ньютон» в сплошной трубе может напомнить милитаристски настроенным гражданам торпедный аппарат, то «райт» – глубинную бомбу. С виду он весьма похож на короткий бочонок. В настоящее время различными оптическими фирмами производится большое количество любительских телескопов системы Шмидта – Кассегрена. На самом деле это, конечно, телескопы системы Райта – Кассегрена, но производители и дилеры называют их «шмидтами». Не будем сильно ругать их за это: все-таки система Райта есть не что иное, как модифицированная система Шмидта.

Еще один плюс «райта» – отсутствие растяжек вторичного зеркала. Ведь вторичное зеркало может быть просто-напросто закреплено в центральном отверстии коррекционной пластины. Почти всегда так и делается.

Разумеется, возможны и «райт – ньютон», и «райт – несмит». Хуже с «райтом – грегори», поскольку вторичное эллипсоидное зеркало должно находиться перед корректирующей пластинкой, а не после нее, – но в принципе возможна и такая система, почему бы и нет? Другое дело, что она никому не нужна.

Как редкая экзотика существуют самодельные «райты», построенные любителями. Количество самодельных «райтов» удручающе мало, на много порядков меньше, чем «ньютонов», и неспроста: изготовить качественную корректирующую пластинку Шмидта в домашних условиях чрезвычайно трудно, тогда как на крупном оптическом производстве – относительно просто.

В 1941 г. замечательный советский оптик Д.Д. Максутов предложил и осуществил на практике схему менискового телескопа, носящую теперь его имя (рис. 11). Суть идеи: скомпенсировать сферическую аберрацию зеркала точно такой же, но имеющей противоположный знак сферической аберрацией мениска (выпукло-вогнутого стекла). Все оптические поверхности – сферические. Сорт стекла мениска не имеет принципиального значения – лишь бы оно было достаточно прозрачным, без пузырей и свилей. Вдобавок вторичное кассегреновское зеркало можно напылить прямо на мениск. Хроматизм «максутова» незначителен, кома может быть сведена к нулю, астигматизм и кривизна поля небольшие. К тому же от астигматизма можно вообще избавиться, если слегка асферизовать главное зеркало – придать ему форму эллипсоида, близкого к сфере. Первым менисковым телескопом стал построенный в том же 1941 году 100-мм менисковый «грегори». Теперь это музейный экспонат, выставленный в Пулковской обсерватории. Точно так же возможны телескопы по схеме «максутов – ньютон» и «максутов – кассегрен». Последние в большом количестве выпускаются различными фирмами для любителей астрономии. Изготавливаются они и любителями. На практике телескоп Максутова обычно длиннее телескопа Райта раза в полтора – этакий удлиненный бочонок вместо просто бочонка. Столь незначительное увеличение длины обычно не доставляет хлопот наблюдателям.

Системы Шмидта, Райта и Максутова относятся к катадиоптрическим – зеркально-линзовым. В конце концов, корректирующая пластина Шмидта есть не что иное, как линза необычной формы, а о мениске и говорить нечего. Как и в «райте», в «максутове» апертура телескопа определяется не диаметром главного зеркала, а несколько меньшим диаметром менискового корректора.

Хорошие примеры порой заразительны не хуже дурных. В последующие годы появилось немало телескопических систем уже с двумя корректорами. Это схемы Зонненфельда, Рихтера – Слефогта, Чуриловского и др. В наши дни любой, кому захочется, может скачать в Интернете программу Zемах и с ее помощью рассчитать свою собственную оптическую систему с какими угодно корректорами. Но того, кто захочет этим заняться, я прошу принять совет: рассчитав новую – притом свою собственную! – схему телескопа и вволю порадовавшись, потрудитесь затем испытать ее «на прочность». Измените расстояние между оптическими компонентами хотя бы на 0,1 мм в любую сторону и посмотрите, сохранятся ли ваши расчетные параметры хотя бы приблизительно. Очень вероятно, что нет... А теперь предположим, что труба телескопа, собранного по вашей схеме, изготовлена идеально (такого не бывает, но предположим), и вы собираетесь вынести ее из теплого помещения на улицу, где и собираетесь наблюдать. Пусть длина трубы 1 м, изготовлена она из алюминия, а разница температур между «домом» и «улицей» составляет 25 градусов. Температурный коэффициент линейного расширения (ТКЛР) алюминия составляет 22*10-6. Не нужно даже калькулятора, чтобы понять: при охлаждении на 25 градусов метровая дюралюминиевая труба под действием холода укоротится более чем на 0,5 мм! Прикажете изготовлять трубу из инвара или углепластика с низким ТКЛР? Это, конечно, можно – в теории, – но подумайте о стоимости материалов, требованиям к квалификации персонала и т. д. Один такой телескоп построить в принципе можно, потратив массу сил, средств и времени. Но вряд ли у вас появится много последователей...

И какой контраст с «ньютоном», где изменение расстояния между главным и вторичным зеркалами на несколько миллиметров не приведет ни к каким мало-мальски серьезным искажениям изображений!

Рис. 12.

Существуют и менисковые системы с корректорами не в параллельном, а в сходящемся пучке лучей, отраженных от главного зеркала. Наибольший интерес для любителя представляет схема Клевцова (рис. 12), поскольку телескопы этой системы в течение нескольких лет серийно производились на Новосибирском приборостроительном заводе (НПЗ). Самодельные телескопы этой системы – очень большая редкость.

И неспроста! Помимо маленького мениска система включает в себя еще один корректор – зеркало Манжена. В общем-то это тоже мениск, но покрытый отражающим слоем с одной стороны. Преимущества системы очевидны: открытая труба (о сравнительных достоинствах открытых и закрытых труб мы поговорим позднее), малый диаметр корректоров, а значит, удешевление производства. Недостатки тоже есть, и первый из них – потери света при двойном ходе лучей через два корректора. Второй недостаток – сложность юстировки системы, если по каким-либо причинам утрачено выставленное на заводе-изготовителе положение корректора.

К сожалению, по причинам отчасти технологическим, а отчасти организационным НПЗ не удалось добиться в серийном производстве стабильно хорошего качества телескопов Клевцова.

Существует еще много оптических систем телескопов, подчас весьма вычурных, но для нужд любителей такие телескопы не производятся и поэтому говорить о них мы не будем. Интересующихся отсылаю, например, к книге Н.Н. Михельсона «Оптика астрономических телескопов и методы ее расчета».

[1] Не равна ей, а именно определяет. Чтобы не досаждать читателю математикой, мне пришлось упростить формулу.

Глава 4. Выбор телескопа

Если вы получили телескоп в подарок, то тут деваться некуда – дареному коню в зубы не смотрят. Возможно, дарители учли ваши запросы и домашние обстоятельства, а возможно, и нет. В худшем случае хороший инструмент будет годами пылиться у вас в кладовке, даже если вам по-настоящему хочется наблюдать небо. Помните фразу «имею желание купить дом, но не имею возможности; имею возможность купить козу, но не имею желания»? Тот самый случай. В обладании любой вещью, пользоваться которой затруднительно, а то и вовсе невозможно, не очень-то много смысла. И наоборот: глупо не использовать возможности при их наличии. К примеру, при наличии большого, хорошего гаража довольно странно ставить туда велосипед, а машины не иметь.

Поговорим сначала о возможностях.

Каждый любитель астрономии, желающий наблюдать небо (это существенная оговорка: не все любители астрономии относятся к наблюдателям), мечтает о мощном инструменте, приближающемся по основным характеристикам к профессиональному телескопу. Но такой телескоп вам просто не поднять и не вынести из помещения на лужайку. Не исключено, что он и в дверь не пролезет. Отсюда следует необходимость постройки хотя бы астрономического павильона на даче, а лучше – небольшой обсерватории с вращающимся куполом.

Любительские обсерватории действительно существуют (рис. 13), но, во-первых, не у каждого есть дача, во-вторых, даже если она есть, еще не факт, что это место благоприятно для наблюдений, а в-третьих, начинать надо с посильных задач, то есть с телескопа, который один человек в состоянии вынести из дома на лужайку, погрузить в багажник автомобиля или упаковать в рюкзак для поездки за город на электричке либо автобусе.

Рис. 13.

В самом крайнем случае годится и балкон городской квартиры, но это плохое решение. Крупный инструмент на балконе не разместишь из-за нехватки места, от нагретого за день здания идут воздушные тепловые токи, портящие изображения, а ночное городское освещение и пыль создают такую засветку неба, что перечень объектов, доступных наблюдениям, съеживается не хуже шагреневой кожи. И если вас интересуют не только Солнце, Луна, планеты и ярчайшие звездные скопления, – прочь из города!

Но предположим, что у вас нет такой возможности. Тогда логичный выбор телескопа для вас – небольшой рефрактор, скромный «ньютон» или маленький катадиоптрик. Тип телескопа определяется главным образом габаритами балкона. Апертура «балконных» инструментов редко превышает 150 мм, а чаще не достигает и 100. Разумеется, это лучше, чем ничего, но...

Позволю себе две цитаты:

«Любитель приходит в восторг при одной мысли о покупке телескопа. Но когда мечта исполнена и инструмент куплен, настроение меняется. Нет скучнее занятия, как смотреть в телескоп, и нужны большая охота и терпение, чтобы примириться со всеми его трудностями и неудобствами. Во всяком случае, это вовсе не забава». Е. Чижов, «Звездные вечера», 1922 г.

«Есть вещи, занимательные для всякого, например, вид Луны, ее горы и моря, фазы Венеры, вид Марса, Юпитер с его спутниками, кольца Сатурна, звездные скопления, некоторые двойные звезды, – да вот почти и все. Эти вещи можно пересмотреть в два-три вечера». Там же.

Обескураживающе? Вот именно. Хотя с обеими цитатами можно и поспорить: сто лет назад речь могла идти только о весьма скромных любительских инструментах. Более крупный инструмент в хорошую ночь покажет вам столько разнообразных интереснейших объектов, что о трудностях и неудобствах вы, пожалуй, забудете. И даже маленький инструмент, взятый с собою в горы, где воздух чист и ночное небо порой позволяет видеть невооруженным глазом звезды до 7m, подарит вам много новых объектов и не меньше удовольствия. Увы, любители астрономии редко живут в высокогорных аулах, а рюкзак туриста-горника и без того не слишком легок...

Остается все-таки балкон – и осознание сермяжной правды Е. Чижова... Но! Как средство первого знакомства со звездным небом годится – если нет иного выхода – и маленький телескоп на балконе. Возможно, со временем он подтолкнет вас к чему-то большему. А может быть, и нет, – но и с маленьким телескопом вы уже увидели то, чего не видит большинство других людей.

Не пытайтесь только смотреть в телескоп сквозь оконное стекло. В этом случае оно окажется частью оптической системы телескопа, а качество оконных стекол, очень мягко говоря, не астрономическое. Ничего хорошего не выйдет и в том случае, если вы захотите разместить телескоп в комнате и смотреть сквозь открытое окно или форточку. Теплый воздух, выходящий из комнаты наружу, изуродует вид небесных объектов так, как не снилось и садисту-маньяку. И если уж вы наблюдаете на балконе, то закрывайте за собой дверь. Тепловые потоки, струящиеся вверх по стене здания, таким способом не побороть, но вы хоть не добавите к ним ток теплого воздуха, идущий из вашей квартиры...

Теперь предположим, что у вас есть деревенский дом, дача или возможность регулярно выезжать за город с телескопом на автомобиле. В этом случае для вас не предел и апертура 300 мм. Но какой тип телескопа выбрать?

Для этого придется ответить на 3 вопроса:

1. Какие объекты неба интересуют меня в первую очередь?

2. Насколько мне вообще интересно «шарить» телескопом по небу?

3. Какую денежную сумму я готов потратить на покупку телескопа?

Четвертый вопрос: «А не построить ли телескоп самому?» – я пока выношу за скобки. Этой теме будет уделено особое место в книге.

Многие хотят «купить такой телескоп, чтобы можно было фотографировать небо». Это пятый вопрос, и я призываю отбросить его. Прошу поверить на слово: современная астрофотография – большая и сложная область, требующая очень много времени, сил и материальных вложений. Нет решительно никакого смысла начинать ваше увлечение небом с астрофотографии, и, соответственно нет смысла приобретать ваш первый телескоп в расчете на то, что когда-нибудь он пригодится для фотосъемки небесных объектов. Визуальные наблюдения – вот то, с чего следует начать.

Если на вопрос о денежной сумме вы лишь усмехнетесь и небрежно помашете банковской картой, то ответ прост: покупайте большой катадиоптрик – «шмидт» или «максутов» – на компьютеризированной монтировке с функцией GoТо. И удачи вам! Но – увы и ах! – среди любителей наблюдательной астрономии богатые люди встречаются почти так же же редко, как и среди прочих граждан. Гораздо чаще любитель вынужден рассматривать бюджетные варианты.

Если вас интересуют лишь Солнце, Луна, планеты, рассеянные скопления и двойные звезды, то вам подойдет рефрактор с апертурой 80 – 150 мм. Будет он ахроматом или апохроматом – это уже зависит от вашего бюджета. По моему мнению, вряд ли стоит тратить чересчур много денег на ваш первый инструмент, когда вам самому еще не до конца ясно, как долго продержится ваше увлечение наблюдательной астрономией, – но вы, разумеется, вправе иметь собственное мнение. Качество оптики инструмента в данном случае даже важнее его апертуры. Простая азимутальная монтировка вам не слишком подойдет – желательна либо экваториальная, либо автоматическая азимутальная, с управлением от встроенного компьютера. Только имея монтировку, способную «вести» объект по небу вслед за вращением Земли, вы получите возможность подолгу держать объект в поле зрения, очень маленьком при больших увеличениях, и спокойно рассматривать все детали объекта, которые вам хочется рассмотреть.

При этом окажутся доступными и некоторые дип-скай объекты, особенно те из них, которые предпочтительнее рассматривать с большими увеличениями, а именно шаровые скопления и планетарные туманности. Хотя, конечно, для большинства объектов каталога NGC такой телескоп слабоват.

Если вас это не устраивает, придется выбрать телескоп с большей апертурой. Самый бюджетный вариант здесь – «ньютон». Несмотря на все его недостатки – сравнительно малое поле зрения, ограниченное аберрациями, большая длина трубы по сравнению с катадиоптриками, – «ньютон» не так уж плох. Во всяком случае, за счет отсутствия всякого рода оптических корректоров он имеет меньшие потери света в сравнении с теми же катадиоптриками. Это важно для наблюдения слабых туманностей. Апертуры 200 мм уже хватит на многие дип-скай объекты. Вообще, по мнению опытных наблюдателей, где-то близ апертуры 200 мм проходит граница между «дип-скайными» и «не дип-скайными» инструментами, этакий качественный скачок. В целом я присоединяюсь к этому мнению, но с существенной оговоркой: качество неба имеет не меньшее значение, чем апертура телескопа. Приведу простой пример из личной практики наблюдений. В созвездии Волопаса есть шаровое скопление NGC5466. Оно не такое уж слабое – примерно 10-й звездной величины, – но сильно размытое, низкой поверхностной яркости. В мой 260-мм «ньютон», установленной на дачном участке в 40 км от Москвы, я не сумел обнаружить его, хотя пытался не раз и не два. При засвеченном небе это рыхлое скопление совершенно пропадало, не помогали никакие стандартные хитрости вроде наблюдения боковым зрением и покачивания трубы. Но 180-мм «ньютон», привезенный в Крым и установленный подальше от засветки, сразу показал это шаровое скопление как далеко не самый тусклый объект, более чем уверенно наблюдаемый прямым зрением. Выводы делайте сами.

200-мм «ньютон» на экваториальной монтировке с часовым ведением очень даже подойдет и для наблюдения планет. Да, контрастность изображения «ньютона» несколько ниже, чем у рефрактора, но с этим можно мириться. Зато хроматизм «ньютона» ничтожен (определяется лишь окуляром), поэтому небесные объекты будут лишены цветных ореолов. Чаще всего в продаже попадаются 200-мм «ньютоны» с А = 1:5, но встречаются и с А = 1:6. Если есть выбор, то для визуальных наблюдений предпочтительнее второй вариант: пусть его труба на 20 см длиннее, зато меньшее центральное экранирование и большее поле зрения, свободное от комы, дадут некоторое улучшение качества изображения. Кстати, и неточность юстировки инструмента принесет меньше вреда.

Если же дип-скай объекты интересуют вас гораздо сильнее планет, то лучший выбор для вас – «ньютон» на монтировке Добсона (рис. 14). Джон Добсон (годы жизни 1915 – 2014), легендарный американский энтузиаст любительской астрономии и телескопостроения, не придумал ничего особенно нового; по его собственному признанию, идею монтировки, названной его именем, он подсмотрел у старинных артиллерийских орудий. Странно, что это не было сделано раньше, – идея, что называется, лежала на поверхности. Приходится признать, что люди в большинстве своем удивительным образом умеют смотреть и не видеть.

Рис. 14.

Монтировка Добсона – простейшая азимутальная. К трубе телескопа крепятся полуоси, скользящие по фторопластовым накладкам на боковых стенках основания монтировки. На жаргоне российских любителей астрономии это основание неуважительно называется «табуреткой». И неспроста: монтировка Добсона изготавливается из толстой фанеры или, на худой конец, из древесно-стружечной плиты; смастерить ее может каждый, потратив один-два вечера. Проще некуда! Скольжение по азимуту – обычно также на фторопласте. Можно при желании использовать скольжение «металл по металлу», «металл по фетру» и др. Лучше всего монтировка Добсона – в просторечии «добсон» или «доб» – подходит для рефлектора Ньютона, но изредка она используется и для других телескопических систем, например, для рефрактора с изломом оптической оси (с помощью плоского зеркала) или для «кассегрена – несмита», где окулярный узел ради удобства наблюдателя можно вывести в горизонтальную ось. Но когда говорят «добсон», это почти всегда означает «ньютон» на добсоновской «табуретке». Эти телескопы чрезвычайно популярны – прежде всего потому, что достаточно мощный «ньютон» на монтировке Добсона недорог и по сравнению с рефрактором относительно компактен. В наше время никого не удивляет 400-мм «добсон». Телескопостроительные фирмы изготовляют «добсоны» в диапазоне апертур 152 – 406 мм, а любители идут и дальше, порой строят «добы» с апертурой в 1 метр и более. По всей видимости, не менее 90% самодельных телескопов – это именно «ньютоны» на монтировке Добсона.

Но – в который раз я уже это говорю? – за все надо платить. За силу инструмента и его дешевизну – тоже. Классические «добсоны» не очень хорошо приспособлены для наблюдений объектов, требующих больших увеличений, – планет, тесных звездных пар, мелких планетарных туманностей. К примеру, мы смотрим на Сатурн, намереваясь разглядеть в его кольцах деление Кассини, а может быть, и деление Энке. Само собой, мы вынуждены установить сильный окуляр, обеспечивающий увеличение, близкое к максимальному полезному. Максимальное полезное увеличение в 8,4 раза больше минимального полезного. И если поле зрения вашего телескопа при минимальном полезном увеличении составляет, скажем, 1 угловой градус (что является типичным значением для «ньютона»), то при максимальном полезном увеличении оно уменьшится в 8,4 раза и составит чуть более 7 угловых минут. Земля вращается с угловой скоростью 15 градусов в час, и с такой же скоростью движется небо над нами (вблизи небесного экватора, разумеется). Это значит, что объект «пролетит» через все поле зрения нашего телескопа менее чем за полминуты. При этом приходится «ловить» объект так, чтобы он находится на краю поля зрения и двигался через его центр к противоположному краю. Затухающие вибрации только что повернутой трубы телескопа не дадут вам толком наблюдать еще 5-10 секунд. В сухом остатке – около 20 секунд наблюдения объекта, после чего надо «ловить» его заново, и эту процедуру нам придется повторить несколько раз, прежде чем мы рассмотрим объект как следует.

Естественно, все это куда менее удобно, чем наблюдать тот же объект при помощи телескопа, установленного на монтировку с часовым ведением. Впрочем, некоторые владельцы «добсонов» конструируют и успешно применяют «экваториальные добы» (та же монтировка, но наклоненная под углом, соответствующим географической широте места наблюдения), что не очень хорошо с чисто конструктивной точки зрения, однако работает. В данном случае, следуя за объектом, можно двигать трубу лишь по одной оси, а не по двум, что гораздо удобнее. Встречаются и самодельные «добы», снабженные приводами по обеим осям, с компьютерным управлением шаговыми двигателями. Тут можно пренебрежительно скривиться: мол, голь на выдумки хитра, – а можно и мысленно поаплодировать. Что до меня, то я лучше поаплодирую.

Конечно, нечего и говорить о том, что с помощью простого «добсона» нам не удастся измерить небесные координаты объекта или навести телескоп на объект по известным координатам. Наводить инструмент приходится с помощью искателя по опорным звездам, которые мы либо давно знаем, либо посмотрели в звездном атласе. Как, к примеру, навести телескоп на галактику М31, более известную как Туманность Андромеды? Очень просто. Ловим в перекрестье искателя яркую звезду β Андромеды, движемся от нее вверх к звезде μ Андромеды, лежащей примерно на полпути к М31, и продолжаем движение далее. Эту ярчайшую галактику северного неба мы прекрасно увидим уже в 6-кратный 30-мм искатель. Как после этого найти на небе М33 – Туманность Треугольника? Движемся от β Андромеды в прямо противоположную сторону примерно на тот же угловое расстояние. Как искать шаровое скопление М71? Мы найдем его между звездами γ и δ Стрелы. И так далее, и тому подобное... Правда, встречаются области неба, интересные в смысле обилия и разнообразия дип-скай объектов, но лишенные ярких звезд, которые удобно использовать как опорные. Таковы, например, созвездия Жирафа, Рыси и Малого Льва. Но тут уж ничего не поделаешь. Телескоп на монтировке Добсона – это просто «гляделка» и не более того. Зато при прочих равных – недорогая, мощная и транспортабельная. Существуют 300-мм «добы» с массой менее 15 кг. «Добсон» можно установить для наблюдений на любую твердую поверхность и даже на газон, а при желании без особого труда перенести с места на место. Наконец, ньютоновские трубы больших фабричных «добсонов» бывают складными, а многие самодеятельные телескопостроители, включая автора этой книги, делают их разборными, в виде фермы, что очень облегчает перевозку телескопа в багаже.

Почему я уделил столько места «ньютонам»? Как раз потому, что считаю телескоп Ньютона наиболее приемлемым для большинства начинающих любителей, не желающих швырять деньги впустую, а «ньютон» на монтировке Добсона – лучшим выбором первого телескопа для любителя, отдающего предпочтение дип-скай объектам. Апертура 200 мм для первого телескопа вполне достаточна как хороший компромисс между мощностью инструмента и его массо-габаритными (и ценовыми) характеристиками. Этот телескоп будет радовать вас на протяжении нескольких лет, показывая на небе все новые и новые объекты, а главное, он даст вам то, чего не заменят никакие инструкции: опыт наблюдений, практику обращения с инструментом и в конце концов понимание, куда двигаться дальше и надо ли это делать. Не исключено, что первый телескоп станет для вас и последним – то ли потому, что вы разочаруетесь в астрономических наблюдениях, то ли придет осознание, что и этого инструмента для вас достаточно. Тут все строго индивидуально. Но если после нескольких лет эксплуатации первого инструмента вы решите, что вам нужен инструмент помощнее или, скажем, инструмент, пригодный для астрофотографии, вы сможете сделать свой выбор уже осознанно, а не методом «тыка». Помните: любые описания, любые ответы на ваши вопросы на астрономических форумах могут дать вам лишь самое общее, самое поверхностное представление о предмете. Они никогда не дадут вам тех знаний и навыков, которые вы приобретете сами, эксплуатируя свой первый телескоп.

Наконец, может оказаться и так, что вы достаточно богаты и притом достаточно ленивы, чтобы в качестве первого телескопа выбрать катадиоптрик с приличной апертурой и навороченной компьютеризированной монтировкой с системой GoTo. В памяти этой системы хранятся координаты множества небесных объектов звездной и незвездной природы. Достаточно выставить монтировку по опорным звездам, после чего можно выбрать любой объект из базы данных – и монтировка сама наведет телескоп на объект. Список объектов, хранящихся в компьютерной памяти монтировки, всегда избыточен и в зависимости от модели телескопа может содержать от нескольких тысяч до более чем 100000 объектов. Не ждите только, что ваш телескоп покажет вам все эти объекты. Для многих из них ваш телескоп будет попросту слаб даже при идеальной атмосфере. А если еще учесть, что вы пока не обладаете квалификацией опытного наблюдателя, то будет вполне приемлемо, если вам окажется доступна хотя бы четверть списка. Что хорошего в том, чтобы выбрать какую-нибудь слабую туманность, нажать на кнопку, прослушать жужжание электродвигателей монтировки, наводящей телескоп на цель, не увидеть на этом месте ровным счетом ничего и размышлять, в чем причина: в неточной установке телескопа, в плохой атмосфере, в вашей низкой пока квалификации, или, может, просто монтировка глючит?

Да, GoTo поможет вам экономить время. Зато с этой системой вам будет труднее научиться чувствовать себя под звездным небом как рыба в воде. Довольно жалко выглядит владелец большого и дорогого телескопа, не умеющий легко ориентироваться в звездных картах и лишь моргающий в ответ на вопрос, где искать, к примеру, созвездие Лисички. Нет, если вы скажете ему, что в Лисичке находится знаменитая планетарная туманность М27 («Гантель»), он потычет пальцем в пульт и сориентируется, – но не похоже ли его поведение на задумчивость, простите, барана перед новыми воротами?

«Это не спортивно!» – скривится почти любой опытный наблюдатель, услыхав про GoTo. И будет по-своему прав: только отыскав на небе объект вручную, можно получить настоящее удовольствие, достигаемое через преодоление. Можно провести такую аналогию: лесные грибы вкусны, но тот, кто бродил по лесу с корзинкой, собирая их, получит больше удовольствия, чем тот, кто купил их на базаре. Рыбалка с удочкой или спиннингом – это удовольствие, а подчас и спорт; покупка живой рыбы в супермаркете... это просто покупка.

Так и со звездами: «шарить» по небу в поисках того или иного объекта – само по себе удовольствие. Хотя, возможно, и слегка мазохистское, если искомый объект упрямо не желает быть найденным. Зато какая радость охватывает наблюдателя, когда он, пусть и не с первой попытки, все-таки находит искомый объект! (А по пути сплошь и рядом примечает: вот тут интересное место, сюда надо позже вернуться и пронаблюдать повнимательнее.) Я прекрасно помню мою радость, когда я впервые увидел галактику Барнарда (NGC6822). Эта неправильная карликовая галактика относится к Местной группе галактик, она близка к нам, но ее поверхностная яркость низка, а кроме того, в той части созвездия Стрельца, где она находится, не очень-то хорошо с опорными звездами. Барнард открыл эту галактику в 150-мм рефрактор; у меня же под рукой был инструмент примерно той же оптической силы – 160-мм «ньютон». Я не стану утверждать, что, обнаружив эту галактику, я испытал волнение столь же яркое, что и Барнард, но отчетливо понял: эта ночь уже прошла не зря. Пусть даже о форме галактики я не мог сказать ничего, кроме того, что она несколько вытянутая.

Самостоятельно найти объект на небе – это сделать что-то новое и необычное лично для себя. Пусть даже до вас кто-то другой делал то же самое многие тысячи раз, – но ведь вы-то еще не делали! Побыть первооткрывателем хотя бы в микромасштабе отдельной личности, – что может быть приятнее?

Глава 5. Оцениваем качество инструмента

Что можно проверить при покупке телескопа? Внешний вид трубы и состояние оптики – на глаз. Столь поверхностным способом можно выявить только отсутствие либо наличие грязи на оптике и механических повреждений трубы и монтировки. Обычно их не бывает. Если вы покупаете еще и монтировку с часовым ведением, то в приличном магазине вам по вашей просьбе включат двигатели приводов и покажут, как и в каких режимах движется труба телескопа. Тут лучше не столько смотреть, сколько слушать. Жужжание механизмов должно быть негромким и ровным, лишенным каких бы то ни было щелчков и намека на скрежет. Бывает, что приводные механизмы работают с натугой и заеданиями, что сразу заметно на слух. Иногда это прискорбное явление означает грубые дефекты червячных шестерен редукторов, но гораздо чаще, как это ни смешно (хотя, по правде говоря, совершенно не смешно), вызывается обыкновенной металлической стружкой, неведомо как попавшей в шестерни при заводской сборке. Иногда ее столько, что просто диву даешься. Факт вопиющий, но факт.

Разумеется, вы проверили комплектность телескопа и его оптику на отсутствие загрязнений и царапин, послушали работу двигателей монтировки... и все? Да, пока все. Итак, телескоп вами куплен, и продавец в магазине поклялся, что вы не выбросили деньги на ветер, поскольку инструмент замечательный. Прочтя его паспортные данные, вы и сами склоняетесь к тому же мнению. Открыв дома ящик или коробку, вы видите, что труба и прочие узлы телескопа находятся в объятиях вспененного материала, почти исключающего вред от тряски при транспортировке, и завернуты в полиэтилен от пыли. Уже одно это заставляет вас проникнуться уважением к производителю. А глянцевый блеск трубы! А приятный волнующий запах специальной оптической смазки!

Радоваться никому не возбраняется. Радуйтесь! Но имейте в виду: внешний вид инструмента ровным счетом ничего не говорит о его практической пригодности. Поэтому в выигрыше остается тот, кто, радуясь в меру и недолго, спешит удостовериться в том, что он купил все-таки инструмент, а не «нечто в ящике».

Российские законы позволяют покупателю в течение 2 недель вернуть продавцу неповрежденный товар, если он не содержит в себе электроники (вот, кстати, еще одна причина хорошенько подумать, прежде чем купить телескоп с системой GoTo). Достаточно ли двух недель, чтобы понять, хорош ли ваш телескоп?

Иногда да, иногда нет. Казалось бы, проще всего проверить качество купленного инструмента по реальному небу, но тут перед вами могут возникнуть минимум два препятствия. Первое: плохая погода. Вы готовы наблюдать хоть всю ночь и «рветесь в бой», да вот только небо не готово разделить ваш энтузиазм. Плохая погода с низкой областью и дождями может держаться многими неделями, особенно осенью. Недаром на форуме интернет-сайта www.astronomy.ru имеется обширная тема с названием «Деревню Гадюкино смыло», где любители сетуют на полное безразличие погоды к их чаяниям, а нередко и обвиняют погоду в злом коварстве. И впрямь ведь иногда создается впечатление, что погода просто издевается над любителями наблюдательной астрономии!

Второе препятствие для любителя-одиночки – подходящие окуляры. Некоторые «фирменные» телескопы вообще не снабжены окулярами, а некоторые снабжены всего лишь одним-двумя. Часто это симметричные окуляры (другое название – окуляры Плёссла) с фокусными расстояниями 25 и 10 мм, тогда как для оценки качества телескопа вам как минимум нужно увеличение, близкое к максимальному полезному, и весьма желательно иметь возможность установить увеличение, в 2-3 раза превышающее максимальное полезное. Для этого надо иметь короткофокусный окуляр (чаще всего 3 – 4 мм, точнее вы можете подсчитать сами, зная параметры своего телескопа) и 2-3-кратную линзу Барлоу. Вы догадались купить их вместе с телескопом? Если да, то вы человек предусмотрительный. Если не догадались и притом не можете быстро приобрести их – хотя бы на время, – то мне остается лишь выразить надежду на то, что вам достался качественный телескоп. Что, к сожалению, бывает отнюдь не всегда.

Пусть не обманет вас ни красивый вид инструмента, ни его волнующий запах, ни даже вид Луны в телескоп! Луна никуда не денется. Погодите влюбляться в свою покупку. Для любви – если покупка ее достойна – еще придет время. Для начала выберите ясную темную ночь со спокойной атмосферой, когда звезды почти или совсем не мерцают, и отыщите на небе несколько объектов, которые могут дать вам некоторое представление о качестве вашего инструмента. Для этого лучше всего оценить его разрешающую способность по тесным звездным парам.

Предположим, паспортная разрешающая способность вашего телескопа равна одной секунде дуги, что соответствует апертуре 140 мм. Найдите двойную звезду с компонентами примерно равной яркости и расстоянием между компонентами несколько больше секунды дуги. Для начала можно взять, например, ε Лиры – знаменитую систему из 4-х звезд, расположенную вблизи Веги. Уже в слабенький бинокль видно, что это 2 звезды, а некоторые уверяют, что могут различить двойственность и невооруженным глазом. Но 140-мм телескоп при большом увеличении и спокойном небе должен без проблем показать, что каждая из этих двух звезд – тоже двойная. Угловое расстояние между компонентами – 2,5'' и 2,3'', тогда как расстояние между парами – 208''. Если ваш телескоп на пределе сможет разделить двойную звезду на компоненты (разрешить звездную пару, как говорят астрономы) при расстоянии между компонентами 1'', то он более чем уверенно разрешит обе компоненты ε Лиры – разумеется, лишь при слабой турбуленции атмосферы. Проводить этот тест при сильной турбуленции совершенно бессмысленно – вместо двух почти сливающихся друг с другом звезд вы увидите лишь мерзко дрожащее световое пятно.

Если вам удалось уверенно рассмотреть все 4 звезды в системе ε Лиры – хорошо! Переходите теперь к более тесным звездным парам, наметив их себе заранее, для чего полезно воспользоваться каталогом ярких двойных звезд, найдя его хотя бы в Интернете, если больше негде. Обязательно учтите, что ваш 140-мм телескоп, будучи идеальным (помечтать-то мы можем, верно?), разрешит на пределе звездную пару с расстоянием между компонентами 1'' лишь в случае одинаковой яркости обеих компонент. Если одна компонента намного ярче другой, это расстояние увеличится в разы. Подобрать звездную пару с точно одинаковой яркостью компонент, конечно, не удастся, но постарайтесь найти пару с примерно равными по яркости компонентами.

Само собой, перед тестом телескоп должен отстояться, чтобы принять температуру окружающего воздуха.

Идеальная оптика существует только в учебниках и мечтах. Ошибки формы оптических поверхностей есть всегда. Но если они находятся в допуске, то звездная пара с расстоянием между компонентами, соответствующим паспортной разрешающей способности телескопа, все-таки будет вами разрешена. Не ждите только, что вместо одной звезды вы увидите две, разделенные черным промежутком. Дело в том, что видимый диаметр наблюдаемой вами звезды, естественно, ни имеет ни малейшего отношения к ее истинному диаметру и определяется кружком Эри, а тот в свою очередь – параметрами оптической системы вашего телескопа. Причина такого безобразия, как уже было сказано, – волновая природа света и неизбежно сопутствующие ей дифракционные явления. Так что в тесной звездной паре кружки Эри от двух звезд частично сольются, и вы увидите фигуру наподобие восьмерки – но все-таки поймете, что там две звезды, а не одна. Это и будет означать, что вы разрешили звездную пару.

Если вам удалось проделать все это в течение пресловутых двух недель и разрешающая способность телескопа оказалась на высоте – радуйтесь. Вам действительно повезло, поскольку в вашу пользу сыграли сразу три фактора: во-первых, атмосфера позволила произвести тест, во-вторых, качество оптики вашего инструмента оказалось приемлемым, и в-третьих, заводская юстировка оказалась столь же приемлемой и не сбилась при транспортировке. А так бывает далеко не всегда!

Теперь предположим более печальный и, увы, более реалистичный результат теста: вам не удалось добиться от телескопа той разрешающей способности, которую он должен обеспечивать. Что делать в этом случае?

Во-первых, не паниковать. А во-вторых, попытаться понять причину неудачи. Может быть, вы переоценили спокойствие атмосферы? Или расстояние между компонентами двойной звезды, взятое вами из старого каталога, к настоящему времени уменьшилось из-за эллиптичности их орбит? Или, может быть, вам по каким-то причинам вообще не удалось найти на небе подходящую звездную пару?

Если на все три вопроса ответ отрицательный, то причина, вероятнее всего, кроется либо в некачественной оптике телескопа, либо в некачественной юстировке. Если у вас рефлектор Ньютона, то грубо оценить юстировку вы можете сразу. Снимите с трубы крышку, выньте из окулярного узла (фокусера) окуляр и просто посмотрите в трубку фокусера. Постарайтесь, чтобы ваш зрачок находился точно на оптической оси, то есть чтобы передний и задний обрезы трубки фокусера были строго концентричны. При хорошей в первом приближении юстировке вы должны увидеть главное зеркало, отражающееся в нем вторичное зеркало, а в нем – изображение вашего собственного глаза. И все это должно быть строго концентрично. Если главное зеркало «уехало» куда-то вбок или же вторичное зеркало находится не в центре главного – значит, юстировка выполнена некачественно, коль скоро ее дефекты обнаруживаются при помощи столь грубого приема.

Так что если у вас «ньютон», то начать надо с этого. Подробнее о юстировке будет рассказано позже, а пока замечу: ни в коем случае не юстируйте телескоп самостоятельно, если только у вас не «ньютон», где все достаточно просто и понятно! Юстировка более сложных оптических систем, а также рефракторов, по плечу только квалифицированным специалистам в хорошо оснащенной оптической мастерской. Несть числа любителям, у которых чешутся руки покрутить юстировочные винты, и чаще всего такого рода попытки оканчиваются полной разъюстировкой телескопа. Для вашей же пользы не уподобляйтесь таким «умельцам»!

Далее надо понять, насколько «крива» ваша оптика. Для этого лучше всего воспользоваться теневым методом Фуко с удаленным на бесконечность источником света. Удобна Полярная звезда, поскольку она почти не движется по небу, а если небо затянуто облаками, то подойдет яркий светодиод, удаленный от трубы телескопа на несколько десятков метров, или очень далекий фонарь. Главное, чтобы источник света был почти точечным и в трубу от него попадал параллельный (ну почти) поток лучей. Для того-то и надо удалять источник света на порядочное расстояние.

Допустим, в качестве источника света вы используете Полярную. Наведите на нее телескоп и сфокусируйте изображение. Выньте окуляр и посмотрите в трубку окулярного узла. Вы должны увидеть ровный белый свет. Теперь возьмите обычный столовый нож и, прижав его лезвие к фокусеру, медленно перекрывайте им поле зрения. Глаз держите поближе к ножу. Если светлый кружок затеняется сразу и равномерно, это очень хорошо. Если же на нем возникают заметные светлые и темные кольцевые зоны – плохо.

Слегка расфокусируйте изображение и опять вводите нож. В зависимости от того, находится ли нож в предфокальном или в зафокальном положении, граница света и тени будет смещаться либо в ту же сторону, куда вы перемещаете нож, либо в противоположную. Если граница света и тени прямая, то вам повезло, оптика вашего телескопа в первом приближении хороша. Если граница света и тени слегка изогнута и изгиб равномерный, в этом, возможно, тоже нет ничего страшного: это означает, что имеет место некоторая сферическая аберрация, однако оптические поверхности все-таки плавные. Нередко с этим можно мириться. Но резкие изгибы или изломы границы света и тени означают грубые местные ошибки оптики («канавки» или «валики»), и это очень плохо. Сугубое внимание обращайте на края границы света и тени. Очень часто ошибки поверхности находятся именно на краях зеркала или линзы: «завал края» или «подвернутый край» – весьма распространенные пороки готовых оптических изделий. Притом очень вредные, поскольку краевая зона, пусть даже узкая, имеет значительную площадь и ее дефекты портят изображение куда сильнее, чем ямка или бугорок в центре.

Подробнее о теневом методе Фуко мы поговорим опять-таки позже. А сейчас мы исследовали одной из разновидностей теневого метода всю оптическую систему телескопа. Если она хороша – замечательно. Можно поступить иначе: установить окуляр, дающий увеличение, в 1,5 – 2 раза превышающее максимальное полезное (или использовать сильный окуляр вместе с линзой Барлоу), и навести телескоп на ту же Полярную звезду. При столь сильном увеличении вы должны увидеть не только саму звезду в виде маленького кружка, но и дифракционные кольца вокруг нее (рис. 15).

Рис. 15.

Повторяю: размеры маленького кружка, называемого кружком Эри, не соответствуют ничтожно малым угловым размерам звезды, а зависят от оптических параметров вашего телескопа. Предел разрешающей способности телескопа определяется именно тем, как много световой энергии от удаленного источника попадет в кружок Эри. Вся эта картина с кружком Эри и кольцами убывающей интенсивности вокруг него – результат дифракции света на краях оптических элементов – зеркал или линз. При идеальной оптике объектива в кружке Эри сосредоточено 83,78% световой энергии, полученной телескопом от звезды, а остальная энергия распределяется по кольцам. Так, доставшаяся первому кольцу доля световой энергии составляет 7,22%, второму – 2,77%, третьему – 1,46% и так далее по убывающей. При хорошем объективе и достаточно ярком точечном световом источнике вы должны четко увидеть первое дифракционное кольцо, с трудом разглядеть второе и, вероятно, вообще не увидеть слабое третье, не говоря уже о четвертом. Если же вокруг кружка Эри вы видите множество ярких колец, это говорит о сферической аберрации. Кольца, яркие с одной стороны от кружка Эри и как бы пропадающие с противоположной стороны, говорят о коме, вероятно, являющейся следствием плохой юстировки. Кольца в виде эллипсов, а не окружностей, укажут на небольшой астигматизм. При сильном астигматизме кружок Эри превращается в подобие креста.

Если исследуется рефлектор с растяжками вторичного зеркала, то дифракционная картина усложняется, правда, не настолько, чтобы метод оценки качества телескопа по звезде оказался неприменимым. Требуется лишь большее внимание.

Может случиться и так, что при ясном ночном небе, лишенной турбуленции атмосфере и достаточно охладившемся на ночной прохладе телескопе вы тем не менее увидите в окуляр не дифракционную картину, а какой-то «ужас-ужас». Если и тест «по ножу» показывает резкую кривизну границы света и тени, то это уже повод усомниться в качестве оптики доставшегося вам телескопа.

Но ведь в случае рефлектора или катадиоптрика она состоит более чем из одного элемента. Например, в случае рефлектора Ньютона из двух – главного параболического и вторичного плоского зеркал. Как понять, какое из них некачественное? А может быть, оба? Или все дело в пережатии главного зеркала в оправе? Это явление встречается довольно часто. Зеркало рефлектора должно «гулять» в оправе на доли миллиметра. Если оно слишком затянуто винтами, это исказит его фигуру; особенно часто при этом появляется трехлучевой астигматизм. Попробуйте слегка ослабить винты крепления главного зеркала.

Если это не поможет, остается только одно: разбирать трубу телескопа и исследовать главное и вторичное зеркала по отдельности; главное – на теневой скамье опять-таки методом Фуко, а затем при помощи «искусственного неба» (специального приспособления, позволяющего избежать натурных испытаний по звезде), а плоское вторичное – при помощи интерферометра Физо либо (при смытом алюминиевом покрытии) накладыванием на пробник-эталон. Однако любитель-одиночка, как правило, лишен и теневой скамьи, и прочих радостей оптической лаборатории...

Впрочем, если две недели еще не прошли, поспешите в магазин. Там вам вернут деньги или обменяют товар. Никто, конечно, не даст гарантию того, что второй телескоп будет лучше первого, но шанс есть. Попытайтесь.

Однако гораздо лучше заранее, еще до покупки телескопа, обратиться к опытным мастерам – профессионалам или любителям – и договориться с ними о тестировании вашего телескопа на оптической скамье. Также и о юстировке, если в ней возникнет необходимость. К сожалению, она возникает достаточно часто...

Проще всего вылить ушат грязи на производителей. Но лучше вспомнить, что фирмы, производящие любительскую оптику, нигде в мире не сидят на государственной дотации и, следовательно, нацелены на извлечение прибыли. Нравится это кому-то или нет, но мы живем при капитализме. Оптическое производство таково, что сравнительно легко получаются только сферические поверхности; изготовление же параболических, гиперболических или еще каких-нибудь асферических оптических поверхностей – трудоемкий ручной процесс, слабо поддающийся автоматизации[1]. Над каждой такой поверхностью должен работать высококвалифицированный мастер-оптик, ее изготовление сродни искусству. Можно ли поставить шедевры на поток?

Шедевры – никоим образом нельзя, но добротные изделия вообще-то можно. Правда, поток этот будет жиденьким, а цена каждого отдельного изделия – немалой, подчас неподъемной для любителя. Примерно так – малыми сериями – производятся профессиональные инструменты из числа не самых крупных (у крупных производство не мелкосерийное, а единичное). С массовой любительской продукцией так не выйдет – обойдут конкуренты. Давно замечено: фирмы, производящие действительно качественную любительскую оптику, рано или поздно вынуждены уходить с рынка. У выживших продукция поставлена на поток – естественно, с соответствующим качеством, иногда приемлемым, иногда нет, и очень редко превосходным. Производитель правильно понимает специфику рынка: 9 из 10 покупателей не понесут телескоп обратно в магазин, поскольку не будут в состоянии оценить его качество. Они будут изредка любоваться Луной с ее кратерами, и этого им будет достаточно. Ведь Луна – самый простой небесный объект, не требующий идеальной оптики. А каждому десятому покупателю можно и обменять покупку...

Вот и пользуйтесь этой возможностью, коль скоро она гарантирована законом. Никто не обязан платить за дрянь.

Если же срок возврата истек, делать нечего – придется либо пользоваться тем инструментом, который достался, применяя малые и, может быть, средние увеличения, при которых дефекты оптики не сильно испортят изображения небесных объектов, либо переполировывать оптику телескопа. Забегая вперед, скажу: точная оптическая поверхность достигается направленной полировкой, так называемой фигуризацией. Лично мне приходилось переполировывать главные зеркала покупных телескопов, изготовленные в оптическом смысле чудовищно плохо. Как они прошли через контроль на заводе – никому не известно. Видимо, такой контроль...

Надеюсь, я не напугал вас. На самом деле шанс купить с первой попытки приемлемый инструмент все-таки не так уж мал. Чтобы увеличить его, попробуйте изучить отзывы покупателей о продукции различных фирм-производителей. Но только принимайте в расчет лишь относительно недавние отзывы: нередко бывает, что качество телескопов такой-то фирмы, еще недавно вполне приличное, вдруг резко падает. Что там произошло: поменялся менеджер или ушел на пенсию опытный старый мастер – гадать бесполезно и не нужно, нас ведь интересует только конечный эффект. Бывает и так, что фирма, напротив, постепенно улучшает качество продукции.

Кстати о запланированном, если можно так сказать, ухудшении качества продукции. В самом бюджетном сегменте рынка «ньютонов», где преобладают телескопы с апертурой до 130 мм, вы можете встретить как модель с длинной трубой, так и с короткой при одной и той же апертуре. Советую выбрать модель с длинной трубой. Как правило, главные зеркала столь малых рефлекторов не параболизуют, они делаются сферическими, а большое значение относительного отверстия маленьких коротких «ньютонов» обеспечивается за счет линзового корректора, который устанавливается в сходящемся световом пучке либо перед вторичным зеркалом, либо в окулярном узле. Какая-либо возможность юстировки корректора отсутствует, что и понятно: это удешевляет конструкцию, да и все равно 99% пользователей не смогут толково отъюстировать корректор. Как следствие, изображения, даваемые таким телескопом при больших увеличениях, будут хуже, чем дает длиннофокусный «ньютон» с «честным» сферическим главным зеркалом и без корректора.

В этой главе мне осталось рассказать подробнее лишь о кажущихся оптических дефектах, на самом деле дефектами не являющихся. Эти «дефекты» возникают у неопытных любителей астрономии лишь вследствие непонимания того, как следует обращаться с телескопом и, в конечном итоге, телескоп какой системы и апертуры будет для них оптимален. Случается так, что незадачливый любитель, не слишком стесненный в денежных средствах, в качестве своего первого телескопа приобретает сразу катадиоптрик с апертурой 300 – 400 мм. Вытащив телескоп из помещения на вольный воздух, владелец этого инструмента недоумевает: почему изображения столь плохи? И, естественно, первым делом начинает подозревать производителей в халатности, отсутствии контроля, стремлении нажиться любой ценой, а то и просто в мошенничестве. А спешить не надо.

Телескоп любого размера и любой оптической системы нуждается в отстойке для термостабилизации. Чтобы давать максимально качественные изображения, на которые он способен, он должен принять температуру окружающей среды, проще говоря – «отстояться». Наименьшее время отстойки необходимо для небольших рефракторов, наибольшее – для крупных катадиоптрических систем типа Райта и Максутова. Рефлекторы с открытой трубой и телескопы системы Клевцова находятся здесь где-то посередине.

Помимо системы и апертуры телескопа конкретное время отстойки зависит от многих факторов: материала оптических элементов (стекло К8, стекло той или иной марки серии ЛК или «пирекс», ситалл и т. д.), толщины линз или зеркал, толщины стенки трубы и ее материала, конструктивных особенностей и, разумеется, от разницы между температурой воздуха в помещении, где вы храните телескоп, и температурой воздуха снаружи, где вы его используете. Допустим даже, что помещение неотапливаемое. Весной и осенью перепады между дневной и ночной температурами могут достигать 20 и более градусов, и вечерами температура воздуха падает очень быстро. Главное зеркало рефлектора, если только оно не изготовлено из дорогого ситалла с практически нулевым коэффициентом температурного расширения, имеет достаточно большую толщину, значительную теплоемкость и при этом не слишком большую теплопроводность. Оно, разумеется, не может мгновенно отреагировать на изменение температуры внешней среды. Хуже того, передняя (рабочая) и задняя стороны зеркала охлаждаются неодинаково быстро, что приводит к ужасным (в оптическом смысле) деформациям оптической поверхности. Ни о каких серьезных наблюдениях до завершения отстойки здесь говорить, конечно, нельзя. Вряд ли вас позабавит некий кривляющийся уродец, на котором и рассмотреть-то ничего нельзя, вместо чистого и спокойного изображения планеты.

Строго говоря, с точки зрения минимизации времени отстойки лучше всего в период активных наблюдений хранить телескоп вне жилого помещения, скажем, в небольшой будке с малой тепловой инерцией, а то и просто на дачном участке под чехлом. Но и такая мера может не спасти вас от неприятностей, вызванных изменением температуры воздуха. Как правило, в ясную, благоприятствующую наблюдениям ночь наименьшая температура воздуха бывает перед самым рассветом, а на протяжении ночи температура монотонно падает – сначала быстро, потом медленнее. Хорошо, если если оптика вашего телескопа окажется в состоянии достаточно быстро подстраиваться под небольшие и плавные изменения температуры внешней среды или окажется малочувствительной к ним. А если нет?

А если нет – у вас может возникнуть подозрение, что вам подсунули некондицию, в то время как на самом деле оптическая система вашего телескопа вполне «на уровне».

Мастер-оптик никогда не поставит на оптическую скамью трубу телескопа без отстойки, а если и поставит, то лишь для того, чтобы продемонстрировать владельцу «весь тот ужас», который показывает труба. При этом продолжительность отстойки в оптической мастерской может достигать многих часов. Это делается для того, чтобы даже самые малые температурные перепады между оптикой и внешней средой практически отсутствовали и не влияли на теневую или интерференционную картину. Не пугайтесь: вам в ваших ночных наблюдениях не потребуется столь строгого температурного равенства, да оно и не получится, поскольку температура ночного воздуха все время немного меняется. Если произведена минимально необходимая отстойка – этого уже достаточно для наблюдений. Как правило. Исключения могут возникнуть – и возникают! – лишь в крупных катадиоптриках.

Даже при апертуре 200мм «Шмидт» или «Максутов» требуют существенно более продолжительной отстойки, чем обыкновенный рефлектор, а при апертурах 300 – 400 мм проблема становится прямо-таки болезненной. Необходимость особо долгой отстойки диктуется закрытой трубой и отсутствием эффективного теплообмена между воздухом, заключенном внутри трубы, и внешней воздушной средой. При закрытой трубе из теплообмена сразу исключается конвекция с эффективным отводом тепла во внешнюю среду. Отвод тепла осуществляется лишь через стенки трубы, окулярное отверстие и, в меньшей степени, стекло оптического корректора. Труба может быть металлической, бумажно-бакелитовой, стеклопластиковой или углепластиковой. Понятно, что металлическая труба, даже окрашенная, лучше проводит тепло, нежели пластик. И все-таки ее возможности по отводу заключенного внутри трубы тепла ограничены. Иногда для полноценной отстойки крупных телескопов не хватает всей ночи!

В старой литературе можно прочитать о том, что закрытая труба – это хорошо. В ней якобы нет сильных тепловых токов. На самом деле это с оговорками верно лишь для небольших рефракторов. В крупных катадиоптрических системах ток теплого воздуха, поднимающийся вверх от рабочей поверхности массивного главного зеркала, образует сильно портящее изображения струение, тем более мощное, чем выше разница температур зеркала и воздуха внутри трубы. И если в открытой трубе теплый воздух сразу же устремляется вверх и покидает трубу, то в закрытой трубе потоку теплого воздуха некуда деться, кроме как включиться в местную конвекцию. Охладить главное зеркало естественным путем можно только через цепочку: стенки трубы – воздух внутри трубы – главное зеркало. Катадиоптрик совсем не похож на длинный рефрактор, он имеет вид бочонка (или глубинной бомбы – кому что нравится) и обладает соотношением поверхность/объем, близким к минимальному. Потому-то теплообмен между ним и окружающим воздухом и происходит столь медленно.

Как быть? Первая важная рекомендация: если уж вы хотите в качестве вашего первого телескопа приобрести именно катадиоптрик, пусть его апертура будет небольшой: 150, максимум 200 мм. Для начала это очень неплохо! Такой телескоп может стать вам верным другом и спутником в путешествиях, поскольку он сравнительно мал и не слишком тяжел.

Вторая рекомендация связана с принудительным охлаждением трубы телескопа-катадиоптрика, то есть с прокачкой сквозь него воздуха. Это эффективная мера, но она требует существенной доработки трубы, поэтому на первый случай, пожалуй, лучше отказаться от нее, особенно если вы не обладаете достаточным опытом в слесарных работах.

Если же опыт у вас есть (в том числе опыт разборки, сборки и юстировки телескопа), гарантийный срок на телескоп истек, а время отстойки кажется вам чрезмерно большим, – что ж, можете попробовать прорезать в трубе два отверстия, в одно из которых вы вставите компактный вентилятор, а второе будет служить для выхода воздуха. Такое техническое решение действительно позволяет сократить время отстойки. Отверстий может быть и больше. Но помните, что, оснащая трубу телескопа системой принудительной вентиляции, вы берете на себя ответственность за попадание внутрь трубы пыли, которая уж точно не нужна ни вам, ни оптике вашего телескопа. Полезно установить в отверстиях какие-либо фильтры против пыли, хотя они, конечно, не панацея и вдобавок ослабят обдув...

[1] Если не считать технологии напыления на сферическое зеркало отражающего покрытия переменной толщины, чем и достигается асферичность, и некоторых других изысков.

ЧАСТЬ ВТОРАЯ. ПОСТРОЙКА ТЕЛЕСКОПА. Глава 1. Вы хорошо подумали?

Такое название этой главе дано мною неспроста: несравненно проще купить готовый телескоп, чем построить его самому. (Кстати, телескопы именно строят, а не собирают; собирают модели из детских конструкторов, гербарии и коллекции марок.) Не нужно также думать, что, занявшись постройкой вместо покупки, вы сильно выиграете в деньгах: скорее всего, ваш денежный выигрыш не превысит 20% от розничной цены «фирменного» телескопа с теми же характеристиками, а если еще учесть стоимость времени, которое вам придется потратить на постройку, то выигрыша и вовсе не будет.

Дилемма «строить или купить?» по сути решается вашим ответом на вопрос: «Хочется ли мне заняться строительством телескопа? Чувствую ли я зуд в руках? Готов ли идти к цели (наблюдению неба в собственный телескоп) через некое преодоление?»

Если нет, то вы смело можете пропустить эту часть книги. Если да – прочтите внимательно эту главу и вернитесь к тому же вопросу еще раз. Многолетний опыт показывает: начинающие телескопостроители сплошь и рядом плохо представляют себе, во что ввязались.

Я не пугаю. Я лишь пытаюсь избавить вас от разочарования, которое несомненно придет, если вы окажетесь недостаточно упорны. От вас потребуются следующие качества: терпение, аккуратность и умение не впадать в отчаяние при неудаче. Полезны также руки, растущие из нужного места, – хотя это дело наживное. Я и сам, между нами говоря, с детства относился к «криворуким» и вовсе не уверен, что уже вышел из данной категории.

«Просто решается только одна задача: создать телескоп на основе фотообъектива МТО-1000», – писал классик и корифей любительского телескопостроения М.С. Навашин и тут же добавлял: «Но вряд ли такой телескоп вас удовлетворит». Совершенно справедливо. Качество фотографической оптики почти всегда не дотягивает до требований, предъявляемых к инструменту, предназначенному для визуальных наблюдений, что удивляет несведущих людей. Но факт есть факт.

Чуть сложнее решается вопрос о постройке телескопа из готового комплекта оптики. В наше время можно купить готовые зеркала для «ньютона». Существуют фирмы и отдельные мастера, торгующие такой продукцией. Если вы пойдете этим путем, то вам останется лишь смастерить трубу с оправами для зеркал и монтировку – хотя бы добсоновскую «табуретку». Или купить готовую экваториальную монтировку. Но можно ли быть уверенным в качестве покупных зеркал? Увы, нет. Если с главными зеркалами дело обстоит еще сравнительно благополучно и явный брак попадается не столь часто, то вторичное плоское зеркало «Ньютона» лучше заказывать у проверенного мастера, а не покупать наобум. Как-то раз я купил в специализированном магазине 70-миллиметровое вторичное зеркало для «Ньютона» от одной известной зарубежной фирмы, немедленно проверил его на интерферометре Физо, убедился, что ошибки поверхности достигают нескольких длин волн, и в тот же день вернул зеркало в магазин. На те же «грабли» не раз наступали и мои коллеги. Обязательно поинтересуйтесь на астрономическом интернет-форуме, где на данный момент времени лучше заказать (или сразу купить, если повезет) качественную «вторичку». Да и главное зеркало лучше купить у мастера с хорошей репутацией.

Заметьте, я говорю только о системе Ньютона. Ни за какую другую оптическую систему начинающему телескопостроителю лучше не браться даже при наличии готовой оптики. Исключение тут может быть лишь одно: небольшой рефрактор с более-менее подходящим готовым объективом. Причин для столь суровой рекомендации множество, и все серьезные: тут и жесткие допуски при установке оптики в трубу, и сложности юстировки, и многое другое.

Построить «ньютон» на монтировке Добсона при наличии готового комплекта оптики – несложная задача. Но скучноватая. Гораздо интереснее самостоятельно «натереть» главное зеркало рефлектора Ньютона. Да, это кропотливая работа. Однако посильная для любителя в домашних условиях. А главное, при успехе дела вам обеспечена законная гордость творца, самостоятельно смастерившего хорошую вещь из какой-то, простите, ерунды.

Должен заметить еще раз: любитель, начавший осваивать теорию телескопостроения и ознакомившийся – пока лишь в теории – с достоинствами и недостатками различных оптических систем, часто впадает в желание построить что-нибудь посложнее рефлектора Ньютона. Боритесь с этим нескромным желанием, и да сопутствует вам успех в этой борьбе! Сложные оптические системы на кухне не получаются. Да, вас может увлечь кажущаяся простота максутовских телескопов, где почти все поверхности – сферические, но как вы будете контролировать выпуклую сторону мениска? С вогнутыми сферическими поверхностями особых проблем не будет, но для контроля выпуклых сфер применяются пробные стекла отличного качества. Изготавливать такое стекло имеет смысл лишь в одном случае: если вы задумали строить не один-единственный телескоп, а выпускать серию. А жесткие допуски на косину мениска? А на расстояние между оптическими компонентами? А на соосность? Все это в сумме – уж точно задача не для одиночки, корпящего над своей оптикой где-то в уголке квартиры, а для настоящего оптического производства с хорошей оптической лабораторией. То же касается и других сложных систем.

Словом, я настаиваю: на первый случай – только рефлектор Ньютона. Возможно, это не так «круто», но зато реально.

Что вам понадобится для начала?

Во-первых, надо обязательно прочитать книги М.С. Навашина «Телескоп астронома-любителя» и Л.Л. Сикорука «Телескопы для любителей астрономии» (хотя бы одну из них, но лучше обе, причем начать предпочтительнее с книги Навашина). Без этого условия чтение данного раздела лишено смысла. Эти тексты (имеющиеся в Интернете) – нечто вроде азбуки для начинающих телескопостроителей. Пытаться конкурировать с ними, вероятно, бессмысленно, повторять их – незачем и некрасиво, а вот дополнить и кое-где подправить – можно.

Да-да, никто не ангел, и даже великие гуру порой ошибаются – это раз. А вот два: время идет, и в обиход любителей телескопостроения постепенно входят новые методы, не отраженные в знаменитых книгах.

И все же эти книги надо прочитать, желательно раньше, чем дочитать эту главу. Во всяком случае, с этого момента и далее я буду считать, что хотя бы одна книга по любительскому телескопостроению вами прочитана, причем внимательно. Кто не любит читать и запоминать прочитанное, тот немногого достигнет.

Прочтя Навашина и/или Сикорука (несомненную пользу принесут также книги Чикина, Максутова и Наумова), попытайтесь ответить на четыре вопроса:

1. Действительно ли мне хочется построить (а не купить) телескоп?

2. Готов ли я к работе морально и материально?

3. Найдется ли у меня достаточно времени?

4. Могу ли я хотя бы на время получить в свое единоличное распоряжение достаточное для работы пространство, удовлетворяющее некоторым условиям?

Терпение и аккуратность не упоминаю, во-первых, из-за очевидности, а во-вторых, потому что эти качества столь же наживные, как и умелые руки. Работая над изделием, мастер одновременно работает и над собой, чаще всего замечая результаты этой работы уже постфактум, зато с некоторым приятным удивлением. Сказано давно и верно: дорогу осилит идущий. Это касается и самосовершенствования.

Допустим, вы ответили положительно на первые два вопроса. Перейдем сразу к третьему.

Вы должны понять: постройка телескопа требует времени. При отказе от постройки самодельной экваториальной монтировки львиная его доля уйдет на изготовление оптики. Возможно, изучив литературу, вы уже прикинули, сколько времени вам потребуется для изготовления главного зеркала, и надеетесь уложиться, скажем, в 30 часов, в каковую величину войдут «обдирка» стеклянной заготовки, все стадии шлифовки, полировка и фигуризация. От души желаю, чтобы так и вышло! Но, во-первых, начинающий любитель обычно тратит на «терку стекла» куда больше времени, а во-вторых, масса сопутствующих операций (отмучивание абразивов, изготовление шлифовальника и полировальника, формовка, оптический контроль и т д.) также занимают время, причем втрое-вчетверо большее, чем собственно работа со стеклом. Вам будет сложно завершить работу в приемлемый срок, если вы не сможете достаточно часто уделять постройке телескопа хотя бы два-три часа в день. А при слишком долгом сроке постройки первоначальный энтузиазм может ведь и испариться неведомо куда...

Собственно, третий и отчасти второй вопросы сводятся к одному: насколько вы флегматик по темпераменту? От этого зависит очень многое. Чем более вы флегматик, тем больше у вас шансов. Сангвиник не доведет дело до конца и увлечется чем-нибудь другим, холерик разобьет заготовку задолго до превращения ее в зеркало телескопа, меланхолик скиснет при первой же неудаче. К счастью, в большинстве людей классические темпераменты смешаны в более или менее гармоничном сочетании, а кроме того, очень полезный для жизни в нашем мире флегматизм можно ведь и выработать в себе понемногу. Правда, лучше заняться этим задолго до постройки первого телескопа...

Упомянутое в четвертом вопросе пространство должно находиться в помещении с более-менее ровной температурой и быть достаточно большим для размещения в нем, во-первых, рабочего стола, во-вторых, какого-то подобия оптической скамьи, а в-третьих – деталей и материалов, необходимых в работе. А если вам захочется смастерить небольшой шлифовально-полировальный станочек (каковое желание можно только приветствовать) – то и для станочка.

Не слишком пугайтесь: речь идет всего-навсего о 4-5 квадратных метрах и притом на время. Чаще всего любитель работает над телескопом дома. Тут нужно обеспечить себе поддержку – или хотя бы доброжелательный нейтралитет – членов вашей семьи.

Это не так просто, как может показаться. От громкого хруста стекла, выкрашиваемого грубым шлифзерном во время «обдирки» вашего будущего зеркала, может осатанеть даже кроткий человек. Постарайтесь проделать эту операцию без слушателей. Вообще лучше работать, когда поблизости никого нет, ибо даже если вы не мешаете никому, то могут помешать вам. И не только люди. Когда в работе над первым моим зеркалом я «по-чикински» бродил по орбите вокруг «бочки» (точнее, кухонной тумбочки, перевернутой вверх ногами, чтобы портить ее там, где не видно), моя кошка сидела в засаде, следя за тем, как я ритмично – топ-топ – переступаю ногами, затем внезапно набрасывалась и повисала на ноге, заставляя меня чертыхаться и сбивая с ритма.

На этапе полировки и фигуризации зеркала очень важна стабильная температура в помещении. Желательно, чтобы она не менялась более чем на 2-3 градуса. Обязательно повесьте термометр возле рабочего места.

Крайне важно отсутствие пыли – я имею в виду минеральную пыль, способную поцарапать стекло. Авторы литературы по любительскому телескопостроению, особенно М.С. Навашин, придают этому фактору огромное значение. И они совершенно правы – но с несколькими оговорками.

Пыль бывает разная. Если ваши окна выходят на оживленную автомагистраль, или рядом находится промышленная зона, или вы живете в местности, где не редкость суховеи, поднимающие с земли тучи пыли, – тут все ясно: эта пыль может погубить вашу работу, боритесь с ней всеми способами. Далее – абразив. Мелкие абразивные порошки в сухом виде охотно «пылят», например, при пересыпании их из банки, где они хранятся, в расходную емкость. Начинается это безобразие примерно с порошка М20 (что соответствует размеру зерна 0,02 мм или 20 мкм). Поэтому слова о влажной уборке до перехода к следующему, более мелкому номеру абразива отнюдь не лишние.

«Абразив не летает», – тем не менее заявляют мастера-оптики. Данную фразу надо понимать следующим образом: он быстро опускается на пол и не мешает, если все манипуляции с сухим абразивом проделывать подальше от рабочего места. Это в общем случае верно. Скорость опускания твердой частицы в некоторой среде линейно зависит от плотности среды. Плотность воздуха при 15 градусах Цельсия и атмосферном давлении 760 мм рт. ст. составляет 1,225 кг/кубометр, что в 816 раз меньше плотности воды. И если зерно порошка М20 опустится в воде на 1 метр за 30 минут, то в воздухе ему понадобится для этого всего 2,2 секунды. Казалось бы, не о чем беспокоиться.

Это было бы так, если бы отсутствовала вероятность занести абразив на зеркало или шлифовальник на рукавах одежды, под ногтями и еще сотней разных способов. По этой причине недопустимы сквозняки в помещении во время работы и подготовки к ней. И, между прочим, на оптическом производстве грубую шлифовку, тонкую шлифовку и полировку производят в разных помещениях.

Твердая пылинка может упасть на ваше зеркало (или шлифовальник, или полировальник) и с потолка. В «тяжелых» случаях, когда опыт показал, что это действительно происходит, а как следует вымыть потолок невозможно, приходится устраивать над рабочим местом навес – хотя бы из полиэтиленовой пленки.

Существует, и в большом количестве, пыль иного, безвредного рода. В жилых помещениях она преобладает. Это чешуйки омертвевшей и отслоившейся человеческой кожи, крохотные шерстинки, пыльца растений и тому подобные мелкие, но мягкие объекты. Бояться, что они поцарапают зеркало, разумеется, не приходится.

Вывод из сказанного лишь один: с пылью надо бороться с умом. Включите здравый смысл и сами поймите, какая мера борьбы разумна, а какая нет. Доказано практикой: чаще всего царапины на поверхности зеркала возникают не из-за того, что ваше рабочее помещение не соответствует высоким стандартам чистоты воздуха, а из-за досадной небрежности мастера.

Между прочим, мелкие твердые частицы могут содержаться и в водопроводной воде, особенно если водопроводные трубы старые. На этапах тонкой шлифовки, полировки и фигуризации лучше дать воде отстояться или пропустить ее через фильтр, прежде чем разводить этой водой абразив или полирит. По той же причине нежелательно пользоваться горячей водой из-под крана, так как горячие водопроводные трубы сильнее корродируют с внутренней стороны. Царапины по причине некачественной водопроводной воды – редкость, но если простейшая мера предосторожности позволит вам хоть немного уменьшить опасность появления царапин, то почему бы не сделать именно так?

Для теневых испытаний зеркала помещение обязательно должно затеняться. Нужны плотные шторы или ставни. Не ждать же всякий раз наступления темного времени суток, чтобы проверить фигуру зеркала!

И наконец, крайне желательно отсутствие вибраций. Они обязательно возникнут, если ваше рабочее помещение расположено рядом с железной дорогой или автострадой, над линией метро и т. д. Лучшее средство уменьшить вибрации – соорудить простейшую оптическую скамью из доски, квадратной дощечки для крепления к ней зеркала и двух уголков для крепления дощечки, как советуют корифеи. Вибраций скамья не отменит, но вибрации испытуемого зеркала, установленного на скамье, и теневого прибора, установленного на ней же, будут происходить в фазе или почти в фазе. Это средство должно помочь, но если вибрации настолько сильны, что и оно не помогает, – поставьте скамью на надутые камеры от велосипеда или мотоцикла. Воздух в них уменьшит вибрации до приемлемого, а может быть, и до ненаблюдаемого уровня. Однако медленные покачивания оптической скамьи на надутых камерах могут привести к низкочастотному болтанию зеркала, если оно не закреплено жестко в каком-либо держателе, а, например, висит в ремне, и сильно затруднить поиск и разглядывание теневых картин. Если так и произошло, то, возможно, лучше применить не надутые камеры, а какие-нибудь иные гасящие вибрации предметы: мешки с песком, прокладки из нескольких слоев войлока и т. п.

Но хватит о рабочем месте. Вам понадобятся также некоторые материалы, которые нетрудно раздобыть, а также абразивы и полирит. В наше время незачем добывать абразивы из точильных кругов или наждачной бумаги и получать химическим путем крокус для полировки. И абразивы, и полирит нетрудно найти в продаже, поиск в Интернете наверняка принесет плоды. Правда, вас могут спросить, как спросили однажды меня: «Вам сколько вагонов надо?» – ну что ж, улыбнитесь, оставьте оптовиков в покое и продолжайте поиски. Если же вам не повезет и в ваших руках окажется лишь грубое шлифзерно вроде №50 – №25, следующие «номера» абразивов можно получить просеиванием и отмучиванием. Кстати, самые тонкие шлифпорошки из числа фабричных также неплохо бы отмучить перед употреблением – они могут быть загрязнены более грубым абразивом еще на стадии изготовления или транспортировки. Такое, увы, случается.

По части описания отмучивания абразивов прав Сикорук, а не Навашин: время отмучивания указано для емкости высотой в 1 метр. Если в вашем распоряжении только 3- или 5-литровая банка, надо измерить ее высоту и пропорционально уменьшить время отмучивания. Кстати, в этом случае лучше отмучить абразив дважды или даже трижды. Во всяком случае, мой личный опыт показал, что это так. Однократное отмучивание в 3-литровой банке еще не гарантирует отсутствия остаточного загрязнения абразива более крупными зернами.

Отработанный абразив на всех стадиях шлифовки, не нужный более для обработки данного зеркала, можно, конечно, выбросить, хотя это не по-хозяйски. Если разделить его на фракции отмучиванием, то он еще послужит для шлифовки следующего зеркала. Во всяком случае, на оптическом производстве использованный абразив не выбрасывают, а в видах экономии отмучивают и вновь пускают в дело.

Вам также понадобится полировальная смола. Если есть возможность добыть заводскую смолу – не упустите ее, но обязательно выясните, на какой диапазон рабочих температур она рассчитана. Например, смола П9, состоящая из 50% канифоли, 49% древесного пека и 1% пчелиного воска, хорошо работает в диапазоне температур 20 – 25 градусов Цельсия. Скорее всего, это именно то, что вам надо. Если же вам в руки попадет, например, смола П8 (15% канифоли, 84% пека, 1% воска, диапазон температур 15 – 20 градусов), то нет ничего проще, чем расплавить ее, добавить канифоли и хорошенько перемешать. Точно так же, только добавив пека, можно получить смолу нужной кондиции, если у вас есть, например, твердая смола П10.

В реальности твердость заводской смолы может не соответствовать ее марке. Случается, например, что для диапазона температур 20 – 25 градусов лучше подходит смола П8, по идее более мягкая, чем нужно. Но «по идее» не значит «в действительности». Мог напортачить изготовитель, а могло случиться и так, что свойства смолы изменились от времени (при долгом хранении смола делается тверже). В конечном итоге вы поймете, хороша ли ваша смола, уже на этапе полировки.

Как справедливо указывают корифеи, вместо древесного пека в смоле можно использовать гудрон. Но если вам в руки попадет пек, то лучше иметь дело с ним. Правда, пек бывает загрязнен дегтем, отчего смолу приходится осторожно варить несколько часов, страдая от дурного запаха, пока наконец деготь не улетучится, а запах смолы не сменится на приятный. Варка смолы требует наблюдения за процессом и периодического помешивания деревянной палочкой. Ни в коем случае смола не должна закипеть! Между прочим, именно поэтому корифеи советуют пользоваться электроплиткой с регулятором, а не газовой плитой. Если же вы все-таки варите смолу на газовой плите, то отрегулируйте огонь до самого малого, воспользуйтесь рассекателем и будьте очень бдительны. Посуду при расплавлении смолы обязательно надо накрыть – хотя бы сложенной в несколько раз газетой. Так смола будет прогреваться более равномерно. И не форсируйте процесс, даже если вам будет казаться, что ингредиенты смолы плавятся чересчур медленно! Это именно то, что нужно. Сначала процесс плавления действительно идет медленно, а потом вы и оглянуться не успеете, как вдруг окажется, что смола уже жидкая и готова закипеть.

Чтобы гарантированно не перегреть смолу, некоторые любители варят ее на паровой бане, для чего даже порой мастерят соответствующую посуду, но это экзотика. Она вам точно не потребуется, если вы отнесетесь к процессу варки смолы с должным уважением.

А вот процеживать смолу не надо, если только она не загрязнена щепками, металлическими стружками, обрывками бумаги и прочим мусором. Для твердой песчинки, попавшей в смолу, сложенная вдвое (как советуют) марля – не преграда, зато есть очень хороший шанс, что при отливке и формовке полировальника эта песчинка утонет в смоле «с головой» и не наделает царапин на зеркале. Однако брать для варки смолы заведомо грязные ингредиенты, конечно, не следует.

Пчелиный воск нередко можно приобрести у торговцев медом, но в целом он не так уж обязателен.

Твердость смолы можно уменьшить также добавкой в нее небольшого количества скипидара или касторового масла. Существуют и рецепты смолы, сваренной исключительно из канифоли с касторовым маслом, но для первого опыта лучше все же использовать классический рецепт смолы из канифоли и пека (либо гудрона).

Гудрон вам может попасться разный, как мягкий, так и твердый. Если при комнатной температуре кусок гудрона остается твердым и колется при ударе, то можно смешивать его с канифолью примерно в равных долях; если же при комнатной температуре ваш палец при давлении оставит на куске гудрона ямку, значит, в вашей смоле должно быть больше канифоли и меньше гудрона. «Ногтевой» тест для определения твердости остывшей смолы в принципе работает, но дает большой разброс и применяется лишь за неимением лучшего. А ничего лучшего у любителя и не бывает. У профессионала, впрочем, сплошь и рядом тоже, но профессионал имеет опыт. Иногда возникает необходимость снять смолу с полировальника и переварить ее в целях уменьшения или увеличения ее твердости. Как вариант, можно вместо этого изменить температуру воздуха в рабочем помещении, если имеется такая возможность.

Полирит в наше время не так уж трудно купить. Лучше все-таки иметь дело с полиритом, а не крокусом. Полирит быстрее работает благодаря несколько большей, чем у крокуса, твердости зерен окислов редкоземельных металлов. Это правда, что при полировке крокусом получится поверхность несколько лучшего качества, чем при работе с полиритом, но на практике эта разница не будет ощутима.

Полирит бывает разный и выпускается разными фирмами под разнообразными названиями: оптипол, реджипол, полимакс, тацепол, фторопол, церит, опалин, церимакс, церокс, тирокс и др. Эти порошки различаются размером зерен, который чаще всего варьирует в пределах 0,8 – 3 мкм, и массовой долей двуокиси церия, более твердой, чем окислы других редкоземельных металлов. Чем выше доля CeO2 в полирите, тем быстрее он полирует стекло, но тем ниже качество отполированной поверхности. То же самое с размером зерен полирита: чем они крупнее, тем эффективнее работает полирит, но хуже качество полировки. Если вам в руки попал неизвестный полирит, то размер его зерен оценить трудно (разве что с помощью сильного микроскопа), но о составе порошка можно кое-что сказать по его цвету: чем порошок светлее и желтее, тем больше в нем окиси церия. Встречается в продаже и чистая (ну почти) окись церия. Она имеет белый или розоватый цвет и стоит дороже. Полирит с невысоким содержанием двуокиси церия имеет коричневый цвет и работает медленнее. Разница в скорости сполировывания становится особенно заметной при асферизации (например, параболизации) зеркал из твердых сортов стекла.

В идеале следует начинать полировку крупнозернистым полиритом белого, розоватого или желтого цвета, а заканчивать фигуризацию зеркала при помощи более мягкого коричневого полирита с малым размером зерен, но любителю обычно приходится иметь дело с тем полиритом, который удалось раздобыть. Пугаться не следует: даже при полировке чистой двуокисью церия получаются вполне приемлемые любительские зеркала. Кроме того – если уж вам достался крупнозернистый полирит, – на последних стадиях работы его ведь можно и растереть между двух матовых стекол, как советовал М.С. Навашин, а затем отмучить, отобрав для работы мелкую фракцию.

Не надо только пугаться обывательских разговоров о якобы страшной радиоактивности полирита. Это байки. На самом деле полирит действительно чуть-чуть радиоактивен (главным образом из-за присутствия в нем малой примеси вездесущего тория-232), но «фонит» не сильнее обыкновенного гранита. Не боитесь же вы зданий и набережных, облицованных гранитом!

Следует сказать несколько слов о теневом приборе, который вам понадобится для оптического контроля. Сама тема теневого прибора и теневых испытаний подробно рассмотрена у классиков, и повторять вслед за ними весь материал нет смысла. Я остановлюсь лишь на двух моментах.

Источник света в теневом приборе должен быть компактным и, главное, ярким! Это очень важно. Не так уж много света отражает отполированное зеркало без металлического покрытия. Чем ярче будет теневая картина, тем больше подробностей вы сможете заметить на ней и тем лучше поймете, в каком направлении идет фигуризация зеркала и что надо изменить в данном процессе. В этом смысле щель в теневом приборе намного лучше искусственной звезды, и конденсор в виде короткофокусной линзы между ней и источником света устанавливают не зря. Пользуйтесь искусственной звездой без конденсора лишь в том случае, если можете затемнить помещение для теневых испытаний до состояния кромешной тьмы.

Даже при изготовлении сферического зеркала удобнее применять теневой прибор, перемещения ножа в котором (особенно вдоль оптической оси) – микрометрические. При изготовлении параболического зеркала такой теневой прибор просто необходим. Можно смастерить простую рычажную конструкцию, описанную М.С. Навашиным, а можно и выдумать свою. Не так уж это и трудно. Например, мой первый теневой прибор был собран из двух деревянных брусков, двух деревянных катушек от ниток, гибкой стальной линейки, лезвия для безопасной бритвы, струбцины и микрометра. Штырек микрометра гнул опирающуюся на катушки линейку, к которой в месте давления было приклеено лезвие безопасной бритвы. Таким образом, перемещения ножа вдоль оптической оси были микрометрическими, а поперек – ручными, с преодолением небольшого трения. Конструкция импровизированная и далеко не самая лучшая, но она работала, а это ли не главное?

Думаю, изучив классическую литературу по любительскому телескопостроению, вы уже поняли: чем ближе сдвинуты нож и светящаяся щель (либо звезда), тем лучше.

Читая различные материалы о теневых приборах, размещенные на астрономических форумах, вы можете наткнуться на такой вариант: размещение источника света, в качестве которого часто выступает мощный светодиод, перед ножом (если смотреть со стороны наблюдателя). В самом деле, почему бы не использовать нож как половинку щели, а без второй половинки и вовсе обойтись? Этот вариант, названный теневым прибором с полубесконечной щелью, был некогда исследован Д.Д. Максутовым. Было показано, что при использовании подобного прибора чувствительность теневого метода падает втрое, то есть снижается до λ/15 – λ/30. Достаточно ли такой точности?

Для простых (сферических длиннофокусных) зеркал – да. Но только для простых. Лучше все же не полениться смастерить совершенный теневой прибор, тем более что изготовить щель (и одновременно нож) из двух обломков лезвия безопасной бритвы, сдвинутых между собой на долю миллиметра, не такая уж сложная задача.

Что касается использования решетки Ронки и метода нити, то для начинающего любителя, думается, они излишни и могут применяться лишь из любопытства. Некоторые считают, что эти методы более наглядны, но я так не считаю. Грубо оценить фигуру зеркала можно и проще: ей соответствует граница света и тени при вдвигании ножа в предфокальном либо зафокальном положении. Подавляющее большинство любителей с успехом пользуется классическим методом Фуко.

Вам понадобится еще много разных мелочей, на которых я не стану останавливаться, во-первых, поскольку они многократно описаны в литературе, а во-вторых, потому что раздобыть их не составляет никакого труда.

Глава 2. Выбор заготовки, или чуть-чуть о скромности

Корифеи и гуру любительского телескопостроения в один голос советуют начинать со 150-миллиметрового сферического зеркала. Сферическая (а не параболическая или с какой-нибудь иной асферикой) форма его поверхности накладывает ограничение на максимальное относительное отверстие (не более 1:8,1 при отклонении поверхности от параболоида λ/8, что соответствует фокусному расстоянию 1215 мм). В итоге получится довольно скромное главное зеркало для довольно скромного любительского инструмента. В чем тут дело? Неужели корифеи и гуру, творя свои книги, попросту списывали друг у друга?

Никоим образом. Они просто мудры, потому и гуру.

Ваше первое зеркало должно быть небольшим. Во-первых, заготовку для него легче достать, а если это не удастся – вырезать ее из толстого витринного стекла или – если повезет – более крупной заготовки из качественного стекла, забракованной по причине, например, серьезных сколов на краю. Во-вторых, имеют значение размеры места, потребного для работы. В-третьих, со 150-мм стеклом вы уж точно не измучитесь физически, двигая его туда-сюда по шлифовальнику и полировальнику. В-четвертых, при фатальной неудаче (зеркало раскололось) ваши материальные потери будут невелики, что, возможно, отчасти поможет вам справиться с потерями моральными.

И эти доводы отнюдь не главные. Есть кое-что поважнее.

Зеркало большого диаметра поневоле должно иметь большую толщину. Практически в каждой книжке по любительскому телескопостроению вы найдете таблицу зависимости толщины заготовки для главного зеркала от ее диаметра[1]. При разгрузке 150-мм зеркала на 3 точки достаточно 20-мм толщины заготовки (для стекла К8 или витринного). Правда, если разгрузить зеркало на 6 или более точек, необходимая толщина заготовки уменьшается в разы. Вот тут-то и кроется ловушка. Наберите в YouTube поиск по теме «Телескоп своими руками», и вы увидите целый ряд роликов, где энтузиасты ничтоже сумняшеся вырезают из витринного стекла весьма крупные заготовки для зеркал. Неискушенный, но самонадеянный любитель легко может прийти к мысли: возьму здоровенную тонкую заготовку, разгружу ее (в том числе при работе над зеркалом; об этом ниже) на 9-18-27 точек и построю инструмент-гигант! Тем более что на интернет-форумах можно встретить даже такое чудо, как заверения одного самодеятельного телескопостроителя в том, что он изготовил зеркало хорошего качества диаметром свыше 500 мм при толщине менее 20 мм!

От души советую: отнеситесь к таким заверениям скептически. Более чем вероятно, что их автор пребывает в плену самообмана. Практически наверняка ничего хорошего из подобной попытки у вас не выйдет, так что боритесь с гигантоманией. Сложность разгрузки большого тонкого зеркала при его изготовлении, испытании и, наконец, в готовом телескопе перевесит все выгоды большой апертуры. Как вы думаете, почему мастера на оптическом производстве не любят браться за изготовление зеркал, если отношение их толщины к диаметру меньше 1:8, в крайнем случае 1:10? Ответ: с тонким зеркалом даже им, опытным мастерам, придется помучиться. Вероятность же того, что неопытный любитель изготовит тонкое зеркало приличного качества, и вовсе близка к нулю.

Кстати, в телескопе большое, но тонкое зеркало приходится разгружать не только с тыльной стороны, но и с боковой. К примеру, если 250-мм зеркало толщиной 30 мм еще может лежать боковиной на двух упорах, то уже 300-мм зеркало той же толщины при такой боковой разгрузке ведет себя отвратительно, то есть недопустимо деформируется под собственным весом. Приходится применять специальные меры боковой разгрузки, либо увеличивая количество опорных точек (например, с помощью качающихся коромысел), либо подвешивая зеркало в ремне или тросике, как при теневых испытаниях. Но 300-мм зеркало толщиной 30 мм деформируется, хотя уже и не фатально, даже при подвеске его в ремне. У зеркала, как говорят мастера-оптики, «растет пузо», то есть появляется асимметричный внеосевой бугор. Изображения окологоризонтных объектов, наблюдаемых в телескоп с таким зеркалом, будут подпорчены сферической аберрацией и астигматизмом. Помните, у вас не будет ни так называемой активной разгрузки, используемой для зеркал крупнейших современных телескопов, ни весьма сложной механической системы разгрузки главного зеркала, примененной для 42-тонного 6-метрового зеркала БТА!

И даже этот довод против гигантизма еще не самый главный. Основная причина совета начать со 150-мм зеркала – ненужность его параболизации. То есть параболизовать-то его можно, но категорической необходимости в этом нет. А вот 250-мм зеркало, как справедливо указал М.С. Навашин, уже придется параболизовать, иначе телескоп на его основе превратится в неподъемного и неудобного в работе монстра с длиной трубы порядка 2,5 м. И даже для параболического зеркала профессор Навашин посоветовал ограничиться относительным отверстием 1:7, не гонясь за более короткой трубой. Но почему?

В самом деле, почему бы не изготовить параболическое зеркало с А = 1:4 или даже больше и не построить на его основе «ньютон» с короткой трубой? В чем подвох?

В нескольких обстоятельствах. Необходимость применить в короткофокусном «ньютоне» более крупное вторичное зеркало – наверное, наименьшая проблема. Подбор окуляров, не портящих изображение при относительных отверстиях 1:5 и выше – тоже проблема худо-бедно решаемая. С трудностями юстировки короткофокусной оптической системы тоже можно справиться, помучившись сколько надо. Наконец, при наблюдениях в телескоп с А = 1:5 уже желательно применять корректор комы, а при А = 1:4 – желательно крайне. Корректор комы совершенно обязателен в том случае, если вы намереваетесь использовать короткофокусный «ньютон» как астрограф. Расчет показывает, что 250-мм «ньютон» с А = 1:7 будет иметь радиус поля зрения, условно свободного от комы, 3,66'. Не так уж много, но, как говорится, жить можно. Если же уменьшить относительное отверстие до 1:4, то этот радиус уменьшится до 1,19'. При этом размер малой оси пятна комы на краю поля зрения увеличится более чем втрое.

Корректор комы избавит вас (ну почти) от этой беды, хотя это дополнительная деталь, дополнительные расходы и дополнительные потери света на линзах корректора. В целом перечисленные выше проблемы вполне решаемы. Не в них кроется главная загвоздка.

Сложность оптического контроля короткофокусного параболического зеркала – вот основная причина не гнаться за большим относительным отверстием. При испытаниях малосветосильного сферического зеркала вы спокойно пользуетесь теневым методом, изобретенным Леоном Фуко в позапрошлом веке и честно служащим по сей день. Этот метод хорош именно для сферических зеркал. Не нужно большой квалификации, чтобы заметить, глядя в теневой прибор: вот все зеркало разом осветилось, вот так же мгновенно погасло, а вот оно покрылось пепельной полутенью... Очень наглядно, да и просто красиво! Точность метода высока и более чем достаточна.

Теперь предположим, что мы работаем над относительно короткофокусным зеркалом, стремясь приблизить его к параболоиду и время от времени исследуя его методом Фуко. Мы даже предположим, что нам удалось достать или изготовить очень хороший теневой прибор, свободный от инструментального астигматизма, то есть такой прибор, в котором нож совмещен со светящейся щелью (об этом см. у Л.Л. Сикорука). Да-да, мы применяем специальные маски или наносим на зеркало метки фломастером, заполняем таблицы и высчитываем отклонение фигуры зеркала от идеальной параболы методом Миллье-Лакруа (см. опять же книгу Л.Л. Сикорука "Телескопы для любителей астрономии). Это несложно и даже порой увлекательно. Получим ли мы в итоге при должном старании близкое к идеалу зеркало? Совсем не факт. Метод Миллье-Лакруа применяется любителями только «от бедности» и работает не очень хорошо.

«В чем дело? Ведь математическое обоснование метода безупречно!» – вправе возразить вы. Соглашусь: обоснование безупречно. Небезупречны человеческий глаз и человеческая психология.

Довольно трудно без большого опыта точно определить, где находится середина полутеневой зоны, которая как раз и должна попасть на нанесенную на зеркало метку или в прорезь маски. Не зря рекомендуется повторять испытание не менее 10 раз, усредняя полученные данные. Но и этого средства мало! Ох, как хочется немного сжульничать и чуть-чуть – ну совсем чуть-чуть! – подогнать то, что мы видим, под то, что должно быть! В науке этот прискорбный эффект (или дефект) нашей психологии приводит к тому, что на политкорректном языке называется иммунизацией результатов, но будем грубо-прямолинейны: это самая настоящая подгонка. Нередко – неосознанная. Впасть в самообман бывает проще, чем постоянно подвергать свой труд – и себя, любимого! – жесткой критике. «Нельзя слепо верить в то, во что хочется», – утверждал Тирион Ланнистер. Истина банальная, но справедливая. И тем не менее каждому из нас ежедневно приходится сталкиваться с этой слепой и наивной верой – хоть в быту, хоть в телескопостроении. Чтобы вам не было обидно, признаюсь: мое первое 160-мм зеркало с фокусным расстоянием 800 мм (А = 1:5) было весьма далеким от параболоида, а ведь я считал, что оно с трудом, но все же входит в допуск. И основывался как раз на методе Миллье-Лакруа!

Хуже того: казусы такого рода случаются и с куда более заслуженными любителями, нежели ваш покорный слуга. Например, известный энтузиаст любительской астрономии А.А. Михеев из Ростова-на-Дону еще в 1955 году изготовил 325-мм зеркало с фокусным расстоянием 1380 мм для «ньютона», много лет проработавшего в общественной городской обсерватории. Зеркало испытывалось из центра кривизны, и строился график Миллье-Лакруа. Согласно графику, отклонения фигуры зеркала от параболоида не вышли – и далеко не вышли! – за допустимые пределы. В 2016 году это зеркало попало в Отдел любительского телескопостроения при МОО АГО[2] на более дотошное исследование. Результат не слишком порадовал: несмотря на то, что при испытании из центра кривизны зеркало вполне ожидаемо показало хорошую с виду параболообразную теневую картину, наподобие изображенной на рис. 16, автоколлимационное исследование сразу выявило на нем ряд зональных ошибок и трехлучевой астигматизм.

Рис. 16. Теневая картина "параболического" зеркала при испытании из центра кривизны. Совсем не факт, что оно действительно параболическое!

Между прочим, такое зеркало считается очень неплохим – для любительского. Его отклонение от параболоида и впрямь не превышает λ/8. Беда в том, что для оценки качества зеркал следовало бы использовать совсем другой, значительно более наглядный параметр...

Это число Штреля, а в просторечии просто «штрель» – отношение между высотой реального центрального пика дифракционного изображения светящейся точки, даваемого вашей оптической системой (или одиночным зеркалом, если исследуется зеркало) к теоретически возможной высоте центрального пика (см. рис. 17). Исследования зеркала по искусственному звездному небу необходимы как раз для того, чтобы оценить, приемлем ли в первом приближении «штрель» или никуда не годится. При значительном опыте этот метод позволяет прогнозировать «штрель» довольно точно.

Рис. 17. График освещенности дифракционного изображения светящейся точки при идеальной (пунктирная линия) и реальной оптике. Число Штреля равно h/H.

Понятно, что число Штреля всегда меньше единицы. Обычно мастера-оптики, «гонящие» серию и не относящиеся к разряду кое-какеров, считают зеркало годным, если его «штрель» не менее 0,8. Зеркало с числом Штреля выше 0,9 справедливо относится к хорошим, выше 0,95 – к превосходным. Зеркала с числом Штреля выше 0,98 встречаются исключительно редко. Один раз за 12-летнюю историю Отдела любительского телескопостроения при МОО АГО на исследование поступило уникальное зеркало со «штрелем», равным 0,992. Возможно, где-то существует оптика еще лучшего качества, но я о ней ничего не слышал.

Если вы внимательно читали литературу, то, вероятно, запомнили, что помимо общей близости к идеальной форме зеркало еще должно быть по возможности плавным, без заметных зональных ошибок (валиков и канавок). Это пожелание может вызвать недоумение: какая разница, вызвано ли отклонение от идеальной формы общей кривизной – например, недопараболизацией – или зональными ошибками, если амплитуда отклонений одинакова? А разница именно в числе Штреля. Оно определяется не только амплитудой отклонений реальной фигуры зеркала от идеальной, но также площадью участков с отклонениями и зонами, на которых находятся эти участки.

К сожалению, зеркало А.А. Михеева показало число Штреля всего 0,757 в наилучшем из полученных результатов (см. очень наглядный рис. 18) и 0,700 в усреднении по нескольким измерениям.

Рис. 18.

Помните: интерферометра у вас скорее всего не будет. Этот прибор – редкий зверь, водящийся, как правило, лишь в оптических лабораториях. То же относится и к плоскому эталонному зеркалу для испытаний в автоколлимации, и к сферическому эталонному зеркальному компенсатору для нуль-тестов. Значит, вам волей-неволей придется исследовать зеркало из центра кривизны, используя метод Фуко или его позднейшие модификации. Вот тут-то и встанут в полный рост проблемы качества оптического контроля вашего зеркала, если вы все-таки не послушаетесь доброго совета умерить на первое время желание сотворить крупный и притом светосильный «ньютон». Именно 150-мм сферическое зеркало является разумным компромиссом между трудом и результатом. Может быть, 150-мм зеркало покажется вам слишком маленьким, пусть так, но я настаиваю: 200 мм – это предел для новичка. Опять-таки крайне желательно на первый случай изготовить сферическое, а не параболическое зеркало. Да, инструмент получится длинноватым, но с этим придется смириться. Беритесь за параболическое зеркало лишь в том случае, если можете воспользоваться прямой помощью более опытного телескопостроителя. Но лучше оставьте параболизацию главного зеркала для вашего следующего, второго телескопа, когда вы уже приобретете некоторый опыт и будете готовы к решению более сложных задач. И даже в этом случае не гонитесь за большими значениями относительного отверстия. Зеркало с А = 1:4 или больше у вас гарантированно не получится качественным без значительно большего опыта и хорошей оснастки. А вот зеркало с А = 1:6 – почему бы и нет?

И будет лучше, если фигуризацией зеркала займетесь вы, а его испытанием – кто-то другой. Какая-никакая, а все же защита от невольной подгонки. Правда, начинающему любителю трудно найти человека, умеющего сносно читать теневые картины.

Вряд ли вам захочется после долгих трудов построить «кривоскоп», непригодный для наблюдений с большими увеличениями, как это некогда получилось у меня...

Для справки: идеально сферическое 150-миллиметровое зеркало с фокусным расстоянием 1215 мм и отклонением от параболоида, равным λ/8, будет иметь число Штреля около 0,8, что вполне приемлемо. А главное, контроль такого зеркала прост и нагляден. Если же фигура зеркала будет иметь небольшой плавный – именно небольшой и обязательно плавный – уклон в сторону параболоида, то это только к лучшему.

Итак, выбираем заготовку диаметром 150-200 мм толщиной не менее 20 мм, но желательно и не более 35 мм (для 200-мм зеркала). Какой взять сорт стекла?

Обычно приходится брать тот, который легче достать. Вот примерный ранжир по качеству (в порядке его убывания)[3]:

1. Ситалл СО-115М

2. Плавленый кварц

3. ЛК5, ЛК7 или «пирекс» (импортный вариант ЛК)

4. К8

5. Витринное или иллюминаторное стекло (отличия от К8 невелики)

6. Различные стекла типа «флинт», чья маркировка начинается с буквы Ф или ТФ (тяжелый флинт). Эти марки стекла предназначены для работы в ахоматических линзах и мало пригодны для зеркал.

Что в данном случае означает качество стекла?

Это некий интегральный параметр (коэффициент Максутова), в который входят модуль упругости стекла, его теплопроводность, теплоемкость, плотность и температурный коэффициент линейного расширения. Чем выше коэффициент Максутова, тем лучше материал. По этому параметру ситалл на голову выше всех в первую очередь из-за крайне малого (практически нулевого) температурного коэффициента линейного расширения. По той же причине внутренние напряжения в ситалле не имеют серьезного значения, хотя и встречаются весьма часто. Ситалл труднее шлифуется из-за его твердости, зато полируется почти так же хорошо, как стекла серии ЛК, и, в отличие от К8, на нем труднее посадить царапину при тонкой шлифовке и полировке. С ситаллом приятно работать. К сожалению, ситалл дорог. И вспомните, что я говорил о влиянии тепловых токов в телескопе. Вы могли где-нибудь прочитать, что телескоп с ситалловым зеркалом не требует отстойки, – и это верно, но лишь в том смысле, что фигура зеркала не меняется при выносе телескопа из теплого помещения в ночную прохладу или даже на мороз. Но от тепловых токов все равно никуда не деться, и струение теплого воздуха перед остывающим зеркалом неизбежно будет иметь место. Так что отстойка телескопа все-таки необходима, хотя и меняет свой физический смысл. В целом ситалл, конечно, очень хорош, но сильно переоценен во мнении любителей. Помните: идеального материала не существует, есть лишь некие приближения к нему.

Почти такие же «потребительские характеристики» имеет плавленый кварц, но он тверже, поэтому работа с ним идет медленнее. Заготовка из этого материала – большая редкость, но все-таки может попасться любителю: чудеса ведь иногда случаются.

Стекла ЛК5, ЛК7 (в распоряжении любителя могут оказаться ЛК105 или ЛК107, это практически то же самое) и импортный «пирекс» являются компромиссом между великолепными характеристиками ситалла и кварца и низкой стоимостью К8. В толще этих стекол, особенно ЛК5, часто встречаются мелкие мутные пузырьки, которых не надо бояться. Даже если такой пузырек вскроется при шлифовке, не произойдет ничего страшного, особенно если вы расшлифуете его палочкой с абразивом. На зеркале всего лишь возникнет маленькая ямка, которая не ухудшит сколько-нибудь заметным образом его характеристик. Шлифовка и полировка ЛК происходят чуть труднее, чем шлифовка и полировка обыкновенного стекла, зато фигуризация приятнее, так как фигура зеркала из ЛК меняется менее прихотливо. Словом, ЛК и «пирекс» – очень хороший вариант, оптимальный по соотношению цены и качества.

Крон К8, в отличие от ЛК, не содержит пузырьков и включений, поскольку применяется в объективах рефракторов, менисках и т. д., где работает на просвет. Тем не менее стекло К8 часто применяется и для изготовления зеркал, особенно любительских. Цена этого сорта стекла невысока, шлифуется оно хорошо, полируется также хорошо, но из-за меньшей твердости увеличивается опасность появления царапин, а точная фигура зеркала достигается (впрочем, не всегда) несколько труднее, чем для ЛК. При сравнимых показателях теплопроводности и теплоемкости коэффициент линейного расширения К8 в 2-3 раза выше, чем тот же параметр «пирекса» или ЛК, поэтому будет, пожалуй, правильным не использовать стекло К8 для больших и толстых зеркал – телескоп с такой оптикой потребует слишком долгой отстойки или мощного принудительного охлаждения. Но для зеркал небольших любительских телескопов стекло К8 – вполне приемлемый и очень широко распространенный материал.

Витринные и иллюминаторные стекла отличаются от К8 по химическому составу, не сильно отличаясь по физическим свойствам. Для них в общем случае верно то, что здесь было сказано о К8. Мой личный опыт работы с иллюминаторным стеклом ограничивается двумя 210-мм параболическими зеркалами. Оба раза пришлось помучиться с их фигуризацией, что заставило меня задуматься: так ли уж верно утверждение классиков телескопостроения о том, что иллюминаторные и витринные стекла – практически то же самое, что К8? Возможно, мне просто не везло, но все же я неспроста поставил К8 на более высокую ступень в ранжире подходящих стекол.

Наихудший вариант – флинты. Эти стекла имеют желтоватый или коричневатый цвет, некоторые их сорта напоминают с виду ситалл, которым, увы, не являются. Они имеют большую плотность, малую твердость и большой температурный коэффициент линейного расширения. Работать с ними неудобно из-за их мягкости, и нет никакой уверенности в том, что главное зеркало из флинта достойно поведет себя в готовом телескопе. Короче говоря, флинт – плохой выбор для изготовления зеркала.

Может попасться стекло, чья маркировка начинается с букв ТК. Это тяжелый крон. Данный материал для зеркала хуже, чем легкий крон (ЛК) и просто крон (К), но все же несколько лучше флинтов.

Буквально в каждой книжке по любительскому телескопостроению сказано: стекло не должно иметь внутренних напряжений. Это настолько важно, что и я считаю своим долгом высказаться на данную тему. Обязательно проверьте заготовку на внутренние напряжения! Можно сделать это при помощи двух фотографических поляризационных фильтров, как описано в традиционной литературе по телескопостроению, но в наше время, пожалуй, проще воспользоваться одним поляризационным фильтром и экраном планшета или ноутбука, свет от которых линейно поляризован. Сделайте экран белым (хотя бы войдя в текстовый редактор и не выведя на экран никакого текста), поместите перед экраном заготовку и рассматривайте ее сквозь поляризационный фильтр, медленно вращая его. Поляризационный фильтр держите поближе к глазу. Если при вращении фильтра заготовка равномерно затемняется и столь же равномерно освещается, то вам повезло: она лишена внутренних напряжений. Если же вместо равномерного затемнения вы видите «крест» (рис. 19), или нечто напоминающее логотип известной южнокорейской фирмы «Хёндэ», или какие-то узоры, то такая заготовка очень плохо отожжена, и я от души не рекомендую пытаться превратить ее в зеркало. Такое зеркало сохранит свою фигуру лишь при той температуре, при которой оно обрабатывалось. Оно обязательно покоробится прохладной ночью и еще не факт, что восстановит первоначальную форму при внесении в дом. Фигура плохо отожженного зеркала может навсегда испортиться и от других причин. Однажды я взялся «натереть параболу», опрометчиво не проверив стекло на внутренние напряжения. Когда работа близилась к концу, стеклянная баночка с полиритом, выскользнув из моих усталых пальцев, упала на зеркало, не разбив его и даже не оставив отметины. Но фигура зеркала была подпорчена, чего по идее не должно было случиться. Заинтересовавшись этим явлением, я наконец-то проверил стекло при помощи фильтра и ноутбука и увидел «крест». С тех пор, держа в руках плохо отожженное зеркало, я борюсь с искушением выйти на какой-нибудь замусоренный пустырь и, уподобившись дискоболу, метнуть такое изделие подальше. Не делаю этого только потому, что в оптическом хозяйстве пригодится и такое стекло – для «обдирки» более крупного зеркала, например.

Рис. 19.

Разумеется, испытывая заготовку на внутренние напряжения, надо пройтись фильтром по всей ее поверхности. Если в центре заготовки напряжений нет, то еще не факт, что их не будет по краям.

Бывает и так, что испытание показывает наличие небольших напряжений. «Креста» или «логотипа» при этом нет, но зато там и сям наблюдается не совсем равномерное затемнение. Это небольшие местные напряжения. Таковым, например, оказалось упомянутое выше зеркало телескопа А.А. Михеева. В принципе и из такой заготовки можно изготовить зеркало, если другой заготовки не достать.

Лишь в одном случае годная заготовка может иметь значительные внутренние напряжения: если она ситалловая. При практически нулевом коэффициенте теплового расширения ситалла фигура зеркала не испортится от перепадов температуры и при наличии в нем напряжений. А от ударов, я надеюсь, вы его убережете.

Часто спрашивают: нельзя ли самостоятельно отжечь стекло с внутренними напряжениями в какой-нибудь печи? Не советую браться за это дело, если только вы не профессиональный стекловар с профессиональным оборудованием. Чтобы избавиться от внутренних напряжений, температуру сильно разогретого стекла нужно снижать чрезвычайно медленно – как минимум в течение нескольких суток, если не недель! – да еще по специальному графику. Для любителя это чересчур сложная задача.

По той же причине не следует пытаться спекать в печи два или несколько стеклянных дисков, добиваясь увеличения толщины заготовки. Результаты таких экспериментов, мягко говоря, сомнительны.

При современном изобилии всевозможных товаров и услуг будет просто странно, если, поискав немного в Интернете, вы не найдете подходящую вам по размерам и марке стекла заготовку для главного зеркала. Но голь на выдумки хитра: некоторые любители по-прежнему пользуются методом «верчения кастрюли», вырезая заготовки из витринного стекла и даже из кинескопов старых телевизоров. Можно также использовать конденсорные линзы подходящего (большого) диаметра. Придется только перед началом работы сошлифовать вершину выпуклой части конденсорной линзы до плоскости, поскольку должны же вы крепить за что-то зеркало в телескопе, а при необходимости параболизации зеркала – и при этой операции! В итоге получится облегченное зеркало с тонким краем, примерно такое, как показано в книге Д.А. Наумова «Изготовление оптики для любительских телескопов-рефлекторов и ее контроль».

В любом случае заготовка должна иметь строго круглую в плане форму и не иметь заметной косины, под которой подразумевается разница в толщине стеклянного диска на разных его краях. Косина – одна из причин появления астигматизма на зеркале при его обработке. Желательно истребить ее полностью еще в самом начале работы.

Также очень возможно, что доставшаяся вам заготовка будет иметь выколки на краю. Мелкие выколки не страшны, они уничтожатся при снятии фаски, а более крупные придется зашлифовать. При неглубоких выколках и толстой заготовке можно сошлифовать на стальной или чугунной плите всю поверхность заготовки до полного уничтожения выколок, периодически обновляя фаску для предотвращения новых выколок, но если выколка (от души надеюсь, что она всего одна на рабочей стороне вашей заготовки) глубока, то придется бороться конкретно с ней. Да, после сошлифовки выколки рабочая часть зеркала уже не будет строго круглой, поскольку из нее «выпадет» сошлифованный сегмент, однако сделать это нужно.

Может случиться и так, что вам попадется заготовка с центральным отверстием. Для начинающего любителя это плохой вариант, особенно если отверстие настолько велико, что ближайшая к отверстию зона зеркала не будет затенена вторичным зеркалом телескопа. Не получить завал поверхности вблизи отверстия при фигуризации зеркала будет весьма трудно. «Ослабление» центральной зоны полировальника помогает не всегда. Помните: главные неприятности почти всегда связаны с краем зеркала, а при наличии центрального отверстия вам придется иметь дело с двумя краями, внешним и внутренним. Это обстоятельство сильно осложняет жизнь самодеятельному телескопостроителю.

Эти строки я пишу под свежим впечатлением от фигуризации 380-мм зеркала с центральным отверстием диаметром 100 мм. Разглаживание подвернутого края зеркала приводило к появлению кольцевой ямы вокруг центрального отверстия, а при ликвидации ямы вновь возникал подвернутый край. Местная ретушь помогала делу, но приводила к появлению мелких зональных ошибок, а их сполировывание вновь портило края. Тришкин кафтан, честное слово. Успех в конце концов был достигнут, но скольких часов труда это стоило!

Хотя надо признать, что относительно тонкие зеркала как раз и можно крепить в телескопе (и при теневых испытаниях) за центральное отверстие при помощи входящей в него металлической трубки соответствующего диаметра. При этом крайне полезно облегчить края зеркала фрезеровкой с тыльной стороны, сняв до 30% массы стекла[4],– или просто использовать в качестве зеркала крупную конденсорную линзу, высверлив отверстие в ее середине. Деформации зеркала при таком методе крепления обычно незначительны, если не гнаться за совсем уж тонкими зеркалами.

У тех, кто еще не «тёр стекло», часто возникают вроде бы логичные, а на деле смешные вопросы. Вспоминают, например, Роберта Вуда с его «ртутным телескопом»[5] и, здраво рассудив, что, во-первых, вдыхание паров ртути пользы не приносит, а во-вторых, что хорошо бы наводить телескоп куда захочется, а не только в зенит, интересуются: почему бы точно так же не раскрутить в некоем низком и широком сосуде некоторую жидкость, которая при затвердении превратится в точную параболу? На роль жидкости часто предлагают эпоксидную смолу. Вынужден разочаровать: ничего хорошего не получится. Затвердение смолы или застывание жидкого металла будут сопровождаться таким короблением, что можно сразу забыть о какой-либо оптической точности поверхности зеркала. У той же эпоксидной смолы коэффициент объемной усадки при затвердении составляет 0,4%, и наивно мечтать о том, что затвердевшая поверхность сохранит точную параболическую форму. Все равно придется шлифовать, а затем полировать и фигуризовать эту поверхность. В итоге вы выиграете лишь во времени, необходимом для вышлифовывания в зеркале первоначального углубления, но фатально проиграете в качестве зеркала, которое у вас будет выполнено из негодного материала.

Не огорчайтесь: если вы сами подумывали о подобной «рационализации», то допустили примерно ту же ошибку, что и директор НАСА Дэниэл Голдин, публично заявивший в 1996 году, что стеклянное главное зеркало орбитального телескопа им. Хаббла, сильно облегченное, но все же имеющее массу свыше 800 кг, – дань устаревшим представлениям, а новый космический телескоп должен иметь легкое зеркало мембранного типа. Прошло много лет, а телескоп с главным зеркалом-мембраной так и не создан.

С появлением 3D-принтеров вопросы зазвучали иначе: почему бы просто-напросто не напечатать зеркало рефлектора на таком принтере? И вновь я должен огорчить любителей простых решений: ничего не выйдет. И материал категорически не тот, и добиться нужной точности поверхности никоим образом не удастся. Напечатать-то можно, но результат печати отправится прямиком на помойку.

В ряде источников рекомендуют брать в качестве заготовок «бутерброды» из двух тонких стеклянных дисков, склеенных «жидким стеклом» или эпоксидной смолой через стеклянные прокладки или даже напрямую. Увы, практика показала малую жизнеспособность подобных ухищрений. Ни мне, ни более опытным моим коллегам не известен ни один хороший любительский телескоп с зеркалом-склейкой.

Возможно, вам попадались на глаза описания изготовления астрономических зеркал из металла и уверения авторов в хорошем качестве таких зеркал и якобы сравнительно небольших усилиях для его достижения. Чаще всего в качестве пригодного металла рекомендуются твердый дюралюминий, нержавеющая сталь и, реже, бронза. Возможно, вы даже присмотрели для себя подходящий металлический диск. Дам добрый совет: отложите его в сторону. Во всяком случае, пока. До времени. Когда вы «набьете руку» на стекле, тогда и придет время экспериментировать с металлом, если вам по-прежнему будет этого хотеться. Но не раньше.

Причина проста: стекло, ситалл и плавленый кварц ведут себя довольно предсказуемо; металл – куда более прихотливо. «Физика» шлифовки состоит в выкрашивании материала заготовки острыми углами зерен абразива, катающихся между зеркалом и шлифовальником. Из этого следует, что материал зеркала должен быть хрупким, чтобы зерна абразива именно выкрашивали его, а не вдавливались, как маковые зерна в тесто. Недаром телескопостроители прошлых веков использовали специальную астрономическую бронзу – твердый и хрупкий сплав, содержащий порядка 40% олова. Но такой сплав в наше время трудно найти, а еще труднее получить самостоятельно: отлить заготовку без пузырей с первой попытки гарантированно не удастся. Ваше счастье, если получится с десятой. Уильям Гершель проделал сотни опытов с отливками заготовок для зеркал, прежде чем добился сносного результата!

Уточняю: сносного по меркам того, восемнадцатого столетия...

Оптики-профессионалы утверждают, и я советую прислушаться к их мнению: с металлическими зеркалами лучше не связываться. Правда, в музее Пулковской обсерватории выставлено довольно крупное зеркало, изготовленное из нержавеющей стали, но подумайте сами: разве оно попало бы в музей, если бы было пригодно к работе по прямому назначению?

Не усложняйте себе жизнь – вот к чему я призываю. Да, надо признать: производство оптики – довольно консервативная область техники, несмотря на современные технологические изыски вроде ионной полировки и асферизации зеркал напылением (о чем любитель может лишь мечтать). С одной стороны, что в хорошего в техническом консерватизме? С другой – и от него есть польза. Ведь за столетия «терки стекла» оптики наработали немало приемов, помогающих относительно легко добиться желаемого результата. В итоге любителю лучше всего иметь дело со стеклянным диском, причем цельным, а не склеенным. Не так уж трудно раздобыть 150-200-мм заготовку подходящей толщины и без внутренних напряжений. Возможно, это будет даже легче, чем вам кажется.

[1] В первом издании книги Л.Л. Сикорука «Телескопы для любителей астрономии» приводятся неверные (уменьшенные) толщины заготовок.

[2] Межрегиональная общественная организация «Астрономо-геодезическое объединение», преемник знаменитого ВАГО – Всесоюзного астрономо-геодезического общества.

[3] Зеркала из модного ныне в профессиональной среде карбида кремния не рассматриваю: мне чрезвычайно трудно предположить, что в распоряжении рядового любителя может оказаться диск из этого материала, не говоря уже о наборе алмазных порошков для его обработки.

[4] Очень терпеливый человек, располагающий большим количеством грубого абразива, может облегчить край зеркала и шлифовкой, но рекомендовать такой образ действий я не могу: затраты времени и усилий будут чрезвычайно велики и вряд ли оправданны. Начинающему любителю лучше направить свой энтузиазм в более полезное русло.

[5] В наше время телескоп с вращающимся 6-метровым ртутным зеркалом работает в Канаде и являет собой прекрасный пример исключения, подтверждающего правило. Речь идет о LZT (Large Zenith Telescope).

Глава 3. Начинаем работать

Итак, я предполагаю, что у вас есть заготовка для главного зеркала, «линейка» абразивов из 7 или 8 «номеров» и полирит (либо, на худой конец, крокус). Первый этап работы – оборудование рабочего места. Шлифовальник (или зеркало, когда это необходимо) должен лежать рабочей стороной вверх, опираясь тыльной стороной на 3 равноудаленные от центра «точки» (в качестве последних годятся кусочки линолеума, фетра, листовой резины, пробки и т. п.) и помещаться между тремя опять-таки равноудаленными боковыми упорами. В литературе об этом достаточно материала.

Мастерить ли поворотный столик – решайте сами. Я работал и с ним, и без него. Если вам нравится работать сидя – мастерите, конечно. Дело несложное. Правда, при «обдирке» и грубой шлифовке вам придется прилагать заметные вертикальные усилия, а делать это в сидячем положении не очень удобно. Но дело ваше.

Второй этап работы – фаска на заготовке. Можно сделать ее, как рекомендуют корифеи, при помощи металлической пластины с абразивом (вполне подойдет шлифпорошок № 6, или, что то же самое, М63) и водой, а можно и не слишком грубым наждачным бруском. Но будьте осторожны, чтобы не наделать выколок! Движения должны производиться преимущественно в плоскости зеркала по касательной к нему, а в начале работы – только по касательной. Лишь когда фаска уже явственна, для ее скорейшего увеличения можно иногда переходить на движения поперек или, лучше, наискось фаски. Но без чрезмерного нажима!

Фаску надо сделать на обеих поверхностях зеркала. Да-да, и на задней тоже. Ведь основное назначение фаски – предотвратить сколы края зеркала. Сколы на задней стороне вам тоже не нужны.

Фаску на лицевой стороне, возможно, придется возобновлять, так как по мере шлифовки она будет уменьшаться, и не надо, чтобы она исчезла совсем.

Внимание! Позднее, при переходе от шлифовки к полировке или, может быть, чуть раньше, фаску на лицевой стороне надо будет «облагородить» мелким абразивом. Зачем – скажу позднее.

О необходимости шлифовки и даже полировки задней стороны зеркала шли и идут споры. Одни спорщики в общем-то резонно утверждают, что грубо отшлифованная задняя поверхность зеркала будет лучше отдавать тепло благодаря увеличению эффективной поверхности рассеяния и таким образом время отстойки телескопа на холоде уменьшится. Другие столь же резонно указывают на то, что под грубо отшлифованной поверхностью стекла имеется трещиноватый слой, препятствующий теплопередаче, а потому тыльную сторону зеркала надо не только отшлифовать, но и отполировать. Натурных экспериментов с двумя одинаковыми зеркалами, одно из которых отполировано сзади, а другое лишь грубо отшлифовано, никто из любителей, кажется, не проводил, и вопрос остается неясным. Здравый смысл подсказывает, что выигрыш в одном из вариантов, если он вообще есть, будет совершенно ничтожным.

Высказываются и другие соображения: если заготовка не выпилена из стеклянного цилиндра (на что вам укажет характерная дугообразная штриховка от алмазного круга), а вырезана из листа, то она может иметь поверхностные напряжения, каковые и следует убрать, сошлифовав с тыльной части зеркала слой толщиной 1 – 2 мм. (Рабочую сторону зеркала вы и без того будете шлифовать.) Но если испытание с поляризационным фильтром не выявило в вашей заготовке напряжений, то их нет нигде, ни в поверхностном слое, ни в глубине. Зачем же тогда тратить время на ненужную шлифовку, уменьшая к тому же толщину заготовки? Лично я шлифую тыльную сторону заготовки сравнительно редко и лишь в двух случаях: во-первых, когда хочу несколько уменьшить избыточную толщину стеклянного диска (бывает и такое!), а во-вторых, когда тыльная сторона выглядит неряшливо из-за дефектов в поверхностном слое стекла. Пусть зеркало не выходной костюм, однако и ему не мешает радовать глаз.

Следующий этап работы – «обдирка», то есть вышлифовывание в зеркале необходимого углубления. Во время этой операции зеркало, естественно, лежит рабочей стороной вверх на том самом месте, куда позднее ляжет шлифовальник. Если вы прислушались к моим советам относительно диаметра зеркала и его фокусного расстояния, то вряд ли глубина «ямы», она же стрелка кривизны, превысит 2 мм. Такое углубление при использовании самого грубого абразива (№25 – №50) вышлифовывается достаточно быстро.

Многие, буквально восприняв из литературы совет работать на «обдирке» металлическим кольцом вдвое меньшего, нежели зеркало, диаметра, усиленно ищут это самое кольцо. Напрасно. Ровно с тем же успехом можно работать сплошным диском – металлическим, стеклянным или, еще лучше, наждачным. Правда, под наждачный диск все равно придется сыпать абразив, поскольку иначе работа идет очень медленно.

Кольцо тут не проигрывает и не выигрывает. Конечно, кольцо обеспечит большее удельное давление на стекло, а скорость сошлифовывания материала прямо пропорциональна прилагаемому к нему давлению. Но в то же время в работе одновременно находится гораздо меньшая площадь, чем при шлифовке диском. «Плюс» и «минус» взаимно уничтожаются, выигрыша нет.

Если вам попадется диск или кольцо несколько меньшего, чем нужно, диаметра, можно работать и им, но, чтобы не натереть яму в центре и завал на краю, придется чаще переходить с прямого штриха по диаметру на штрих эллиптический. Не следует использовать диск (или кольцо) диаметром более, чем D/2 или менее, чем D/3.

Чрезвычайно интересно и поучительно работать «по-чикински», или, что то же самое, «по-навашински», шлифуя один стеклянный диск о другой, того же диаметра. Тут поначалу надо применять штрих по хорде. Над моим первым зеркалом я работал именно «по-навашински» и для начала решил проверить: правда ли при центральном штрихе стандартной длины стрелка кривизны растет медленно? Эксперимент как нельзя лучше подтвердил правоту корифеев. За три часа работы центральным штрихом на электрокорунде №40 я вышлифовал в зеркале углубление всего-навсего 0,3 мм глубиной, а затем, перейдя на штрих по хорде, менее чем за час закончил «обдирку», достигнув требуемой (2 мм) стрелки кривизны.

Сейчас метод шлифовки одного стеклянного диска о другой применяется редко. Он не дает выигрыша ни в скорости работы, ни в ее качестве, да и достать одну стеклянную заготовку проще и дешевле, чем две. Еще один минус данного метода: на этапе тонкой шлифовки два стеклянных диска могут намертво присосаться друг к другу. Об этом пишет М.С. Навашин, а я подтверждаю: еще как могут. Разделить их мне удавалось долгим вымачиванием в теплой воде с шампунем.

Но если вы не трете друг о друга два одинаковых стеклянных диска, вам необходимо изготовить шлифовальник. Я не могу посоветовать вам использовать шлифовальник с рабочим слоем из эпоксидной смолы, как рекомендует Л.Л. Сикорук. Во-первых, трудно приготовить смолу без пузырьков, которые могут вскрываться по ходу шлифовки и служить ловушками для крупных зерен абразива. Во-вторых, эпоксидная смола мягка. Гораздо лучше отлить на зеркале основание шлифовальника из цементного раствора (можно и с мелким гравием), обмазать затвердевший «блин» эпоксидной смолой, а затем наклеить на «блин» те или иные шлифующие элементы.

Для работы над 150-200-мм зеркалом вам понадобится цементный «блин» толщиной 20-30 мм. Он отливается на зеркале после «обдирки». Смажьте боковую поверхность зеркала любым жидким маслом, хотя бы и подсолнечным. Положите зеркало на подстеленную газету или пленку. Вырежьте длинную полосу ватмана шириной, равной сумме толщин зеркала (по краю) и вашего будущего «блина», оберните ее один раз вокруг зеркала и прихватите любым быстросохнущим клеем. Далее мажьте полосу ватмана эпоксидной смолой и продолжайте оборачивать ее вокруг получающегося бортика. Для небольшого зеркала хватит двух слоев ватмана, но если вы накрутите три – беды не будет. Дождитесь затвердения бортика.

Весь этот процесс описан в книге Л.Л. Сикорука, и я могу внести лишь небольшие поправки. Выньте бортик. Накройте зеркало тонкой полиэтиленовой пленкой или просто засуньте его в тонкий полиэтиленовый пакет. Положите зеркало на ровную горизонтальную поверхность рабочей стороной вверх. Разгладьте морщины на полиэтилене и наденьте бортик. Если вы склеили бортик аккуратно, он должен надеться с некоторым, но не чрезмерным усилием, а полиэтиленовая пленка должна подняться над вогнутой поверхностью рабочей стороны зеркала и натянуться, как барабан. Теперь надо проткнуть пленку посередине тонкой иголкой и, осторожно надавливая, промять ее до самой поверхности зеркала, выдавливая воздух. Вот для чего нужен именно тонкий полиэтилен – он лучше «тянется»! Воздушных пузырей остаться не должно, выгоните их. Теперь, когда пленка плотно прилегла к зеркалу, осталось только смазать полиэтилен и бортики любым жидким маслом и приготовить цементный раствор (примерно 1 часть цемента на 2 – 2,5 части песка). Раствор должен иметь консистенцию сметаны, то есть быть не слишком жидким и не слишком густым.

Можно предварительно заделать пластилином фаски на зеркале, как советует Л.Л. Сикорук, но можно этого и не делать. Во втором случае после затвердения «блина» и освобождения его от бортика придется аккуратно пройти по его краю напильником или наждачным бруском, чтобы убрать узкий цементный валик, образовавшийся на месте фаски зеркала.

Залейте получившуюся «емкость» раствором до половины высоты бортика. Затем положите арматуру – стальную сетку, скрученные медной или стальной проволокой длинные гвозди и т. п. (Но не толстую алюминиевую проволоку – во-первых, механические свойства такой арматуры плохи, а во-вторых, алюминий и цемент реагируют между собой с выделением газообразного водорода.) После чего залейте «емкость» раствором доверху (рис. 20) и выровняйте поверхность цементного раствора при помощи какой-нибудь ровной планочки, положив ее на бортики, продольно двигая туда-сюда и постепенно перемещая поперек движения. Излишки раствора будут сгоняться к краю и выпадут за бортик. Эта операция называется у строителей стяжкой, а почему – не спрашивайте.

Рис. 20. Отливка цементного основания шлифовальника для 380-мм зеркала с центральным отверстием.

Когда цементный раствор немного схватится, его полезно накрыть мокрой тряпкой, особенно в помещении с сухим воздухом, и смачивать тряпку первые два-три дня. Так наше основание шлифовальника гарантированно не растрескается. После затвердения раствора (на что лучше отвести не менее недели) нужно аккуратно разломать бортики, отделить от зеркала цементный «блин» и обмазать его тонким слоем эпоксидной смолы: сначала одну сторону и боковину, затем, после затвердения смолы, подвергнуть той же операции другую сторону. При наличии серьезных дефектов (прежде всего крупных «ущелий» от морщин на полиэтилене, возникших из-за вашей неаккуратности) на рабочей стороне «блина» их следует предварительно зашпаклевать и зашкурить.

Желательно, чтобы рабочая сторона основания шлифовальника была обмазана действительно тонким, без излишней щедрости, слоем эпоксидной смолы. На нее мы будем клеить шлифующие элементы. А тонкий слой эпоксидной смолы под ними нужен на тот случай, если во время шлифовки тот или иной шлифующий элемент отвалится. Пусть у нас будет шанс, что на его месте не обнажится «голое» цементное основание шлифовальника.

В качестве материала для шлифующих элементов лучше всего выбрать стекло или металл. Стеклянные квадратики (рис. 21) можно купить в «Леруа Мерлен» или нарезать стеклорезом самостоятельно, а если вы выберете металл, то годятся любые небольшие одинаковые пластинки стали, латуни, твердого дюралюминия и даже мелкие монетки. Чтобы шлифующие элементы, какими бы они ни были, не торчали после приклейки один выше, другой ниже, а с самого начала более или менее вошли в контакт с зеркалом, следует поступить так: положить шлифовальник рабочей стороной вверх, обмазать его рабочую сторону не слишком толстым слоем эпоксидной смолы и клеить шлифующие элементы не сразу, а выждав, когда смола вследствие начавшейся полимеризации станет несколько более вязкой. Разложив их по шлифовальнику (разумеется, асимметрично), надо смазать рабочую сторону зеркала любым жидким маслом (во избежание случайного приклеивания) и положить зеркало на шлифовальник. Обязательно нужно сейчас же подпереть чем-нибудь зеркало с боков, чтобы оно не съехало по маслу вбок и не разбилось. После чего остается лишь дождаться затвердения смолы.

Рис. 21. Шлифовальник со стеклянными шлифующими элементами для обработки 420-мм зеркала.

Слишком толстые шлифующие элементы не дадут вам выигрыша ни в чем, зато шлифовальник станет более «прожорливым», поскольку промежутки между шлифующими элементами – естественные ловушки для абразива. Далеко не весь абразив из этих ловушек вам удастся заставить работать, значительная его часть будет смыта и пропадет. Но плохи и даже опасны чрезмерно тонкие шлифующие элементы – они могут полностью сработаться еще до окончания грубой шлифовки зеркала. Оптимальная толщина стального шлифующего элемента лежит в пределах 1,5 – 2 мм (вот почему я упомянул монетки), дюралюминиевого или стеклянного – 2 – 3 мм.

Я бы не советовал использовать вместо стекла или металла более мягкие материалы, скажем, оргстекло или винипласт. Да, Л.Л. Сикорук пишет чистую правду: после шлифовки мягким шлифовальником остаточная матовость на зеркале получается более тонкой. Зато процесс шлифовки идет дольше и притом менее предсказуемо. Не зря профессионалы используют металлические шлифовальники, чаще всего чугунные для грубой шлифовки и латунные для шлифовки тонкой.

Мне доводилось шлифовать зеркала на оргстеклянных шлифовальниках, и процесс шлифовки всегда шел существенно дольше, чем на шлифовальниках металлических, а отшлифованная поверхность сильнее отличалась от сферической.

Если вы все же решите шлифовать зеркало оргстеклом, то, возможно, вам будет интересен еще один метод. Однажды, готовясь шлифовать 260-мм зеркало, я подумал: а зачем мне, собственно, резать оргстекло на квадратики? Не лучше ли вырезать по размеру зеркала оргстеклянный диск и моллировать (изменить форму под давлением при повышенной температуре) его в горячей воде? Ведь оргстекло в кипятке размягчается. Сказано – сделано. На дно большой кастрюли я положил три щепочки, на них – зеркало рабочей стороной вверх, на зеркало – выпиленный из оргстекла диск, на диск – цементное, защищенное затвердевшей эпоксидной смолой основание шлифовальника, добавил сверху 3-килограммовый груз и залил весь этот «бутерброд» чуть теплой водой. На огонь поставить не решился (вдруг зеркало лопнет?), а время от времени добавлял в кастрюлю кипяток и отчерпывал остывшую воду. Так понемногу довел воду в кастрюле до температуры в 90 градусов и оставил остывать на ночь. Получился замечательный оргстеклянный а-ля мениск. Его я приклеил к основанию шлифовальника описанным чуть выше способом и ножовкой по металлу пропилил в оргстекле асимметричные канавки глубиной около 2 мм. Кое-кто из моих собратьев по увлечению пробурчал не без иронии, что я-де исповедую принцип «лучше, конечно, помучиться», но в свою защиту скажу, что этот шлифовальник проявил себя неплохо – для оргстеклянного, конечно.

Перед началом собственно шлифовки шлифовальник любого типа надо притереть к зеркалу на самом грубом абразиве. Возможно, для этого хватит и часа работы, но не исключено, что потребуется больше времени. В идеале по окончании притирки вся поверхность шлифовальника должна покрыться равномерной шероховатостью. На практике будет достаточно, если «заработают» все шлифующие элементы, хотя некоторые, возможно, не полностью. Крупных «лысин» остаться не должно.

Шлифовка все более мелкими номерами абразива – процесс в общем несложный и хорошо описанный в литературе. Подчеркну важное: на тонкой шлифовке нужно внимательно следить за краями шлифовальника, не давая им подсыхать, и, конечно, очень тщательно мыть шлифовальник при переходе к следующему номеру абразива, вычищая щетинистой кистью остатки предыдущего абразива из канавок. Разночтения между рекомендациями М.С. Навашина и Л.Л. Сикорука по сути заключаются только в том, где начинать и где заканчивать штрих. При этом длина штриха одинакова у обоих авторов: D/4 – D/3. Именно она в первую очередь определяет успех или неуспех шлифовки, так что вы можете применять штрих с односторонним выносом (как предлагает Сикорук) или с двусторонним (как рекомендует Навашин) – существенной разницы нет. А несущественная разница заключается в том, что при штрихе с односторонним выносом сильнее уменьшается фокусное расстояние зеркала. Оно и понятно: при таком штрихе зеркало сильнее давит центром на край шлифовальника.

Некоторые полагают, что при штрихе с односторонним выносом уменьшается опасность возникновения завала края. Думаю, это ошибочное мнение. Мой опыт его не подтверждает.

Лично я предпочитаю «навашинский» штрих с двусторонним выносом. Между прочим, для устранения зональных ошибок зеркала достаточно перейти на штрих той же длины с односторонним выносом (по Сикоруку). Этот простейший метод хорошо убирает валики и канавки на средних зонах, но бесполезен против ямы в центре зеркала и завала края. Впрочем, это уже в большей степени относится к полировке.

Но прежде чем мастерить шлифовальник одного размера с зеркалом, подумайте: нет ли у вас возможности заказать токарю шлифовальник из стали или твердого дюралюминия несколько большего диаметра? Скажем, на 20-30% (больше 40%, пожалуй, не стоит). Этот шлифовальник может быть радиусным или, что обойдется гораздо дешевле, ступенчатым с шагом ступенек по высоте 0,05 – 0,1 мм. Ручаюсь чем угодно: попробовав работать с металлическим шлифовальником увеличенного размера, а затем и с полировальником на его основе, вы уже не захотите ничего другого.

Главная причина как раз в размерах. На большем, чем зеркало, шлифовальнике (и полировальнике) вам будет гораздо труднее натереть на зеркале яму в центре и, что еще хуже, завал края. Вам не придется внимательно следить за длиной штриха – нужно только, чтобы зеркало при движении через центр или по хорде в крайнем положении слегка выступало за край шлифовальника. И наконец, такой шлифовальник долговечен, на нем можно отшлифовать десятки зеркал. Если он больше не пригодится вам (хотя почему бы и нет?), то может пригодиться кому-нибудь другому.

Расчет ступенчатого шлифовальника легко найти в литературе по любительскому телескопостроению, поэтому здесь я его не привожу.

Иногда пишут, что «обдирку» можно сразу выполнить на металлическом шлифовальнике. Практика показывает, что лучше этого не делать, особенно если шлифовальник выточен из дюралюминия, самые твердые марки которого все равно довольно мягки. Вы рискуете «просадить» центр шлифовальника. В итоге по окончании тонкой шлифовки ваше зеркало будет дальше от сферы, чем вам хотелось бы, и сполировывание мата займет много времени. Не поленитесь «ободрать» зеркало до того, как оно попадет на шлифовальник. Поверьте, это окупится.

На каком номере абразива закончить шлифовку – М10 или М7? Может быть, даже М5? Тут мнения разные, но в целом можно сказать одно: если шлифовка на М10 прошла удачно, то можно уже остановиться. Да, шлифовка на абразиве М7 даст на зеркале более тонкую матовость, но возрастет и опасность появления царапин. А главное, полировка после М10 окажется лишь ненамного более долгой, чем после М7. На длительность полировки повлияют главным образом другие факторы, и в первую очередь то, насколько фигура вашего зеркала отличается от сферы. Л.Л. Сикорук справедливо указывает на то, что 20-30-часовая полировка не считается у начинающих любителей слишком длительной. За такой срок гарантированно сполируется мат от абразива М10 и даже М14. Так стоит ли чересчур гнаться за тонкостью мата? Что абсолютно необходимо, так это не пожалеть времени на шлифовку последними номерами абразива (обычно это М20 и М10). Часа по полтора-два на каждый номер – это уж непременно. Иначе при полировке вы заметите, что мат уже сошел, а светящиеся при косом освещении лампой накаливания[1] точки, возникшие из-за выкрашивания стекла крупными номерами абразива, остались во множестве, и выведение их полировкой займет неоправданно много времени.

Перед последним номером абразива или сразу после него надо проделать еще одну операцию: отшлифовать тем же номером фаску зеркала. Казалось бы, зачем? А вот зачем: фаска у нас была отшлифована довольно грубо. Как следствие, при полировке смола может сорвать с нее мелкие стеклянные крошки. Они нанесут на поверхность зеркала не классические царапины с рваными краями, а так называемые ласины – менее глубокие царапины с более плоским дном, при большом увеличении напоминающие каньоны. В принципе мелкие ласины можно сполировать, но это обойдется вам в несколько часов упорного труда. Гораздо лучше «облагородить» фаску перед полировкой и тем самым свести к минимуму опасность появления ласин. Делать это придется с помощью металлической пластины и абразивной кашицы, поскольку вряд ли вам удастся найти для этой операции подходящий наждачный брусок.

Может случиться и так, что ласины начнут появляться уже при шлифовке абразивом М20, заставляя вас подозревать абразив в загрязненности, поскольку начинающему любителю трудно отличить ласину от царапины. В этом случае следует «облагородить» фаску тем же способом, продолжить шлифовку и посмотреть, появляются новые царапины или нет. Если нет, то абразив в порядке.

И еще одно напоследок. Если грубый абразив можно наносить на шлифовальник ложкой или даже рукой, то для тонких абразивных порошков применяется иной метод. Абразив лучше всего насыпать в баночку, залить водой, взболтать, дать отстояться и брать сверху кисточкой. При этом может возникнуть впечатление, что корифеи говорят о какой-то особенно тонкой, чуть ли не акварельной кисточке из беличьего меха. Ничего подобного. Много абразивной суспензии вы на акварельную кисточку не наберете. Все-таки вы шлифуете не такое уж маленькое главное зеркало, а не мелкую лупу. Можно даже использовать заурядную малярную кисточку, правда, самую мелкую. Но рекомендацию тщательно мыть кисточку при переходе к следующему номеру абразива, а еще лучше использовать новую кисточку я поддержу обеими руками.

Для каждого номера абразива нужна отдельная баночка. Если не забывать накрывать баночки с мелкими номерами абразива крышками на время перерывов в работе, то можно легко обойтись без пластмассовых бутылочек с трубочками, рекомендованных Л.Л. Сикоруком. При должной аккуратности можно даже обойтись пластмассовыми стаканчиками с бумажными «крышками». В Отделе телескопостроения при МОО АГО чаще всего так и делают. Разумеется, в стаканчиках находится только расходная часть мелких номеров абразива, которую предполагается истратить во время текущего сеанса шлифовки; основная же масса мелких абразивов хранится в надежно закрытой таре.

[1] Да-да, мелкие дефекты поверхности зеркала лучше всего видны в свете именно «устаревшей» лампы накаливания, а не какой-нибудь иной.

Глава 4. Полировка

«Как? Вы сами шлифуете астрономическую оптику?» – удивляются знакомые и малознакомые люди, ничуть не понимая, что шлифовка, в том числе тонкая, – дело относительно простое, хоть и кропотливое. Во всяком случае, этот процесс вполне понятен на логическом уровне и не содержит в себе никакой мистики. Однако оптически точную форму зеркало приобретает после полировки, точнее, после финальной и самой сложной ее части – фигуризации.

Тут «мистика» порой присутствует – в том смысле, что иногда трудно сразу понять, почему полировальная смола ведет себя так, а не иначе. Приходится думать, отсекая одну неверную гипотезу за другой. Четкие инструкции а-ля «вставьте деталь А в отверстие Б» тут не проходят: слишком уж много факторов влияет на процесс.

Почему для полировки употребляется смола, а не фетр, и полирит, а не паста ГОИ или порошкообразная окись хрома? Да просто потому, что мы с вами собираемся полировать не какую-нибудь очковую линзу, а зеркало настоящего, пусть и некрупного, телескопа. Требования к точности и чистоте поверхности тут совершенно другие.

Надо признать, что изготовление смоляного полировальника – не самая простая и не самая приятная операция для того, кто занимается этим впервые. Опять-таки вам будет проще, если у вас имеется металлический шлифовальник, который послужит основанием для полировальника (рис. 22). Металлическое основание для полировальника можно подогреть на электроплитке, чего не стоит делать с цементным основанием. Да и сбить смолу с металлического основания полировальника в случае, если придется возвращаться к тонкой шлифовке, очень легко. Чего опять-таки не скажешь о полировальнике на цементном основании, удалить смолу с которого можно лишь в нагретом до размягчения состоянии деревянной рейкой или лопаточкой.

Рис. 22. Аккуратно выполненный полировальник на основе ступенчатого шлифовальника.

Но предположим для начала, что ваше основание полировальника – цементное. Кстати, совет Л.Л. Сикорука отлить сразу два цементных основания (если уж вы выбрали этот путь) – одно для шлифовальника, другое для полировальника – отнюдь не лишен смысла и может сэкономить вам немало времени и сил. При наличии отдельного основания для полировальника вам не придется при вынужденном возврате к тонкой шлифовке снимать с него смолу, а после исправления шлифовкой дефектов зеркала вновь изготавливать полировальник.

Может возникнуть законный вопрос: нельзя ли в качестве основания для полировальника взять не выпуклую, а плоскую поверхность? Нет, нельзя. Дело в том, что при сравнительно небольших давлениях на полировальник (а мы и не будем давить на него весом слона) скорость полировки зависит от толщины смолы примерно логарифмически, и слой смолы толщиной 5 мм будет полировать раза в полтора быстрее, чем слой смолы толщиной 3 мм. (При толщине смоляного слоя 8 мм и более график выходит на «плато», где скорость полировки уже практически не зависит от толщины. Но любители обычно не применяют столь толстый слой смолы – такой полировальник трудно изготовить.)

Проиллюстрирую это примером из личной практики. Как-то раз я полировал 180-мм зеркало на полировальнике, отлитом на большой плоской план-шайбе. Дело уверенно шло к получению сферической поверхности, осталось «уговорить» только край зеркала. И вдруг ни с того ни с сего в середине зеркала образовалась ямка, быстро превратившаяся в новую сферическую поверхность, примерно на 20 мм меньшим радиусом, чем предыдущая. Устранить яму подрезкой полировальника мне не удалось. Поскольку зеркало предназначалось для «ньютона» и точно выверенного радиуса его кривизны от меня никто не требовал, я решил: раз уж полировальнику «хочется» натереть сферу немного меньшего радиуса – пусть трет. Новая сфера распространилась почти до края зеркала, и тут история повторилась: полировальник начал «копать» в центре зеркала новую сферу еще меньшего радиуса. Причина этого безобразного явления крылась именно в плоском основании полировальника. Слой смолы в его центре оказался толще, чем по краям, в результате чего полировальник все время пытался активнее срабатывать стекло в центре зеркала. Уяснив суть дела, я нашел металлический шлифовальник примерно с тем же радиусом кривизны, что у зеркала, отлил на нем полировальник и благополучно довел фигуризацию до конца.

Банальная мораль: если вы хотите не просто поэкспериментировать, а скорее получить результат в виде готового зеркала, слушайте советы опытных людей. Незачем набивать себе шишки там, где их уже набили другие.

Итак, как лучше действовать?

Готовую смолу необходимо расплавить до консистенции не слишком густой сметаны, то есть сначала расплавить до жидкого вида (не допуская закипания!), время от времени помешивая деревянной палочкой, а потом дать смоле несколько остыть, на что может уйти от 10 до 30 минут. Цементное основание – напротив, подогреть в горячей воде, причем подержать его там подольше, чтобы оно прогрелось по всей толщине. Вынуть из воды, вытереть насухо, положить на ровную горизонтальную поверхность и осторожно лить смолу на центр. Смола, естественно, будет понемногу растекаться к краям. Дождавшись момента, когда она почти достигнет краев, надо окунуть зеркало в теплую воду и начать формовку полировальника, двигая зеркалом по смоле во всех направлениях, понемногу вращая зеркало и давя руками на него сверху. Надо периодически окунать зеркало в теплую воду, а еще лучше в слабый мыльный раствор. Если смола растекается слишком быстро, значит, вы ее недостаточно остудили. Если смола липнет к зеркалу – то же самое. Если при формовке на поверхности смолы образуются круглые ямки, значит, вы перегрели основание, хотя с цементным «блином» это сделать трудно, или, может быть, смола еще слишком горяча. Подождите немного. Но если после некоторого времени формовки вы видите, что уже и основание начало остывать, а слой смолы еще не покрыл полностью верхнюю часть полировальника, это значит, что полировальник надо вновь подогреть в горячей воде и продолжать процесс до тех пор, пока смола не покроет всю рабочую часть полировальника до самых его краев и даже немного свесится с них. Процесс долгий, кропотливый, но надо потерпеть. Со временем вы сможете точно сказать, при какой консистенции смолы и температуре основания полировальника лучше всего начинать отливку и формовку, но вряд ли это произойдет при работе над вашим первым зеркалом...

Полировальник с цементным основанием можно подогреть и иначе – достаточно мощным феном. При таком методе греется в основном смола, а не основание. Убедившись в достаточном разогреве смоляного слоя (палец при легком нажатии должен оставлять на нем ямку) надо облить полировальник горячей водой и поскорее, пока смола не остыла, приступить к формовке. Этот метод обычно применяется не при изготовлении полировальника, а при формовке его после значительных (более суток) перерывов в работе.

(Забегу вперед: хранить полировальник во время оных перерывов следует, разумеется, в положении рабочей стороной вверх и позаботиться о защите смоляного слоя от пыли. В простейшем случае – просто накрыть полировальник газетой, предварительно дав ему высохнуть. При равенстве диаметров зеркала и полировальника и сроке хранения не более нескольких суток будет разумно воспользоваться советом М.С. Навашина: положить полировальник в какую-либо емкость (кастрюлю, таз) с водой и накрыть его зеркалом. Тогда отпадет необходимость в формовке полировальника перед началом следующего сеанса работы.)

Дав отформованному полировальнику остыть до комнатной температуры, надо сколоть свисающие потеки смолы. При скалывании прикладывают к смоле лезвие ножа, держа его под некоторым углом, и аккуратно ударяют по ножу молотком. Словом, все как в книге Навашина, только вместо стеклянного основания у нас цементное с эпоксидной обмазкой. Или металлическое, если вы прислушались к моим советам.

Каким именно способом проделывать канавки (обязательно асимметричные при равенстве диаметров полировальника и зеркала) – решайте сами. Я пробовал и выдавливать их фасетником, и проплавлять паяльником со специальной насадкой, свернутой из кусочка жести. Затрудняюсь однозначно сказать, какой способ лучше. Кропотливая работа требуется в обоих случаях.

Зато могу откровенно признаться: способ изготовления полировальника путем наклеивания на него смоляных квадратиков у меня с первой попытки не получился, а вторую попытку я не стал и предпринимать. Мне даже не удалось получить достаточное число квадратиков примерно равной толщины. Мастера-оптики подтверждают: этот способ вполне годный, но для владения им требуется определенный навык.

Мелкие – но только мелкие! – дефекты смоляного слоя (вскрывшиеся пузырьки, неровности краев смоляных квадратиков и др.), как правило, не критичны, но очень плохо, если та или иная значительная по площади часть полировальника не входит в контакт с зеркалом. Не нужно утешать себя: мол, смола пластична, поэтому по мере полировки «низины» смоляного слоя постепенно заплывут. Да, рано или поздно это случится, но к тому времени вы настолько испортите фигуру зеркала, что исправить ее будет стоить большого труда. Может быть, вам даже придется возвращаться на тонкую шлифовку. В смысле траты времени и сил гораздо выгоднее проявить терпение при изготовлении полировальника и сделать его как надо. Накрепко запомните: качественный полировальник – залог успеха.

Допустим, ваш полировальник формуется так медленно, что хоть плачь. «Физика» процесса понятна: «горы» смоляного слоя должны стечь в «долины», а это процесс небыстрый. Канавки помогут делу. Их можно прорезать (в данном случае лучше прорезать паяльником с насадкой, чем выдавить фасетником) еще до того, как слой смолы вступит в полный контакт с зеркалом. При наличии канавок процесс формовки полировальника идет быстрее. Правда, некоторые канавки в ходе формовки заплывут и их придется возобновить. Но тут уж ничего не поделаешь.

Итак, будем считать, что полировальник у вас есть и можно начинать полировку. Тут новички часто делают сразу несколько ошибок.

Во-первых, потратьте немножко времени на то, чтобы покрыть боковину зеркала каким-нибудь водостойким лаком. Существует специальный оптический лак, но годится и лак «Цапон». Смысл лакового покрытия в том, что боковина зеркала, как правило, шероховатая, и если в ее неровности внедрился полирит (а так и произойдет, можете быть уверены), то удалить его оттуда нет никакой возможности, кроме осторожной шлифовки боковины тряпочкой с мелким абразивом. При этом существует риск поцарапать зеркало. А оставлять на его боковине полирит нельзя, если только вы не намерены серебрить зеркало кустарным способом. Но в наше время почти все любители так или иначе находят возможность отдать зеркало на напыление отражающего слоя в вакуумной камере, а при близком к нулю атмосферном давлении и повышенной температуре будет «газить» почти что угодно! Вам могут просто отказать в алюминировании на том основании, что въевшийся в боковину зеркала полирит загрязнит-де стенки вакуумной камеры.

Не забудьте только по окончании фигуризации снять лак ватным тампоном, смоченным ацетоном.

Во-вторых, торопливость может сыграть с вами дурную шутку. Несомненно, вы стремитесь начать и кончить работу как можно скорее, чтобы полюбоваться результатом, но я вряд ли ошибусь, если выскажу догадку: рабочее место у вас то же самое, что и при шлифовке. На производстве участки шлифовки и полировки обязательно разнесены по разным помещениям, но любитель редко имеет такую возможность. А коли так, то не пожалейте усилий на тщательнейшую влажную уборку вашего рабочего места и прилегающего пространства. Вообще протирать рабочее место от пыли надо всякий раз перед началом работы. Для полировки обязательно возьмите новую кисточку и вымойте ее хорошенько – мало ли что. Расходная баночка с полиритом, разумеется, должна закрываться на все время, пока не идет работа. Когда в баночке заканчивается полирит, не нужно скрести кистью по дну – там могут оказаться случайно попавшие в полирит крупные твердые частицы. Всыпьте в баночку очередную порцию полирита, добавьте воды, размешайте кисточкой или чистой палочкой и дайте взвеси отстояться, на что потребуется несколько минут. После этого аккуратно берите полирит кисточкой сверху.

В-третьих, не нужно много полирита. Лишь в самом начале работы, когда полировальник еще имеет равномерный черный цвет, имеет смысл как следует смазать его рабочую поверхность водно-полиритовой суспензией. В дальнейшем лишь добавляйте на полировальник воды, но, конечно, не лейте ее, а подмазывайте кисточкой. Для воды нужна еще одна баночка – или пластиковый стаканчик, если вам так проще. Полирит следует добавлять не чаще, чем каждые 20-30 минут работы.

Смысл тут вот в чем. Процесс полировки радикально отличается от процесса шлифовки как физически, так и химически. Строго говоря, полировка стекла – физико-химический процесс. Но для нас имеет значение только физическая его составляющая.

При шлифовке зерна абразива катаются между зеркалом и шлифовальником, выкрашивая своими острыми углами кусочки стекла. Полировка на смоле – иной процесс, и дело не только в том, что зерна полирита мельче и мягче. Суть процесса полировки состоит в том, что зерна полирита внедряются в смолу и, торча из нее, как айсберги из воды, по сути строгают стекло. Выдавливаются за границы полировальника только излишки полирита. Зачем же тратить его без толку?

Как правило, начинающие любители, привыкнув к режиму тонкой шлифовки, делают ошибку, продолжая работать так же и на полировке, то есть подмазывают слишком много полирита. Это ведет ведет к излишнему его расходу, загрязнению рабочего места и быстрому перенасыщению полиритом рабочей поверхности полировальника.

Небольшие зеркала – совершенно правы Навашин и Сикорук – гораздо удобнее полировать, как и шлифовать, в положении «зеркало сверху». При верхнем положении зеркала мастеру гораздо легче получить сферическую поверхность. Описанные Д.А. Наумовым в книге «Изготовление оптики для любительских телескопов-рефлекторов и ее контроль» некоторые приемы работы в положении «зеркало снизу», как и сам этот метод, подходят для больших и тяжелых зеркал, когда полировальник может быть меньше зеркала диаметром и, конечно, легче его. Пока вы работаете с небольшим зеркалом (как минимум до 300 – 350 мм), это не ваш метод.

Замечу в скобках: опыт работы в МОО АГО показывает, что шлифовать меньшим, чем зеркало, шлифовальником, в положении «зеркало снизу» вполне можно, если применять эллиптический штрих, а вот полировать меньшим полировальником при том же положении зеркала не стоит: завал края практически неизбежен, борьба с ним (особенно при твердых сортах стекла) потребует больших затрат времени, а получить приличную сферическую поверхность весьма проблематично. Для выравнивания рельефа приходится дополнительно использовать еще меньшие полировальники, и все равно времени и сил уходит уйма. Для вашего первого (да и второго) зеркала такого рода эксперименты – непозволительная роскошь. Полируйте так, как советуют корифеи: полировальник снизу, зеркало сверху.

Не давайте полировальнику высохнуть, но и не смачивайте его чересчур щедро. В литературе иногда можно встретить такое указание: процесс полировки должен сопровождаться характерным звуком (писком). Ни в коем случае! Писк – верный признак сухого полировальника. Немедленно добавьте воды и проверьте, нет ли уже на зеркале царапин. А они очень даже могут возникнуть, коль скоро вы довели дело до писка! Полировка может иногда сопровождаться писком[1] независимо от количества воды на полировальнике лишь на начальной стадии снятия мата с крупных зеркал, с которыми начинающему любителю не приходится иметь дело, если это умный любитель.

Другая крайность – полировка «на болоте», как это называется на профессиональном сленге. Иными словами – полировка при большом количестве воды. Тут опасность царапин сведена практически к нулю, зато и полировка идет медленно. Держитесь «золотой середины» между «писком» и «болотом» и поглядывайте на краевые участки полировальника, готовые высохнуть раньше центра. По изменению их блеска вы поймете, не пора ли уже добавить водички.

Как правило, достаточно добавлять воду (или полиритовую суспензию, если пришло время) не чаще, чем раз в две-три минуты.

Зеркало должно ходить по полировальнику с некоторым усилием. Если оно ходит слишком легко, это может означать, например, что зеркало имеет плавный бугор в центре. Спокойно продолжайте полировку, это пройдет по мере сполировывания бугра. Но может случиться и так, что зеркало ходит рывками, а то и «с дребезгом», то есть с мелкими нерегулярными вибрациями. Правда, чаще всего это случается не на этапе снятия мата, а при фигуризации зеркала малым полировальником, если неверно выбрано давление на него. На поверхности зеркала в этом случае получается нерегулярная рябь (рис. 23), ухудшающая его характеристики и называемая в просторечии «полировкой половой тряпкой». Такой казус порой случается и с «фирменными» телескопами, предназначенными для любителей.

Рис. 23. Рябое зеркало, следствие ошибок в выборе режима полировки.

Думаю, вы легко избежите этой ошибки, как и многих других, характерных для поточного производства. У вас ведь нет плана выпуска продукции, от которого зависит доходность предприятия! Вы можете остановить работу, чтобы спокойно осмыслить причину затруднений, и, полагаю, сделаете это.

Очень частый случай – заедание зеркала, что, вероятнее всего, указывает на яму в центре и заваленный край. Попробуйте на время перейти к полировке «на болоте». Если это не помогает, отформуйте полировальник смоченным в мыльной воде тюлем (или, лучше, пластиковой сеткой от комаров), как завещали нам классики любительского телескопостроения. Я уверен, что у вас хватит сообразительности снять тюль с полировальника еще до полного остывания последнего, – иначе тюль, несмотря на мыло, может прилипнуть к полировальнику намертво и отдерется только вместе с доброй половиной микрофасеток, что заставит вас начать формовку заново.

Смысл формовки тюлем достаточно ясно изложен у классиков. При работе на отформованном таким образом полировальнике каждая микрофасетка работает самостоятельно, «не оглядываясь» на соседок, и каждая из них входит в контакт с зеркалом. В итоге фигура зеркала при полировке практически не меняется, но лишь до тех пор, пока микроканавки между микрофасетками не начнут заплывать. При завале края и яме в центре зеркала этот процесс начнется где-то на средней зоне полировальника. Микроканавки здесь довольно быстро заплывут, а значит, несколько увеличится площадь контакта зеркала со смолой. Соответственно, эта зона начнет полировать активнее, следствием чего явится уменьшение «валика» на средней зоне зеркала, а значит, и уменьшение относительной глубины центральной ямы и краевого завала.

Однако не увлекайтесь. Если мелкосетчатый рисунок на полировальнике уже заплыл почти на всей его площади, а зеркало все равно сильно заедает, можно отформовать полировальник тюлем еще раз, но не больше. Если не помогла и повторная формовка тюлем, это скорее всего означает, что вы умудрились нашлифовать огромную яму в центре зеркала и еще более заваленный край. В таком случае лучше вернуться на тонкую шлифовку.

Отдельный вопрос: стоит ли клеить на зеркало ручку? Отвечу так: ручка именно для удобства работы не нужна. Она полезна лишь для уменьшения передачи тепла рук на стекло и, соответственно, уменьшения его температурных деформаций на последних стадиях полировки и при фигуризации, и то если зеркало тонкое. Но в этом случае на него полезнее наклеить не ручку, а план-шайбу, примерно такую же, какая применяется при полировке зеркала на станке (см. книгу Л.Л. Сикорука). В простейшем случае это может быть нетонкий (5 – 10 мм толщиной) диск из стали, латуни или, еще лучше, дюралюминия. Его диаметр может равняться диаметру зеркала или быть немного меньше. Смысл план-шайбы состоит главным образом не в уменьшении вреда от тепла рук (хотя и в этом тоже), а в разгрузке зеркала на несколько (обычно 6 или 9) точек – такой же разгрузки, какая будет применена в вашем будущем телескопе. Даже если ваше зеркало достаточно толстое, чтобы разгрузить его в телескопе на 3 точки, не будет ничего плохого приклеить план-шайбу на 6 точек (рис. 24).

Рис. 24. Наклейка план-шайбы (несколько меньшего диаметра, чем хотелось бы) на 6 точек из оптического воска.

Делается это так. Зеркало кладется рабочей стороной вниз на чистую материю или газету. Задняя сторона зеркала обезжиривается любой подходящей для этой цели жидкостью: ацетоном, уайт-спиритом, растворителем и т. п. Карандашом намечаются места шести «точек», равноудаленные друг от друга и отстоящие примерно на 0,85r от центра зеркала, где r = D/2. Для приклейки служит особый наклеечный воск или специальная наклеечная смола, но если их нет, то можно использовать и обычную смолу, ту самую, которую вы варили для полировальника. Смолу расплавляют. Затем окунают в нее деревянную палочку и капают с нее на карандашные метки. Накапав на каждую несколько капель, разогревают план-шайбу на электроплитке и накладывают на смоляные «точки». Если план-шайба слишком горяча, под нее подкладывают 3 спички, которые удаляют после того как план-шайба несколько остынет (ладонь будет терпеть ее тепло в течение нескольких секунд) и нагружают небольшим грузом. Будет нормально, если после остывания план-шайбы ваши смоляные точки «расползутся» не более чем до 15 мм в поперечнике, а зазор между план-шайбой и зеркалом составит 1 – 2 мм. Все время надо следить, чтобы центр план-шайбы совпадал с центром зеркала, иначе при полировке легко получить на зеркале астигматизм. В случае полировки на станке точность совпадения центров зеркала и план-шайбы должна быть не хуже 1 мм; в случае ручной полировки она может быть несколько – но не сильно – хуже. Если план-шайба меньше зеркала, полезно перед началом наклейки точно приложить ее к зеркалу и обвести карандашом или фломастером. Щель между зеркалом и план-шайбой надо аккуратно замазать пластилином – наклеечный воск боится воды, но даже если вы используете смолу, все равно нечего воде там гулять. Вы ведь будете периодически мыть зеркало, и вода обязательно затечет куда не надо, если ей не помешать.

Чтобы приклеенная план-шайба не мешала читать теневые картины, полезно до ее наклейки зачернить тыльную сторону зеркала, скажем, черной матовой краской из баллончика – той самой краской, которой вы впоследствии будете чернить изнутри трубу телескопа.

По окончании работы над зеркалом план-шайбу удаляют. Делается это так: по возможности соскребите пластилин, поставьте зеркало ребром себе на колени, приставьте к боковине план-шайбы деревянный брусок и резко стукните по нему молотком. План-шайба отвалится. Удалите остатки пластилина и смолы (или воска). Смойте растворителем краску, если она есть.

Забавно, но вовсе не нужно сушить зеркало на ребре перед каждым сеансом теневых испытаний и уничтожать отдельные капли уголком промокательной бумаги. Достаточно одним решительным движением стереть воду с рабочей стороны зеркала кожей предплечья. Мастера так и поступают с небольшими зеркалами. Конечно, на зеркало попадет немножко жира с кожи, но теневым испытаниям он не сильно помешает. Воду с боковины и тыльной стороны зеркала можно стереть и чистой тряпочкой.

Трудно ожидать, что ваше первое зеркало окажется близким к сфере после тонкой шлифовки. Чаще всего оно имеет заваленный край и яму в центре, причем глубина завала края больше глубины центральной ямы. Этого может не быть лишь в двух случаях: а) если вы послушались советов корифеев и на тонкой шлифовке применяли укороченный штрих, не забывая следить за плавностью движений; б) если вы использовали качественно сделанный шлифовальник большего, чем зеркало, размера. Но если вы перестарались и вместо завала края получили подвернутый край, не печальтесь, а радуйтесь. И примите мои поздравления. Исправить подвернутый край на полировке очень легко, а вот завал края исправляется долго и мучительно.

Уже спустя полчаса полировки вы приблизительно поймете, какую фигуру зеркала вы нашлифовали. Если край зеркала заблестел раньше, чем другие зоны, это хорошо – значит, у вас подвернутый край. Но гораздо чаще мат сходит первым делом с некоторой средней зоны, что однозначно указывает на заваленный край и яму в центре.

По мере продолжения полировки блестящая зона понемногу расширяется и спустя несколько часов работы может уже дойти до центра, но матовое кольцо на краю зеркала держится очень упорно и сужается настолько медленно, что способно довести начинающего телескопостроителя до зубовного скрежета. Оно и понятно: чтобы устранить завал края, надо «понизить» всю поверхность зеркала.

Чего новички страшно не любят, так это возвращаться в таких случаях с полировки обратно на шлифовку. Я и сам не люблю, однако давно уже понял: если я не сделаю этого, то потеряю гораздо больше времени, занимаясь монотонной и малопродуктивной работой. Упорство и терпение – прекрасные качества, поэтому надо расходовать их экономно. Словом, если вы полируете уже 10 часов, а на краю зеркала у вас до сих пор держится матовая полоска шириной в сантиметр или более, примите это за однозначное указание вернуться на шлифовку. Один час работы коротким штрихом на абразиве М10 – и проблема заваленного края будет снята. Только если полоска мата совсем узенькая, попробуйте увеличить давление на зеркало, закрепив на нем какой-нибудь груз (чисто вымытые «блины» от гантелей очень подойдут). Но если эта мера не принесет видимых результатов спустя 3-5 часов полировки, то картина ясна: завал на краю узкий, но резкий, вероятно, связанный с грубыми ошибками при шлифовке. Вам может казаться, что в возврате на шлифовку нет резона, поскольку это означает необходимость сполировывать мат заново, на что вряд ли уйдет менее 10 часов, и вы надеетесь, что за то же или даже меньшее время сполируете полоску мата на краю зеркала, просто-напросто продолжая полировать в прежнем режиме. В подобную ошибку я впадал несколько раз, и всегда – повторяю: всегда! – тратил на устранение завала края полировкой в несколько раз больше времени, чем потратил бы при возврате на тонкую шлифовку.

Если полоска мата на краю вашего зеркала имеет ширину, скажем, 3 см, и за час работы вы уменьшили ее до 2 см, то, вероятно, думаете, что до полного удаления мата с края зеркала вам осталось 2 часа работы в том же режиме. Вынужден разочаровать: это не так. Совсем не так. Полоска мата на краю будет сужаться все медленнее и медленнее.

В чем тут дело? Во-первых, в том, что площадь тесного контакта зеркала с полировальником будет постепенно увеличиваться, а значит, удельное давление на полировальник будет падать, что скажется на эффективности полировки. Вторая – и более существенная – причина заключается в том, что завал становится все круче по мере приближения к краю, следовательно, для сполировывания каждого следующего миллиметра мата вам придется снимать с зеркала все более толстый слой стекла. В-третьих, снятие материала с уже отполированной, гладкой поверхности происходит заметно медленнее, а ведь именно ее-то вам и придется «понизить», чтобы добраться до мата на краю! Последние миллиметры мата держатся очень упорно.

Некоторые торопыги удлиняют штрих, стремясь поскорее избавиться от полосы мата на краю зеркала. Это ошибка, и серьезная. Что верно, то верно: при большой длине штриха сполировать мат на краю получится быстрее. Но при этом вы не избавитесь от завала края, а, скорее, наоборот, усугубите его. Тем самым вам будет обеспечена «веселая жизнь» на этапе фигуризации.

От души надеюсь, что убедил вас; если же нет, то вам остается только учиться на своих ошибках, коль скоро вы не пожелали учиться на чужих...

Не так уж редко случается такой казус: полировка выявляет мелкие царапинки, прятавшиеся под матом и по этой причине не выявленные. Если речь действительно идет о царапинах, оставшихся от шлифовки (а не полученных при полировке), то это достаточно мелкая неприятность, как мелки и сами царапины. Продолжайте полировать, они мало-помалу исчезнут.

В этой главе мне осталось рассказать лишь о чистке полировальника. Только что изготовленный полировальник имеет черный цвет и блестит, но по мере внедрения в смолу зерен полирита он светлеет, приобретая этакую благородную седину и теряя блеск. Не нужно ждать, что он сразу «поседеет» равномерно по всей поверхности, потому что это может случиться лишь в одном случае: если после тонкой шлифовки ваше зеркало окажется точной сферой, а таких чудес не бывает. Вполне естественно, что «седина» проявится в первую очередь там, где зеркало плотнее соприкасается с полировальником, то есть на месте бугров и валиков. Но все же мало-помалу бугры и валики будут сполированы, полировальник начнет работать всей поверхностью и покроется более или менее равномерной «сединой».

Если этого долго не происходит, значит, смола чересчур тверда. Твердая смола желательна для получения точной сферической поверхности, но не увлекайтесь: чересчур твердая смола – это тоже плохо. Осмотрите зеркало: нет ли уже на нем царапин? При необходимости отлейте полировальник заново, сварив несколько более мягкую смолу.

При смоле допустимой твердости спустя 15-20 часов полировки (а может быть, и раньше, если вы подмазывали слишком много полирита) на полировальнике появятся участки, отличающиеся по цвету от «благородной седины» и не работающие, о чем вам тотчас даст знать валик на соответствующей зоне зеркала. Это означает, что данный участок полировальника уже насыщен полиритом до предела, «сидящие» в нем зерна полирита сточены и больше не полируют, а новые зерна не могут внедриться в смолу, потому что им уже некуда внедряться – все занято. Такой полировальник нуждается в чистке.

Осуществить ее очень просто. Возьмите немного едкого натра, растворите его в небольшом количестве теплой воды, намочите в растворе чистую тряпочку и с некоторым усилием протрите ею поверхность полировальника. Вы удивитесь, как быстро он вновь станет черным и заблестит. Если у вас нет едкого натра, подойдут содержащие его жидкости, скажем, «Крот» – средство для прочистки сливных труб. Короче говоря, нужна достаточно сильная щелочная среда; слабощелочные среды, к примеру раствор питьевой соды, малоэффективны. При наличии царапин или ссадин на пальцах работайте в резиновых перчатках: незачем терпеть ненужную боль. Лучше проводить очистку полировальника в раковине, чтобы сразу смыть щелочь, поскольку она имеет нехорошую привычку разъедать смолу.

По окончании чистки хорошо вымытый полировальник надо снова отформовать.

[1] В общем случае писк при полировке означает, что стекло на буграх и валиках зеркала сполировывается очень активно. Поэтому мастера-оптики любят полировать «на писке», умудряясь при этом избегать царапин. Но на то они и мастера! Любителю, полирующему небольшое зеркало, не стоит соревноваться с ними.

Глава 5. Фигуризация до сферы и параболизация

Фигуризация зеркала, то есть доведение его поверхности до оптической точности, – самый сложный, но одновременно и самый интересный этап работы над зеркалом. Только здесь можно почувствовать себя настоящим творцом. Будет ли ваше зеркало оптически совершенным или нет – решится сейчас.

Начинающий «стеклотер», уже утомленный предыдущими этапами работы, обычно настроен на результат, ну хоть какой-нибудь. Но поскорее! Замечу, что торопизм – опасная болезнь в любом деле, кроме ловли блох, а уж в изготовлении оптики особенно. Не спешите! Перед началом фигуризации подумайте: а не сделать ли вам перерыв в несколько дней или даже недель, чтобы слегка соскучиться по работе над зеркалом? Успеха достигают не те, кто стремится закончить работу как можно скорее, а те, кому нравится работать.

Если вы готовы, тогда пойдем по порядку.

Итак, с вашего зеркала полностью удален мат и, возможно, заполированы мелкие царапины, но теневые испытания (которые, как я надеюсь, вы проводили регулярно) показывают, что фигура зеркала пока еще далека от сферы. Если это не так, то считайте, что произошло чудо. В литературе указано, что при твердой смоле и центральном штрихе небольшой длины правильная сферическая поверхность должна получаться автоматически. На самом деле я не знаю, кому и что она должна; знаю только, что при полировке на полировальнике одинакового с зеркалом размера завал края возникает всякий раз, стоит лишь чуть-чуть изменить не без труда нащупанный правильный режим работы. Небольшое удлинение штриха, рывки, да просто повышение температуры в рабочем помещении – и завал налицо. Совет с самого начала полировки ослабить подрезкой или формовкой край полировальника отнюдь не лишен смысла.

С завалом на краю, коль скоро он возник, надо бороться непреклонно и терпеливо. Нельзя оставлять его, как бы мал он ни был. Во время борьбы с завалом края можно не обращать особого внимания на другие зоны зеркала – их нетрудно будет разгладить потом, после победы над завалом. При твердой смоле и правильном режиме работы заваленная краевая зона будет постепенно сужаться (с каждым сеансом работы все медленнее), затем превратится в так называемый сорванный край, то есть полосу резкого завала шириной всего лишь 1-2 мм, а затем – если еще потрудиться – исчезнет полностью.

Начинающий телескопостроитель, замученный этим процессом, вероятно, подумает на последнем этапе: «А стоит ли овчинка выделки? Может, оставить сорванный край в покое? Он ведь совсем узенький, неужели же он серьезно испортит изображение?..» Подумать так можно, а вот делать не следует. Телескоп с таким зеркалом не будет давать хороших изображений, его «штрель» сильно уменьшится. Если уж у вас нет никаких сил «добить» сорванный край, то придется задиафрагмировать зеркало в телескопе, исключив отражение от края. Гораздо лучше иметь телескоп хорошего качества с немного меньшей апертурой, чем чуточку более «апертуристый», но плохой телескоп.

Может случиться (редко, но бывает), что вместо завала края ваше зеркало, напротив, приобретет подвернутый край. Избавиться от него проще простого, либо слегка увеличив длину штриха, либо ненадолго перейдя на штрих по хорде, сместив линию штриха на величину чуть меньше ширины подвернутой зоны от центра полировальника, то есть чаще всего на 5 – 15 мм для 150-мм зеркала.

Внимание! Фигуризация штрихом по хорде в общем случае приводит к уничтожению зональных (в том числе краевых) ошибок, но это сильнодействующее средство, пользуйтесь им очень аккуратно и чаще контролируйте зеркало.

Зональные ошибки на средних зонах – повторю – проще всего исправить, перейдя со штриха с двусторонним выносом на штрих с односторонним выносом, не меняя при этом длины штриха. Этим методом нельзя, однако, убрать завал края и яму в центре зеркала. Тут лучше заняться подрезкой или формовкой полировальника. Оба эти метода подробно описаны в литературе.

При работе на станке завал края можно убрать так же, как и подвернутый край, то есть при помощи небольшого выноса штриха на хорду. Величина выноса должна быть примерно равна ширине заваленной зоны. Дело пойдет быстрее, если увеличить давление на зеркало. Действенность этого метода при работе вручную сомнительна, поскольку чаще всего не удается добиться должной плавности движений, а при рывках край зеркала несколько «зарывается» в смолу. В итоге вместо уменьшения завала края легко можно усугубить его. Начинающему любителю лучше все же заняться подрезкой или формовкой краевой зоны полировальника.

Иногда в центре зеркала образуется бугор небольшого диаметра. Прежде всего подумайте и решите: а так ли уж он вам досаждает? Ведь центральная зона главного зеркала в «ньютоне» затенена вторичным зеркалом и попросту не работает. Предположим, что в вашем телескопе расстояние между главным и вторичным зеркалами равно одному метру, малая ось вторичного эллиптического зеркала имеет размер 50 мм, а поле зрения (2ω) телескопа составляет 1 градус. «Из геометрии» следует, что в центре главного зеркала такого телескопа образуется круглая зона диаметром 50 – 1000/57,3 = 32,55 мм, полностью затененная вторичным зеркалом. Рельеф зеркала внутри этой зоны может быть каким угодно.

Рекомендую все же попробовать убрать бугор. Проще всего это можно сделать местной ретушью – сверхмалым полировальником или даже пальцем, смоченным полиритовой суспензией. Вообще-то среди мастеров-оптиков пользоваться местной ретушью при изготовлении небольших зеркал считается дурным тоном, но ведь вы-то пока еще не мастер-оптик, верно? Вам нужно получить точную поверхность, а как – вопрос второй. Я лишь считаю своим долгом повторить вслед за классиками: местная ретушь – сильнодействующее средство. Бугорок в центре может исчезнуть уже спустя минуту, а спустя две – смениться ямой. Будьте бдительны и чаще проводите теневые испытания!

Местная ретушь уничтожит бугор, но не приведет к полному выравниванию поверхности. Вместо бугра у вас появятся рябая поверхность, то есть мелкие ямки и возвышенности. Их нужно заровнять при помощи вашего основного полировальника. Обычно на это хватает 10 минут.

Эффективность местной ретуши проиллюстрирую следующим примером. При параболизации на шлифовально-полировальном станке 380-мм зеркала мне удалось получить довольно плоский рельеф (в автоколлимации, с помощью которой параболическая поверхность выглядит такой же плоской, как и сферическая в теневом методе Фуко), за исключением краевой зоны, где возник резко подвернутый край. Для ускорения дела я решил убрать его просто пальцем. Отключив поводок станка, я провел 7-минутный сеанс местной ретуши указательным пальцем с сильным нажимом. Будь это бугор в центре, я ограничился бы одной минутой, но площадь края зеркала намного больше площади центрального участка, и я решил, что 7 минут – то, что надо. В результате близ края зеркала образовалась идеально ровная узкая канавка, а на самом краю – все-таки узенький подвернутый край. Результат обескуражил настолько, что рельеф на краю зеркала был поначалу ошибочно принят за инструментальный артефакт. Само собой, я в конце концов разгладил край очень малым звездчатым полировальником (о «звездах» см. ниже) и получил хорошую параболическую поверхность, но не избежал шуточек друзей насчет «высокопроизводительного пальца».

Внимательно прочтите у классиков обо всем, что касается подрезки полировальника в случае необходимости. Мастера и опытные телескопостроители предпочитают именно подрезку, так как подрезка полировальника углом лезвия безопасной бритвы выполняется куда быстрее формовки. Я лишь хочу выделить два момента, которые, как мне кажется, «тонут» у классиков в большом объеме информации и плохо усваиваются начинающими телескопостроителями, но тем не менее важны.

Во-первых, переходите к подрезке (или формовке, если вам она больше нравится) полировальника лишь в том случае, если вы не можете убрать ошибки поверхности зеркала изменением длины и вида штриха. Исключение – заваленный край.

Во-вторых, помните, что после удаления неровностей поверхности зеркала подрезанным полировальником и новой его формовки полировальник еще какое-то время, иногда довольно значительное, будет работать по-прежнему, то есть «ослабленные» его зоны останутся на некоторое время «ослабленными». В результате вместо ямы или канавки, с которой вы боролись, может получиться в первом случае бугор, а во втором – валик. Будет разумно ликвидировать подрезку на том этапе, когда яму или канавку еще можно с трудом различить при теневом испытании.

Отдельно следует сказать об астигматизме. Получив на зеркале «сферу», начинающий любитель обычно преисполнен гордости в диапазоне от простого человеческого удовлетворения до павианьего самодовольства. Но прежде чем мысленно увенчать себя лавровым венком, обязательно проверьте, не натерли ли вы случайно на зеркале астигматизм. Небольшой и нестрашный астигматизм вы, вероятно, не заметите, а значительный обязательно проявит себя. Если, вдвигая нож теневого прибора в предфокальном (как и в зафокальном) положении, вы увидите, что граница света и тени не просто прямолинейна, а еще и строго параллельна ножу, значит, серьезного астигматизма нет. Если же она наклонена относительно ножа – это уже повод встревожиться. Проверьте, строго ли перпендикулярны нож и щель оптической оси зеркала. Если да и если граница света и тени по-прежнему наклонена – астигматизм есть. При наличии на изделии заметного астигматизма граница света и тени поворачивается при движении ножа в поперечном направлении.

В особо тяжелых случаях, то есть когда астигматизм очень велик, вместо равномерного покрытия зеркала полутенью при наблюдении строго из центра кривизны вы увидите картинку из двух «головастиков» или «запятых» наподобие «инь – ян». Но допустим, что никакого астигматизма вы не выявили. Может быть, зеркало действительно хорошее, а может быть, вы случайно закрепили зеркало так, что ось астигматизма приблизительно совпала с линией ножа. Поверните зеркало на 45 градусов (разумеется, в плоскости, перпендикулярной оптической оси) и повторите опыт. Только если и в этом случае астигматизм не выявлен, поздравьте себя: вы получили то, что требовалось.

Можно выявить астигматизм и при испытаниях по «искусственному небу». Проще всего сделать так: в качестве источника света использовать светодиод, обернутый одним слоем фольги, а отражение от зеркала ловить «микроскопом», в качестве которого годится очень короткофокусный окуляр, который следует расположить как можно ближе к источнику света. Неприемлемо сильный астигматизм приведет к тому, что вместо «звезд» (естественных микроотверстий в фольге), окруженных одним-двумя дифракционными кольцами, вы увидите крестики (рис. 25).

Рис. 25.

Если фольга оказалась неожиданно хорошей и не содержащей микроотверстий, можно проделать их, положив кусочек фольги на стеклянную пластинку и осторожно потыкав острием очень тонкой иголки.

Для устранения астигматизма придется устранить его причины, как то: кратное отношение скорости поворота зеркала к оборотам полировальника (или к вашим собственным оборотам, если вы ходите вокруг «бочки»), приклеенная не строго не по центру зеркала ручка или план-шайба и т. д. Придется, разумеется, вернуться на фигуризацию. При правильном, описанном классиками режиме работы серьезного астигматизма возникнуть не должно. Конечно, во время устранения астигматизма вы можете подпортить сферическую поверхность зеркала различными зональными ошибками, но ведь устранять их вы уже умеете, не так ли? Не сочтите эти слова изощренным издевательством. Разве с самого начала вам не было ясно, что изготовление астрономической оптики – дело кропотливое? Вам придется проявить терпение – ничего иного я тут не могу порекомендовать.

Но я не зря советовал вам изготовить (заказать токарю) металлический шлифовальник большего размера, чем зеркало. Полировальник на его основе сильно облегчит вам задачу. Оптимальный диаметр полировальника на 20-30% больше диаметра зеркала. Даже если полировальник больше зеркала всего на 10% – все равно вы почувствуете значительную пользу. При работе на таком полировальнике штрих удлиняется на ту же величину, на какую полировальник больше зеркала, и мастеру проще перейти на короткий штрих, если это необходимо. Главное, чтобы в любом случае в конечных точках штриха зеркало хоть немного выступало за край полировальника.

У большего, чем зеркало, полировальника только один серьезный недостаток: во время перерывов в работе нельзя оставить зеркало на полировальнике, погрузив их в воду. Если сделать это, зеркало выдавит в смоле неглубокое и вряд ли заметное, но все же недопустимое круглое углубление, равное ему диаметром. Зеркало и полировальник придется хранить отдельно. А ведь вы знаете, что смола, хоть и твердая с виду, все равно медленно течет, и фигура полировальника мало-помалу перестает соответствовать фигуре зеркала. Поэтому после перерыва в работе, превышающего одни сутки, вам придется всякий раз формовать полировальник заново. Это если вы находитесь на этапе «сгона мата». При фигуризации необходимо формовать полировальник даже в том случае, если вы работали на нем только вчера. Без этой процедуры легко получить на зеркале сорванный край, отличающийся от заваленного края только узостью.

Формовка уже готового полировальника проста. Нужно нагреть полировальник в горячей, но не обжигающей воде, на что обычно хватает одной-двух минут, поместить полировальник на рабочее место и, добавляя теплой воды (лучше с небольшим количеством растворенного мыла), двигать по нему с нажимом зеркало до тех пор, пока основание полировальника не остынет. Внимание! Не следует сразу делать размашистых движений – они могут привести к сколам смолы с краев полировальника. Первые движения должны иметь малую амплитуду и выполняться без сильного нажима. Постепенно усиливайте нажим и увеличивайте длину штриха. Поначалу вы, вероятно, почувствуете, что зеркало ходит с заеданием то в одном, то в другом месте. По мере формовки заедание должно исчезнуть. Когда это произойдет, а ваши пальцы при прикосновении к основанию полировальника перестанут ощущать его тепло, формовку можно прекратить. Дождавшись остывания полировальника до комнатной температуры, следует поправить канавки, коль скоро в этом есть необходимость.

И пусть такая формовка выполняется значительно легче, чем формовка «с нуля» при изготовлении полировальника, – все равно на нее тратятся силы и уж никак не менее получаса времени. Зато преимуществ у большого полировальника на металлическом основании по сравнению с равноразмерным полировальником на цементном основании множество.

Во-первых, резко уменьшается вероятность завала края, а если он имеется, то быстрее выводится.

Во-вторых, полировальник может быть изготовлен менее тщательно. На смоле могут быть оставлены многочисленные мелкие дефекты – скажем, ямки, – которые не окажут существенного влияния. (Хотя лучше, конечно, обойтись без дефектов.) Поскольку строго центральный штрих в данном случае необязателен, канавки могут быть нанесены симметрично.

В-третьих, намного легче идет борьба с зональными ошибками, причем по всем зонам зеркала, от края до центра. Не нужно переходить на штрих с односторонним выносом – достаточно сместить штрих с диаметра на хорду, но так, чтобы посередине штриха зеркало находилось целиком в пределах полировальника.

В-четвертых, чаще всего можно обойтись без подрезки или специальной формовки полировальника. В «тяжелых» случаях, когда фигура зеркала являет собой отъявленную «грампластинку» (то есть имеет многочисленные зональные ошибки в виде валиков и канавок), но тем не менее скользит по полировальнику без заеданий, можно даже ненадолго перейти на штрих с большим выносом на хорду, при котором зеркало посередине штриха будет слегка выступать краем за пределы полировальника. Не думаю, чтобы в данном случае неопытность новичка привела к неприятным последствиям (однако контролировать фигуру зеркала надо все-таки почаще). Согласитесь, что изменить штрих куда легче, чем заниматься подрезкой или формовкой полировальника.

В-пятых, если размеры зеркала (и, соответственно, полировальника) не слишком велики, то на полировальнике не нужно даже формовать или проплавлять паяльником с насадкой глубокие – до основания – канавки. Достаточно процарапать их углом лезвия безопасной бритвы, держа лезвие поперек штриха и работая им на манер плуга. Любопытно, что для этой цели как нельзя лучше подходят (благодаря своей толщине и жесткости) бритвенные лезвия «Нева», о которых сказал немало слов всякий, кто имел несчастье бриться ими. Но для каждой работы существует свой оптимальный инструмент, и то, что мало пригодно для бритья, отлично служит телескопостроителям. Ширина канавок при этом находится в пределах 1 – 3 мм, а глубина составляет от 0,5 до 1 мм. Правда, процарапанные канавки придется чаще возобновлять и вдобавок прилагать к зеркалу при штрихе бОльшие усилия, чем при работе на полировальнике с глубокими и широкими канавками. Поэтому такой метод нанесения канавок можно рекомендовать лишь для работы с очень небольшими зеркалами, если только вы не полируете зеркало на станке. Иначе зеркало будет заедать и двигаться рывками. Приходится также чаще подмазывать полирит, поскольку мелкие и узкие канавки, в отличие от полноценных, плохо выполняют роль резервуаров для полиритовой суспензии.

Между прочим, известен случай, когда вручную было отполировано 800-мм зеркало (прикиньте хотя бы его массу, не говоря уже о силе присасывания к смоле!). Дело было в Германии. Четыре физически развитых немца двигали зеркало на «айн-цвай» по полировальнику, держась за приклеенные ручки. Но эти энтузиасты, насколько мне известно, использовали полировальник с глубокими канавками.

И наконец, в-шестых, при необходимости очистить металлическое основание полировальника от смолы вам не придется греть основание и стаскивать с него смолу. Можно поступить гораздо проще. Расстелив на полу старые газеты, надо поставить полировальник на ребро и сбить смолу молотком, попросту ударяя по ней, после чего счистить остатки смолы сапожным ножом, протереть основание полировальника скипидаром и собрать с газет смоляные осколки и крошку.

Скажу еще об одном – очень незначительном – недостатке большего, чем зеркало, полировальника: его не стоит формовать тюлем. Пришлось бы наложить на подогретый полировальник тюль и двигать по нему зеркало, что чревато появлением царапин. Однако частую сеточку мелких канавок можно нанести на полировальник и углом лезвия безопасной бритвы. Вряд ли эта процедура займет больше времени, чем формовка тюлем, учитывая, что при нарезке сеточки мелких канавок полировальник не нужно греть, а потом остужать.

Не знаю, во сколько раз работать на большем полировальнике с металлическим основанием проще, чем на равноразмерном полировальнике с цементным основанием, но минимум за два раза могу ручаться.

Повторяю: основание полировальника должно быть выпуклым (или хотя бы ступенчатым) и иметь примерно тот же радиус, что и зеркало. Пользоваться плоским основанием можно лишь при полировке плоского зеркала.

Самое время сделать еще одно «лирическое отступление» – и опять о царапинах. Нет ничего горше, чем довести поверхность зеркала до «сферы» или «почти сферы» и вдруг обнаружить, что на нем появилась царапина. Или даже несколько царапин. В чем тут дело – в вашей торопливости, коей всегда сопутствует неаккуратность, или вам просто не повезло – разбирайтесь сами. Важнее другое: что делать с царапинами, коль скоро они уже возникли?

М.С. Навашин и Л.Л. Сикорук авторитетно заявляют: царапины суммарной длиной не более двух диаметров зеркала не повлияют сколько-нибудь заметным образом на качество изображений, даваемых телескопом. Однако Д.А. Наумов указывает (и поди поспорь с ним!), что ни один уважающий свою работу мастер никогда не оставит на оптическом изделии сколько-нибудь заметных царапин. Сказанное надо понимать так: поцарапанное зеркало – не товар, поскольку лишено товарного вида. Вы скажете на это, что строите телескоп для себя, а не на продажу? Во-первых, не загадывайте. Кто знает, какая судьба ждет ваш телескоп спустя несколько лет после постройки. А во-вторых, вам, наверное, будет неловко демонстрировать кому бы то ни было свой телескоп с поцарапанной оптикой.

Итак, что предпринять? Вариантов ровно три.

Первый: смириться с царапинами и продолжать работу. Второй: перешлифовать зеркало и начать полировку и фигуризацию заново. Третий: попытаться вывести царапины полировкой.

С первым вариантом все ясно. Если он вас не устраивает, то выбор между вторым и третьим вариантами зависит от глубины царапин. Для ее оценки можно прибегнуть к помощи микроскопа (ибо ширина царапины хорошо коррелирует с ее глубиной). А можно поступить проще: подвигать ногтем поперек царапины. Если ноготь чувствует царапину, значит, сполировать ее вряд ли удастся. Если не чувствует – можно попробовать.

Но как сделать это, не испортив катастрофическим образом уже достигнутую фигуру зеркала? Внимательно читаем М.С. Навашина. Он пишет, что на полировальнике, отформованном тюлем, процесс полировки идет весьма быстро и притом достаточно равномерно по всем зонам зеркала. Это как раз то, что нам надо. Формуем полировальник тюлем (или наносим сеточку мелких канавок углом лезвия безопасной бритвы) и начинаем полировку. По мере заплывания мелких канавок восстанавливаем их и продолжаем полировку. Конечно, вывести царапину за какой-нибудь час работы таким образом не удастся, не удастся и за два, но тем не менее формовка тюлем позволит вам сэкономить время. Возможно, вам удастся сполировать царапину вдвое быстрее, чем без формовки тюлем, не слишком сильно испортив при этом фигуру зеркала. И все равно нужно психологически настроиться по меньшей мере на 10 часов кропотливой и нудной работы. Лишь крохотные царапины, едва-едва заметные в косом свете, могут исчезнуть быстрее. Если у вас имеется более крупнозернистый и более твердый (со значительной массовой долей двуокиси церия) полирит, то самое время его применить. Постарайтесь только не наделать новых царапин, уничтожая старые!

Итак, будем считать, что вы получили хорошее сферическое зеркало, на котором следы теневого рельефа видны с большим трудом или не видны вовсе. Я предполагаю, что вы разумный человек и для своего первого самодельного телескопа выбрали именно сферическое зеркало с достаточно большим фокусным расстоянием. В противном случае вам предстоит «веселая жизнь», иными словами – параболизация сферического зеркала.

Как действовать в этом случае?

Строго говоря, иметь идеально точное сферическое зеркало для параболизации не обязательно. Будет достаточно, если зеркало окажется приблизительно сферическим, с небольшими плавными ошибками и, конечно, без завала края. Однако на первый случай я советую вам не пожалеть времени и все-таки получить по возможности более точную сферу. Тренировка никогда не бывает лишней. Да и «плясать» от сферы для начинающего мастера все-таки проще, нежели от более сложного рельефа.

Для получения параболической поверхности надо плавно «приподнять» зону 0,7. Поскольку это невозможно, вам придется плавно «опустить» все остальные зоны. При теневом испытании из центра кривизны параболоид выглядит «бубликом». Л.Л. Сикорук рекомендует следующие способы получения «бублика»:

1. Подрезка одного квадратика смолы на зоне 70% диаметра.

2. Более равномерная подрезка 70%-ной зоны по кругу.

3. Расширение канавок к краю.

4. Фигуризация зеркала звездой.

В книге есть указание: использовать способы 1 или 2 следует лишь при небольших относительных отверстиях, не более 1:6 – 1:7. Может быть, мне сильно не везло, но я не знаком с любителями телескопостроения, изготовившими хотя бы одно хорошее зеркало с А = 1:6 способами 1 или 2. Что до способа 3, то он неудобен тем, что трудно сделать на полировальнике аккуратные канавки меняющейся ширины. На практике почти всегда применяется способ 4. Звезды используются разные: 5, 6 или 8-конечные (чаще 6-конечные, см. рис. 26 и 27). Иногда и с бОльшим количеством лучей. Смысл фигуризации звездой прост: «выкопать» в центре зеркала плавную яму и распространить ее края до фаски.

Рис. 26. Этап изготовления малого звездчатого полировальника. Разметка "звезды".

Рис. 27. Звездчатые полировальники для параболизации. Заметно, что три из них уже побывали в работе.

Одно только существенное «но»: фигуризация зеркала до параболы звездой одинакового с зеркалом размера, отформованной на вашем основном и единственном полировальнике, – дело отнюдь не простое. Вам может сопутствовать как успех, так и полная неудача. Могу дать совет, основанный на личном опыте: параболизуйте зеркало полноразмерной звездой лишь в том случае, когда серьезной асферизации не требуется и продольная аберрация, которую вы должны увидеть при испытании зеркала из центра кривизны, не особенно велика. Например, параболическое 200-мм зеркало с А = 1:7 будет иметь продольную аберрацию 1,79 мм (при испытании с таким теневым прибором, в котором источник света перемещается вдоль оптической оси зеркала вместе с ножом, и вдвое больше при неподвижном источнике света). Похожий на параболу рельеф, обеспечивающий столь небольшую продольную аберрацию, вы можете получить и с помощью полноразмерной звезды. Вряд ли поверхность зеркала получится строго параболоидной, однако есть хорошая вероятность того, что ошибки поверхности не выйдут за допуск.

К совету сгладить местные неровности, получившиеся от работы с полноразмерной звездой, местной ретушью и разгладить их остатки на основном полировальнике, предназначенном для получения сферической поверхности, отнеситесь с большой осторожностью. Во-первых, если у вас один полировальник, а не два, то вы потеряете звезду – полировальник придется расформовать заново. Но это еще не беда. Беда вот в чем: по всей вероятности, первое, что начнет делать основной полировальник, это превратит край зеркала из подобия параболы обратно в сферу, а затем начнет постепенно распространять эту сферу к центру зеркала. Если уж вы решили сгладить неровности на основном полировальнике, то по крайней мере сократите сеансы работы до 3 – 5 минут и сумейте вовремя остановиться.

Если все же ошибки поверхности зеркала резко выйдут за допуск, то ничего не поделаешь, придется вернуть поверхность зеркала обратно на сферу и повторить параболизацию. Отчаиваться не надо, это вполне штатный режим работы любителя телескопостроения. Мне тоже приходилось «возвращаться на сферу», причем неоднократно. Попытайтесь отнестись к такого рода неприятностям философски, это помогает.

Лучше параболизовать зеркала несколько иначе, а именно так, как описано в книге Д.А. Наумова «Изготовление оптики для любительских телескопов-рефлекторов и ее контроль». Нужно изготовить полировальник меньшего размера (примерно 0,7D) и на нем отформовать звезду. В отличие от основной полировки параболизация в этом случае осуществляется в положении «зеркало снизу». От себя добавлю: практика показала, что основание звездчатого полировальника может быть и плоским, то есть можно подобрать подходящий металлический диск, который для зеркала диаметром 150 – 200 мм должен иметь толщину не менее 5 мм. Удобнее всего обернуть вокруг этого диска полоску ватмана так, чтобы получился бортик высотой не менее 5 мм, чуть-чуть смочить бортик водой или просто слюной, вылить на диск смолу до краев бортика, остудить, снять бортик, вырезать паяльником с насадкой контуры звезды, сколоть при помощи стамески лишнюю смолу и отформовать звезду на зеркале. Для этого следует разогреть звезду в горячей воде и двигать ею с нажимом по смоченной поверхности зеркала без полирита. Если кривизна зеркала не особенно велика, можно поступить проще: густо смазать зеркало полиритом, положить на него нагретый в горячей воде звездчатый полировальник и, нагрузив его сверху грузом в несколько килограммов, оставить остывать. Первыми начнут расформовываться лучи звезды, потом дело дойдет и до ее центра. По внедрению полирита в смолу звездчатого полировальника и, следовательно, по изменению ее цвета вы поймете, приняла ли вся звезда форму зеркала или надо повторить процедуру. После остывания на звезде нужно прорезать или хотя бы процарапать канавки.

Точно так же следует формовать звезду после значительных (сутки и более) перерывов в работе. По мере заплывания канавок их нужно возобновлять так же, как на основном полировальнике.

Конечно, слой смолы в центре полировальника, отлитого на плоском диске, будет толще, а значит, центр полировальника будет работать несколько эффективнее его краев, но в данном случае это не беда, поскольку лучи звезды при формовке слегка расплывутся, отчего периферия зеркала будет срабатываться чуточку активнее. Еще лучше применить звездчатый полировальник с более толстым (до 8 – 10 мм) слоем смолы.

При этом способе применяются центральные штрихи с большим выносом (от 0,5 до 0,7 радиуса зеркала в каждую сторону). Следует активнее вращать зеркало, а еще лучше работать на станке. Смола для звезды может применяться несколько более мягкая. Это даже желательно. Если не хочется переваривать смолу, можно поднять на несколько градусов температуру в рабочем помещении.

При таком методе параболизации довольно трудно получить чересчур заваленный край (и это хорошо!). Гораздо чаще получается подвернутый край. Выправить его можно короткими штрихами по хорде с большим смещением звезды относительно центра зеркала. Точно так же выправляются зональные ошибки. Другой способ выправить их – временно перейти на эллиптический штрих. Оба способа не являются панацеей, но все же работают.

Нередко возникает и такая ситуация: подвернутый край сопровождается валиком на зоне 0,7...0,9r. В этом случае целесообразно сначала устранить валик местной ретушью с помощью малого звездообразного полировальника. Его диаметр должен примерно соответствовать ширине валика. Попытка устранить основной звездой одновременно подвернутый край и валик скорее всего приведет к завалу края.

Отсюда мораль: не нужно жалеть времени на изготовление дополнительного инструмента – в данном случае малого звездчатого полировальника. Победа над огрехами поверхности зеркала достигается через победу над собственной ленью.

Чаще подвергайте зеркало контролю! Думаю, напоминание о высокой эффективности местной ретуши не будет лишним. Если все пошло как надо, валик очень скоро исчезнет, но на зеркале останется некая концентрическая рябь – узкие зональные ошибки малой амплитуды. Убрать их проще всего основной звездой, применив эллиптический штрих. Иногда для этого достаточно одной минуты работы.

Еще более радикальный способ параболизации, хорошо показавший себя в МОО АГО при изготовлении зеркал со значениями А вплоть до 1:4, состоит в изготовлении не одного, а двух меньших, чем зеркало, полировальников. Их диаметры: примерно 0,4D и 0,7D(можно чуть больше или чуть меньше). На обоих полировальниках формуются звезды. Основным является полировальник диаметром 0,4D. Вначале – 10 минут работы центральным штрихом. Затем – 7 минут работы с выносом на хорду на расстояние от центра 0,4r. И наконец, 4 минуты работы с выносом на хорду на расстояние от центра 0,7r (рис. 28). Выносы за край зеркала во всех случаях умеренные. При работе на станке надо следить, чтобы малый полировальник поворачивался медленно, а не вертелся, как заведенный. Часто приходится придерживать его пальцами или даже привязывать к поводку станка шнурком. По окончании сеанса фигуризации теневое испытание зеркала может показать, что до параболической формы еще далеко – чаще всего потому, что продольная аберрация недостаточна. Тогда следует повторить сеанс, возможно, несколько раз – вплоть до достижения продольной аберрации, близкой к расчетной. Теперь надо оценить плавность параболы и при необходимости углубить ту или иную зону опять-таки малой, основной звездой. Затем – затереть мелкие неровности рельефа звездой с диаметром 0,7D, на что обычно хватает трех-пяти минут работы.

Рис. 28.

Хочу предупредить начинающего телескопостроителя: вам вряд ли стоит применять этот метод параболизации на вашем первом параболическом зеркале. Он требует некоторой квалификации. Лучше приберегите его для ваших следующих зеркал, а пока используйте метод, описанный Д.А. Наумовым. Он работает вполне удовлетворительно.

При параболизации в центре зеркала может возникнуть яма малого диаметра, но столь же часто возникает неширокий бугор. Поскольку вы собираетесь строить «ньютон», центр зеркала не имеет сколько-нибудь серьезного значения и неровность можно оставить, но лишь при условии, что она будет полностью затенена вторичным зеркалом.

Последняя рекомендация: при параболизации можно и даже полезно подмазывать больше полирита, чем при сполировывании мата и фигуризации зеркала до сферы.

На этом рассказ (точнее, мои дополнения к советам классиков) о фигуризации зеркала можно закончить. Однако – хотя бы для очистки совести – я должен еще раз попросить вас ответить на вопрос: так ли уж нужно ли вам параболическое зеркало на первый случай? И еще раз решительно отсоветовать вам с самого начала гнаться за большими апертурами и короткими трубами. Впоследствии – да, очень может быть. Но обязательно начните со 150-200-миллиметрового зеркала, лучше сферического. Прежде всего, в работе над ним вы поймете, привлекает ли вас самостоятельное изготовление астрономической оптики. Если да, то очень хорошо, но все равно оставьте более сложные зеркала на потом. Если же вам невтерпеж натереть параболу прямо на первом вашем зеркале, то не гонитесь по крайней мере за большими относительными отверстиями. Поверьте на слово: при ручной работе, без надежной оптической скамьи и совершенного теневого прибора, в котором светящаяся щель совмещена с ножом, а также отсутствии большого опыта приличное параболическое зеркало с А = 1:5 у вас не получится.

Об этом говорит весь опыт работы АГО, куда время от времени поступают на испытание зеркала, изготовленные любителями на дому. Среди этих зеркал практически нет хороших парабол, причем ошибки фигуры часто обнаруживаются уже при испытании методом Фуко из центра кривизны, еще до более строгих испытаний! Чаще всего основные ошибки связаны с краем – заваленным или подвернутым. Рельеф в виде «грампластинки» тоже отнюдь не редкость.

Ну что тут поделаешь – грамотное чтение теневых картин тоже требует опыта.

Параболизация зеркал – непростое дело. Скажу более: серьезное искусство. Будь это не так, разве появились бы в продаже короткие «ньютоны» со сферическими зеркалами и линзовыми корректорами?

Но допустим, что у вас есть и опыт, и оптическая скамья, и лучший на свете теневой прибор – получится ли хорошее параболическое зеркало с теми же параметрами в данном случае? Очень может быть, но с оговоркой: получится хорошее любительское зеркало. Будет ли оно пригодно для наблюдений с большими увеличениями? Да, конечно. Но вряд ли его «штрель» достигнет хотя бы значения 0,8. При испытаниях методом Фуко из центра кривизны вам просто не удастся заметить разницу между зеркалом со «штрелем» 0,7 и идеальным зеркалом. Никакой метод Миллье-Лакруа здесь не поможет. Помогут лишь автоколлимационные испытания или нуль-тесты, позволяющие видеть на параболическом зеркале плоский теневой рельеф, а для этого нужны эталонные зеркала высокой точности[1], причем желательно, чтобы хотя бы одно зеркало – либо испытуемое, либо эталонное – имело центральное отверстие, поскольку в противном случае придется включать в схему диагональные зеркала, также изготовленные с высокой точностью.

Кстати, в книге Л.Л. Сикорука, описавшего различные нуль-тесты, содержится удивительное заявление: используя один из нуль-тестов, автору удалось изготовить параболическое зеркало с точностью поверхности λ/100, а то и λ/200. Утверждение странное, учитывая, во-первых, что сама по себе точность теневого метода Фуко никак не превышает λ/100 (и в самом лучшем случае с этой точностью изготовлено эталонное зеркало, что само по себе маловероятно), а во-вторых, в схему входит еще и призма с неизвестной точностью. Между прочим, даже идеальная призма в сходящемся пучке лучей переисправляет сферическую аберрацию – иными словами, пользуясь такой схемой, мы будем считать испытуемое зеркало параболическим, в то время как оно несколько уклоняется в сторону эллипсоида. Уклонение будет небольшим, но заведомо превысит λ/100. При замене призмы на диагональное зеркало опять-таки встанет вопрос о точности его изготовления.

Самое интересное заключается в том, что точность главного зеркала телескопа порядка λ/100 не просто практически недостижима, но и никому не нужна на деле. Точности λ/8 при общей плавности фигуры зеркала вполне хватит. На практике же решающее значение имеет число Штреля.

Получить его численное значение без интерферометра и специальной компьютерной программы вам не удастся. Зато вы сможете оценить его грубо, то есть понять, «дает точку» зеркало или не дает. Для сферического (или немного уклоняющегося в сторону параболоида) зеркала используйте уже знакомый вам тест с искусственным звездным небом. Поставьте сильный окуляр, сфокусируйтесь и выберите среди микроотверстий алюминиевой фольги одно или несколько самых маленьких отверстий, лежащих недалеко от центра поля зрения. Они удивительно похожи на реальные звезды при наблюдении с большим увеличением. Вокруг каждой «звезды» вы должны четко увидеть первое (ближайшее к «звезде») дифракционное кольцо и – при достаточно ярком источнике света – значительно более тусклое второе. Третье кольцо при идеальной оптике обычно не видно. Но если вокруг каждой «звезды» вы отчетливо различаете множество колец, это говорит о заметной сферической аберрации, то есть о значительном отклонении фигуры зеркала от идеала. «Крестики» же вместо «звезд», как было сказано ранее, укажут на сильный астигматизм (рис. 25 и 29).

Рис. 29. Результат интерферометрического исследования астигматичного зеркала.

(Еще раз уточняю: при испытании зеркала из центра кривизны сказанное относится только к сферическому или близкому к сфере зеркалу. При испытании таким же образом параболоида удастся оценить только астигматизм – все остальное утонет в густом «пухе».)

В самых печальных случаях нет ни «звезд», ни колец вокруг них, а есть неаккуратные размытые пятна. В таких случаях говорят, что зеркало «не дает точки», что означает его полную непригодность. Если установить такое главное зеркало в телескоп, то наблюдения с большими и даже, возможно, средними увеличениями потеряют всякий смысл. Вы не сможете ни разрешить тесную звездную пару, ни оценить форму мелкой планетарной туманности, ни разделить на звезды даже ярчайшие шаровые скопления. Вместо обещанной «алмазной пыли» – прекрасное зрелище, между прочим! – вы увидите лишь некий рябой туман, весьма неприглядный на вид.

Не думайте только, что лишь у любителей получаются негодные зеркала. Как раз любители зачастую вытягивают пусть не самую лучшую, но все же «точку». А иногда даже и неплохую. На практике это означает возможность применения больших увеличений при наблюдении небесных объектов в телескоп с такой оптикой. Упомянутый выше А.А. Михеев в свой 325-мм «ньютон» со «штрелем» всего 0,7 в 1958 году первым среди астрономов-любителей сообщил о наблюдении им кратеров на поверхности Марса![2]

Недавно мне пришлось фигуризовать 200-мм зеркало с А = 1:5,4, предназначенное для облегченного телескопа Ньютона – надо же иметь разборный инструмент для дальних поездок! Испытания зеркала при его параболизации велись поначалу из центра кривизны. Фигуризацией удалось достичь картины, визуально не отличимой от качественного параболоида. «Точку» зеркало давало, и с виду неплохую. Однако интерферометрическое исследование показало «штрель» всего лишь около 0,7, то есть примерно такой же, как у зеркала А.А. Михеева. Мораль проста и подтверждает сказанное мною выше: испытания из центра кривизны, даже в сочетании с методом Миллье-Лакруа, вообще не позволяют «ловить» малые отличия поверхности зеркала от параболоида. К счастью, в оптической мастерской АГО нашлось плоское эталонное зеркало диаметром 230 мм с центральным отверстием, с помощью которого удалось собрать схему автоколлимации с двойным отражением от испытуемого зеркала, т. е. весьма чувствительную. Тут сразу выявились ошибки поверхности, кстати, весьма типичные: подвернутый край, валик на средней зоне. После устранения этих ошибок число Штреля составило 0,952, иными словами, зеркало перешло из категории хороших по любительским меркам (а на самом деле всего лишь худо-бедно годным) в категорию превосходных (рис. 30). При этом теневая картина показывала малые остатки рельефа и теоретически фигура зеркала могла быть еще улучшена. Однако было решено прервать фигуризацию, поскольку при некотором приближении к идеалу вероятность испортить всю работу неверным выбором режима полировки становится слишком уж большой. Тут уместно вспомнить правило: «Лучшее – враг хорошего». Иногда нужно уметь вовремя остановиться.

Рис. 30.

Из сказанного отнюдь не следует, что изготовление любительской оптики на дому лишено смысла. Как раз наоборот! Просто не ставьте перед собой задач, на решение которых вы, может быть, и способны, но ваше простейшее измерительное оборудование – нет.

А теперь кину камень в огород «профессионалов»: мне дважды доводилось заново фигуризовать зеркала «ньютонов» промышленного изготовления с относительным отверстием 1:5. В обоих случаях параболической поверхности не было и в помине, а было нечто сфероподобное по краям и обширный бугор в центре. За телескопы с такими, с позволения сказать, зеркалами два любителя заплатили деньги дилерам...

[1] Либо специальные компенсационные линзы, добыть которые для любителя практически нереально.

[2] О том, действительно ли А.А. Михеев наблюдал кратеры Марса, шли и идут споры. Большинство склоняется к заключению: он мог их наблюдать в 325-мм инструмент при редком, почти идеальном состоянии атмосферы и, разумеется, во время противостояния Марса.

Глава 6. Вторичное зеркало

Я не стану подробно описывать процесс изготовления вторичного зеркала «ньютона» просто потому, что убежден: начинающему любителю не стоит тратить на это время. Но рассмотрим сперва вопрос о необходимой точности «вторички».

Не бывает ничего идеального – это мы понимаем. Но насколько поверхность вторичного зеркала может отличаться от идеальной плоскости без существенной потери качества изображения?

В этом вопросе мнения М.С. Навашина и Л.Л. Сикорука диаметрально расходятся. Если первый утверждает, что качество вторичного плоского зеркала «ньютона» должно быть выше качества главного зеркала, поскольку вторичное зеркало наклонено к оптической оси под углом 45 градусов, то второй столь же резонно указывает на то, что вторичное зеркало находится в 4-5 раз ближе к фокусу телескопа, чем главное зеркало, и считает достаточным намного более либеральное требование к точности «вторички»: не хуже λ/3. Возникает законный вопрос: кто из корифеев прав?

Правее Сикорук. Для начала надо заметить, что ошибки фигуры вторичного зеркала почти всегда связаны с радиусностью, иными словами, с тем, что поверхность зеркала не плоская, а сферическая (выпуклая или вогнутая), большого радиуса. Для этого – чрезвычайно распространенного – случая существует простая формула:

dL = 0,5*dl*(D/d)2

Здесь dL – максимально допустимое отступление поверхности вторичного зеркала от плоскости (в длинах волн); dl– допуск на деформацию волнового фронта (в длинах волн); D– размер малой оси вторичного зеркала; d = L*A, где L – расстояние от центра вторичного зеркала до фокальной плоскости; А – относительное отверстие телескопа.

В качестве длины волны здесь, как и в других случаях, берется значение 555 нм, что соответствует желто-зеленым лучам видимого спектра, чувствительность к которым у человеческого глаза максимальна. Впрочем, нас интересует только допуск на деформацию волнового фронта dl, выраженный в долях длины этой волны. Для главного зеркала он вдвое больше, чем допуск на точность поверхности (за счет хода туда и обратно) и составляет λ/4.

Произведем расчет. Например, для вторичного зеркала с малой осью 70 мм, предназначенного для относительно крупного телескопа Ньютона с А = 1:5, на расстоянии 250 мм от фокальной плоскости малая ось светового пучка d будет равна 250/5 = 50, что при допуске на ошибку волнового фронта в 1/4 длины волны, даст допуск на общее отступление от плоскости 0.5*(70/50)2/4 = 0,245, или примерно 1/4 длины волны. То есть требования к точности вторичного зеркала в данном примере вдвое «либеральнее», чем к точности главного зеркала. Значит, вы вы в принципе можете использовать вторичное зеркало с точностью λ/4, если у вас нет лучшего зеркала. Все-таки надо учесть, что ошибки волнового фронта от главного и вторичного зеркал складываются, а значит, итоговая ошибка волнового фронта может и выйти за допустимые пределы.

Рассмотрим теперь 150-мм телескоп с А = 1:8. Предположим, что внутренний диаметр трубы составляет 180 мм, толщина стенки трубы 5 мм, радиус поля зрения 30 угловых минут, а фокус вынесен за пределы трубы на 80 мм. Для удобства воспользуемся интернет-программой «Калькулятор для «ньютона» (http://allcalc.ru/node/104). Малая ось диагонального зеркала получается равной 39,8 мм (округлим до 40 мм), а расстояние от него до фокальной плоскости равно 175 мм. Задав допуск на деформацию волнового фронта равным 1/4, получаем допуск на точность поверхности «вторички»: приблизительно 0,42 длины волны, или примерно λ/2,5. Но не хуже!

Вот, кстати, и еще одна причина, по которой корифеи советуют любителям начинать с постройки небольших длиннофокусных «ньютонов». Найти по разумной цене очень качественную «вторичку» для «ньютона», особенно крупного, не так-то просто. Во всяком случае, сразу отбросьте мысль разобрать ту конструкцию, что продается под названием «диагональное зеркало» и служит для излома оптической оси вблизи фокуса рефракторов и катадиоптриков, чтобы использовать находящееся там прямоугольное зеркало. Дело как раз в том, что это плоское зеркало размещено очень близко к фокусу, следовательно, допуск на точность его изготовления очень велик и может достигать нескольких длин волн.

Строго говоря, из радиусности вторичного зеркала «ньютона» можно извлечь и пользу. Поскольку световой поток падает на вторичное зеркало под большим углом, основная деформация волнового фронта после неидеального вторичного зеркала – астигматизм. И если главное зеркало телескопа также заметно астигматичное (что бывает, увы, довольно часто), то вращением главного зеркала вокруг оптической оси можно подобрать такое его положение, при котором астигматизм вторичного зеркала будет хотя бы отчасти скомпенсирован астигматизмом главного зеркала. Конечно, так происходит не всегда.

Может случиться, что ошибки поверхности вторичного зеркала будут связаны не с радиусностью. При исследовании такого зеркала с помощью интерферометра Физо или просто методом накладывания на плоское эталонное зеркало (только для испытуемых зеркал без отражающего покрытия) мы увидим не плавно искривленные линии, а линии с более или менее резким изломом. В таком случае формула, приведенная выше, не применима, а применимо ли в телескопе такое вторичное зеркало – вопрос, который каждому телескопостроителю придется решать самостоятельно.

Лучше всего заказать плоское эллиптическое зеркало у проверенного мастера или в фирме, чья продукция считается стабильно хорошей. Задайте вопрос на форуме сайта www.astronomy.ru – вам охотно объяснят, где на сегодняшний день можно приобрести хорошее вторичное зеркало, а с кем лучше не связываться. Я не даю здесь рекомендаций по той причине, что информация в нашем меняющемся мире быстро устаревает.

Изготовить ньютоновскую «вторичку» самому очень непросто. Не зря на оптическом производстве обычно выделяют специального мастера под «плоскости». Тут нужно «набить руку» и вообще иметь в виду, что изготовление оптических плоскостей более трудоемкий процесс, чем изготовление вогнутых зеркал. Достаточно указать на то, что эллиптическое в плане зеркало приклеивается вместе с подклейками к план-шайбе не смолой и даже не оптическим воском, а специальным оптическим сургучом, имеющим весьма мало общего с обыкновенным сургучом, применяемым на почте. Смола и даже воск обязательно будут «тянуть» стекло, и после отклеивания зеркала по завершении весьма кропотливых трудов вы с горечью обнаружите, что зеркало «повело» – его фигура исказилась. Оптический сургуч «тянет» стекло гораздо слабее, зато и «держит» хуже. Если при работе на шлифовально-полировальном станке ваше зеркало внезапно отклеится от план-шайбы, это может погубить всю работу. Есть в работе с плоскостями и другие хитрости, связанные с выбором сорта стекла, подмазыванием полирующей суспензии и др.; на них мы останавливаться не будем. Просто поверьте: изготовление действительно качественного плоского эллиптического зеркала по силам лишь опытному мастеру.

Косвенные признаки хорошей «вторички»: материал – ситалл или кварц, толщина – большая (рис. 31), ибо чем толще зеркало, тем меньше оно коробится после отклейки от план-шайбы. Это не значит, что все другие вторичные зеркала плохие, и не значит, что все толстые ситалловые «вторички» обязательно хорошие, но явные признаки качества (или его отсутствия), к сожалению, видны лишь с помощью эталонного плоского зеркала, а еще лучше – интерферометра Физо.

Рис. 31. Вторичное, еще не алюминированное ситалловое зеркало для крупного "ньютона".

Возможно, вам удастся изготовить приличное плоское зеркало круглой формы методом, подробно описанным М.С. Навашиным, но, во-первых, для этого требуется большое желание «тереть стекло», а я сомневаюсь, что после изготовления главного зеркала у вас остался солидный запас такого желания, а во-вторых, купить «вторичку» приемлемого качества все-таки проще. К тому же она будет эллиптической в плане, а не круглой.

Будем считать, что вы уже сделали это. Теперь встает вопрос о креплении диагонального зеркала в трубе телескопа.

Проще всего этот вопрос решается вытачиванием на токарном станке двух простых деталей: условно говоря, «стакана» и «гриба»[1] (см. рис. 32). «Ножка гриба» срезается под углом 45 градусов. Она не должна быть очень тонкой, поскольку к месту среза будет приклеено вторичное зеркало и не стоит уменьшать площадь склейки. Если вы посмотрите на современные «ньютоны» промышленного изготовления, то увидите, что старый метод крепления «вторичек» при помощи лапок ушел в прошлое, – сейчас предпочитают клеить. К сожалению, герметиком, а он «тянет» стекло, частенько искажая плоскость вторичного зеркала до недопустимых значений.

Рис. 32.

Правда, существуют специальные оптические герметики, теоретически лишенные этого недостатка. Из них наиболее известен герметик ВГО-1. Однако опыт применения этого герметика в МОО АГО показал неудовлетворительные результаты. Возможно, дело в том, что свойства герметика «гуляют» от партии к партии.

Если вы все же решите клеить вторичное зеркало на герметик, то имейте в виду: клеевой шов должен быть толстым. Лучше всего подложить под зеркало три спички и вынуть их, когда герметик слегка загустеет.

Многие любители поступают проще: приклеивают вторичное зеркало к «грибу» с помощью двустороннего вспененного скотча толщиной 1 – 2 мм. Его нетрудно найти в продаже, и он обычно не «тянет» стекло. Очень часто в приносимых в МОО АГО на проверку телескопах выявляется один и тот же дефект: изображение портит «вторичка», причем сама по себе она нередко не так уж плоха, но герметик исказил ее форму. После переклейки вторичного зеркала с герметика на вспененный двусторонний скотч качество изображений заметно улучшается.

Законный вопрос: так ли уж прочно держит скотч? Попробуйте оторвать. Вы удивитесь, насколько это непросто. Мне пока не известны случаи, чтобы вторичное зеркало, приклеенное на двусторонний вспененный скотч, отвалилось от тряски. «Вторички» почти всех моих телескопов приклеены именно так, я не раз возил телескопы в автомобиле с довольно жесткой подвеской по ужасным дорогам, тряска временами была немилосердная, но вторичные зеркала всегда оставались на своих местах.

Однако скотч скотчу рознь. Некоторые их марки теряют свои клеящие свойства на морозе. Лучше предварительно поэкспериментировать, не то может оказаться, что при зимнем хранении трубы на балконе или в холодном сарае «вторичка» отклеится и упадет – хорошо еще, если не на главное зеркало!

Лучше подстраховаться. Каплей герметика приклейте к задней стороне вторичного зеркала небольшую пластинку из меди, латуни или, еще лучше, фольгированного текстолита с припаянным к ней отрезком медной проволоки сечением порядка 0,5 – 1 мм2 (зависит от массы «вторички»), а другой конец отрезка закрепите на «грибе» при помощи винтика с шайбой. Перед этим свейте отрезок проволоки в спираль, обмотав его, например, вокруг карандаша. Трех витков вполне достаточно. Теперь если зеркало все-таки отвалится, оно повиснет на спирали из медной проволоки, которая демпфирует удар, то есть мягко растянется и сохранит зеркало в целости. Часто вместо проволочной спирали используют простой шнурок, но при этом вслед за падением зеркала и натяжением шнурка последует рывок, которого лучше избежать.

Вторичное зеркало не должно быть приклеено центром строго по оптической оси. Нужно сместить его на небольшую величину. Точное ее значение вы можете получить, обратившись к интернет-программе расчета «ньютона», а геометрический смысл легко понять, если начертить на бумаге вытянутый равносторонний треугольник (вид конуса сбоку) и пересечь его отрезком под углом 45 градусов к высоте. При помощи линейки вы легко убедитесь в том, что середина отрезка, то есть точка пересечения осей вторичного зеркала эллиптической формы лежит несколько в стороне от оси конуса. На данное обстоятельство справедливо указывают М.С. Навашин и Л.Л. Сикорук, однако оно почему-то плохо укладывается в головах некоторых начинающих любителей.

Разумеется, никто не помешает вам использовать иную, чем на рис. 32, конструкцию узла крепления «вторички». Может быть, вы найдете нечто более подходящее в Интернете, а может быть, и придумаете свою конструкцию. Почему бы нет?

В качестве растяжек хорошо использовать тонкую (порядка 0,5 мм) сталь, лучше оцинкованную. Некоторые используют три растяжки, но большинство любителей (в том числе и я) отдают предпочтение четырем. Дифракционные лучи от них ярче, чем от трех растяжек, зато их всего 4, а не 6, что может быть полезно при разрешении тесных звездных пар.

Крепление «вторички» на стойке конструктивно самое простое, но невыгодное как раз с точки зрения яркости дифракционных лучей. Пусть их всего два, направленных перпендикулярно к стойке, но ведь они тем ярче, чем толще крепежный элемент, в данном случае – стойка. По чисто механическим соображениям она не может быть тонкой.

В телескопе, предназначенном для визуальных наблюдений, однозначно не стоит применять всевозможные опоры узла крепления вторичного зеркала в виде колец или дуг окружности. Да, дифракционные лучи при этом пропадут, однако – увы! – физику не обманешь: та часть световой энергии от звезды, которая в случае прямых растяжек идет на формирование дифракционных лучей, в данном случае «размажется» вокруг звезды, сделав невидимыми дифракционные кольца и как минимум сильно затруднив разрешение тесных звездных пар. Доля этой энергии при криволинейных опорах будет даже больше, чем при прямых растяжках, поскольку растяжки обычно тонкие (ибо работают только на растяжение), а опоры в виде колец или дуг – нет.

Пусть не введет вас в заблуждение тот факт, что опоры узла крепления «вторички» в некоторых моделях «фирменных» любительских телескопов как раз выполнены в виде дуг. Для визуального инструмента это не достоинство. Это ошибка.

Возможно, вместо вторичного зеркала вам попадется призма полного внутреннего отражения подходящего размера и годного качества. Призма хуже эллиптического зеркала по трем причинам:

1. Ее размеры больше ровно настолько, насколько квадрат больше вписанной в него окружности, а значит, немного уменьшатся проницающая способность телескопа и контрастность изображений.

2. Призму труднее крепить в трубе. Ее приходится вклеивать в специальную оправу боковыми (треугольными) гранями, которые лучше зачернить. Оправа призмы дополнительно увеличит экранирование главного зеркала.

3. Как уже было сказано, призма слегка переисправляет сферическую аберрацию. Если вы все же используете призму, будет полезно чуть-чуть недопараболизовать главное зеркало. Например, для моего первого 160-мм «ньютона» с А = 1:5 величина продольной сферической аберрации при испытании из центра кривизны и предполагаемом использовании призмы в качестве «вторички» должна была составлять примерно 0,9 от расчетной величины. Разница не так уж велика, но при испытании зеркала может оказаться, что вы уже вышли за допуск, тогда как вам кажется, что вы еще в допуске.

Но если у вас в качестве «вторички» есть только призма – используйте призму. Лучше построить телескоп с недостатками, чем вообще не построить никакого телескопа.

В этой главе мне осталось лишь сказать несколько слов о виньетировании, вызванном «вторичкой». Если вы читали книги Навашина и Сикорука, то вы знаете, что это такое. Для тех, кто не читал, скажу: речь идет о потере края светового пучка при недостаточном размере вторичного зеркала. Виньетирование приводит к тому, что на краю поля зрения небесные объекты выглядят менее яркими, чем должны быть. Разумеется, лучше всего избежать виньетирования, подобрав диагональное зеркало соответствующих размеров, каковые проще всего вычислить с помощью программы расчета телескопа Ньютона. Но это удается не всегда. Л.Л. Сикорук, однако, справедливо указывает на то, что небольшое виньетирование не слишком вредно. Да, оно приводит к некоторому уменьшению яркости небесных объектов на краю поля зрения. Но ведь любитель обычно старается навести телескоп на объект так, чтобы тот оказался в центре поля зрения!

Это верно. И все же могут возникнуть затруднения при визуальном определении яркости звезд, а также при поиске слабых, особенно туманных небесных объектов. Если вы способны более или менее уверенно разглядеть такой объект в центре поля зрения, то при наличии виньетирования можете и не заметить его, если он мелькнет на краю поля.

Разумеется, данная оговорка существенна лишь для любителей вылавливать на небе всякую тусклую «мелочь».

С виньетированием (небольшим, конечно) чаще всего приходится мириться. Связано это с тем, что качественную «вторичку» достаточно большого размера (с малой осью от 60 мм и выше) найти гораздо труднее, чем относительно небольшую (до 50 мм) «вторичку». Цена тоже играет роль. Между прочим, практически все «ньютоны» промышленного изготовления снабжены уменьшенными по сравнению с оптимальным размером «вторичками» и зачастую обеспечивают не 1 градус невиньетированного поля зрения при равнозрачковом увеличении, как полагалось бы приличному «ньютону», а лишь около половины этого значения. Связано это, как легко догадаться, с попытками изготовителя уменьшить себестоимость продукции. Тем не менее большинству наблюдателей такое виньетирование не доставляет серьезных проблем. Словом, не сильно огорчайтесь, если расчет покажет, что в вашем телескопе небольшое виньетирование все-таки будет.

Вовсе незачем искать вторичное зеркало с запасом по размерам. Да, с таким зеркалом вам удастся раздвинуть поле зрения телескопа до пределов, заданных диаметром трубы и диафрагмы фокусера, но, во-первых, изображения на краю поля зрения широкоугольного «ньютона» будут изуродованы всеми аберрациями, характерными для простых однозеркальных систем, а во-вторых, за счет большего экранирования главного зеркала вторичным снизится контрастность изображений. Взвесив все «за» и «против», выскажу мое личное мнение: пожалуй, все же лучше использовать в телескопе чуть-чуть меньшее (по сравнению с расчетным) вторичное зеркало, нежели чуть-чуть большее.

[1] Вообще-то мастера-оптики называют грибом выпуклую оптическую поверхность. В данном случае я просто не подобрал более наглядного слова.

Глава 7. Дело – труба

Физические размеры оптической системы вашего телескопа и наиболее рациональный способ разгрузки главного зеркала вам легко даст опять-таки «Калькулятор для «ньютона»: http://allcalc.ru/node/104 . А вот какую трубу использовать для вашего телескопа – решать только вам. Я лишь могу помочь вам принять правильное решение.

Прежде всего: нужна ли вам экваториальная монтировка? Ее гораздо проще купить, чем смастерить самому. Если ваш ответ «да, нужна», то разумно выбрать для телескопа сплошную круглую трубу и докупить (либо изготовить) для нее подходящие по диаметру крепежные кольца. Для небольшого «ньютона» можно использовать пластмассовую канализационную или даже жестяную водосточную трубу. Вполне подойдет труба от стального дымохода с толщиной стенки 0,8 – 1 мм. Наиболее ходовые диаметры таких труб лежат в пределах 80 – 300 мм. Причем можно использовать дешевую оцинкованную сталь вместо рекомендуемой для дымоходов дорогой нержавеющей стали – ведь сквозь трубу телескопа пойдет только свет, а не химически агрессивный дым! Разумеется, нужна одностенная труба, а не «сэндвич». Плохо только то, что трудно найти трубу для дымохода длиной более 1 метра. Но при необходимости можно состыковать две трубы.

Некоторые ищут в продаже или заказывают на соответствующем производстве бумажно-бакелитовые, стеклопластиковые или даже карбоновые (углепластиковые) трубы. Наиболее бюджетным и притом вполне приемлемым по прочностным и весовым характеристикам вариантом является бумажно-бакелитовая труба. Стеклопластиковые трубы тяжеловаты, а карбоновые дороговаты, и вовсе не зря: их механические характеристики великолепны. Вряд ли, однако, следует искать для вашего первого самодельного телескопа именно карбоновую трубу. Не станете же вы, мастеря скворечник, непременно использовать дощечки из палисандрового дерева!

Проявив некоторую долю терпения, можно также намотать трубу из ватмана на эпоксидной смоле методом, описанным в книге Л.Л. Сикорука. От себя лишь добавлю, что для всех слоев намотки, кроме самого внутреннего, лучше использовать не ватман, а более рыхлую бумагу, легче впитывающую смолу. Вполне подходит газетная, хотя ее малая толщина заставит вас намотать больше витков. Я с успехом использовал старые, еще советских времен, дешевые обои, несколько рулонов которых завалялись у меня на чердаке дачного домика. Их рыхлая бумага и отсутствие полимерного слоя, способного покоробиться при контакте с эпоксидной смолой, – именно то, что нужно. При этом незачем добавлять в смолу ацетон, чтобы сделать ее жиже. В пористую бумагу хорошо впитывается и густая смола.

Не сочтите за хохму, но вполне приемлемым материалом для намотки трубы является дешевая (но не растягивающаяся) однослойная туалетная бумага типа «54 метра» или продающиеся в рулонах бумажные полотенца. Мотать длинную трубу в этом случае надо по спирали. Однако внутренний слой все-таки удобнее выполнить из ватмана. Также и наружный – чисто из соображений эстетики. Либо перед покраской шпаклевать трубу, шкурить и грунтовать ее.

Если же – хотя бы для начала – вам хочется построить простую «гляделку» на азимутальной монтировке (что я вам и рекомендую), то ваш выбор – «ньютон» на монтировке Добсона. Труба при этом может быть какой угодно: круглой в сечении, квадратной, 6- или 8-угольной, ферменной конструкции, сплошной или разборной. Хотите поскорее увидеть в свой телескоп небо – стройте примитивную трубу квадратного сечения из 6-10-миллиметровой фанеры. Да, она будет выглядеть не слишком казистой, о чем дилетанты с наклонностями эстетов если и не сообщат вам, то уж во всяком случае подумают, – но какое вам дело до снобов? Толковые же любители заинтересуются прежде всего качеством изображений, даваемых вашим телескопом. Это ведь главное. А если мнение эстетов имеет для вас значение – что ж, позднее можно соорудить и более симпатичную трубу с той же оптикой.

Кстати, мой первый 160-мм «ньютон» на монтировке Добсона имел как раз фанерную трубу квадратного сечения. Для крепления покупных деталей (фокусер, искатель), имеющих посадочную площадку, рассчитанную под определенный радиус трубы, использовались опять-таки фанерные прокладки, одна сторона которых была оставлена плоской, а другой стороне при помощи грубой наждачной бумаги придавался соответствующий радиус. В целом получилась надежная, «кондовая» конструкция, жаль только, что не очень транспортабельная.

Для монтировки Добсона круглая труба как раз не очень удобна. Если не фрезеровать полуоси монтировки под радиус трубы, то придется городить вокруг трубы в районе центра ее тяжести квадратный короб или зажимные кольца с двумя площадками под полуоси (рис. 33). Пожалуй, при желании смастерить легкую и притом разборную трубу будет лучше поступить иначе: часть трубы оставить цилиндрической, другую часть выполнить коробчатой и соединить их фермой из дюралюминиевых трубок (рис. 34). По этой схеме я построил несколько телескопов.

Рис. 33. 150-мм "ньютон" на монтировке Добсона. Труба -- водосточная.

Рис. 34. 220-мм "добсон" на последних стадиях постройки.

Рис. 35. Ферма Серрюрье в качестве трубы телескопа.

Такая ферма – не что иное, как упрощенный вариант фермы Серрюрье (рис. 35) – без ее достоинств в виде одинакового прогиба под собственным весом передней и задней частей трубы, зато очень несложный в реализации. В качестве цилиндрической «корзины», служащей для крепления вторичного зеркала на растяжках, окулярного узла и искателя, можно взять подходящую алюминиевую кастрюлю, выпилив дно, а можно и намотать ее из бумаги на эпоксидной смоле. С намоткой столь короткой бумажно-эпоксидной трубы больших проблем не будет. Мне даже случалось наматывать «корзину», взяв в качестве болванки коническое пластиковое ведро, поставленное вверх ногами (рис. 36); намотку при этом следует вести постепенно, в течение нескольких дней, начиная с подклейки сравнительно узких полосок бумаги с краев «корзины», а во время затвердения смолы периодически надевать «корзину» на болванку то одной, то другой стороной, пока изделие не станет достаточно прочным, чтобы можно было продолжить работу без болванки. Болванку надо смазать любым жидким маслом, чтобы «корзина» не приклеилась к ней.

Рис. 36. Начальный этап намотки "корзины".

По окончании намотки бумажно-эпоксидной «корзины» следует сделать аккуратными ее торцы, для чего расстелить на полу кусок грубой наждачной бумаги, приложить к ней торец «корзины» и, надавливая сверху, повращать «корзину».

Нижняя (или задняя, если угодно) часть трубы – простой фанерный короб, полностью закрытый сзади. Вообще-то рекомендация не закрывать наглухо заднюю часть трубы не лишена оснований, но это больше относится к длинным сплошным трубам, а короб достаточно короток. Впрочем, ему все-таки следует иметь достаточную длину для того, чтобы прикрепить к нему полуоси монтировки Добсона, ось склонений которой, естественно, должна проходить через центр тяжести трубы. Иначе придется мастерить полноценную ферму Серрюрье или крепить полуоси непосредственно к элементам фермы, что менее удобно (рис. 39).

Кстати, поэтому, а также для уменьшения высоты добсоновской «табуретки», будет лучше не особенно гнаться за облегчением задней части трубы. Например, из толстой (и, соответственно, массивной) стеклянной заготовки лучше сделать главное зеркало именно для «добсона».

Ферму часто делают из дюралюминиевых труб. При этом приходится либо плющить концы труб для крепления их к коробу и «корзине», либо вбивать в концы труб специальные цилиндрические вставки с плоскими окончаниями, либо мастерить особые зажимы (рис. 37), с помощью которых концы труб крепятся к коробу и «корзине». Однако гораздо проще использовать трубы (точнее, профили) квадратного или прямоугольного сечения. Для 150-мм «ньютона» подойдут квадратные профили 10*10 мм с толщиной стенки 1 мм. Ферма моего 260-мм достаточно длиннофокусного (1640 мм) телескопа собрана из прямоугольных профилей 10*20 мм с той же толщиной стенки и сохраняет достаточную жесткость – правда, уже на пределе. Однажды мне встретился 406-мм «добсон» с длиной трубы около 2 метров, труба-ферма которого была собрана из точно таких же профилей; эта труба могла сравнительно легко переноситься одним человеком, но ее жесткости уже не хватало и при попытке повернуть монтировку Добсона по азимуту труба гнулась самым забавным образом. Для нее следовало бы использовать профили большего сечения.

Рис. 37.

Концы прямоугольных профилей просто и без затей крепятся к фанерному коробу болтами или винтами с гайками. Под их головки следует подложить широкие шайбы, чтобы при затягивании гаек не помять тонкие стенки профилей. Крепление профилей к «корзине» может быть каким угодно; проще всего выпилить из листового дюралюминия или текстолита 4 детали трапецевидной формы.

Оправа главного зеркала должна удовлетворять всего трем основным условиям: а) зеркало не должно из нее вывалиться; б) зеркало должно быть разгружено на столько точек, на сколько полагается, включая боковую разгрузку, если она требуется; в) должна быть обеспечена возможность наклона зеркала в любую сторону для юстировки всей оптической системы. Для первого моего телескопа я заказал токарю оправу в виде широкой дюралюминиевой «чашки». Не берите с меня пример: можно поступить гораздо проще, ничего не потеряв в качестве оправы. Простейшая конструкция оправы для сравнительно небольшого (до 250 мм) и не слишком тонкого зеркала, не требующего специальной боковой разгрузки, показана на рис. 38. В качестве коромысел для разгрузки зеркала на 6 точек использованы отрезки квадратного дюралюминиевого профиля 10*10 мм, с боков зеркало удерживается тремя болтами, на которые следует надеть ПВХ трубки, а сверху оно прижимается тремя гайками с обыкновенными металлическими шайбами, под которые следует подложить резиновые, кожаные или фетровые шайбы того же диаметра. Всю оправу, включая болты, гайки и шайбы, следует зачернить.

Рис. 38. Простейшая оправа главного зеркала.

Конструкция, как видим, весьма простая и при этом вполне работоспособная. Доказано практикой. В крайнем случае такая оправа может быть выполнена и из толстой фанеры, нужно только хорошенько пропитать ее лаком или каким-нибудь иным водоотталкивающим средством.

Важный момент, о котором писали корифеи и о котором ввиду его важности еще раз скажу я: зеркало ни в коем случае не должно быть туго зажато в оправе! Напротив, следует дать ему небольшую – в доли миллиметра – «степень свободы». Пусть чуть-чуть болтается. Это тем более актуально при астрономических наблюдениях зимой, когда вроде бы оптимально закрепленное главное зеркало окажется на морозе пережатым из-за большой разницы в коэффициентах линейного расширения зеркала и оправы. Лучше чуть-чуть, практически незаметно потерять в точности юстировки из-за «болтанки» главного зеркала, чем пережать зеркало в оправе. Пережатое зеркало приобретает трехлучевой (либо нерегулярный, произвольной формы) астигматизм поверхности, резко снижающий качество инструмента. Между прочим, с проверки на пережатие начинается работа почти с любым телескопом, поступившим на проверку в МОО АГО, поскольку это очень частая и наиболее легко устранимая причина плохих изображений...

Несмотря на то, что к задней стенке короба будет крепиться главное зеркало в оправе, нет никакой надобности делать заднюю стенку чрезмерно толстой. М.С. Навашин настаивал на стенке из фанерной склейки толщиной не менее 40 мм – и это явно чрезмерное требование для 150-мм телескопа. Даже для 200-250-мм телескопа совершенно достаточна задняя стенка из хорошей 20-мм фанеры. Естественно, она должна быть как следует защищена лаком от влаги.

Вам также понадобится фокусировочное устройство, в просторечии именуемое фокусером. Для небольших (до 150 – 200 мм) не очень короткофокусных «ньютонов» отлично подошли бы фокусеры с размером посадочного отверстия окуляра 1,25 дюйма (около 32 мм), которыми в прошлом оснащались телескопы «Мицар» и «Альтаир» Новосибирского приборостроительного завода. Жаль только, что сейчас их трудно найти в продаже. Правда, эти фокусеры не предназначены для 2-дюймовых (50,4 мм) окуляров, но это небольшая беда. Очень многие любители, а начинающие так почти все, пользуются окулярами 1,25 дюйма, которые компактнее, легче и гораздо дешевле 2-дюймовых.

Увы, сейчас в продаже наличествуют почти исключительно 2-дюймовые фокусеры, причем самые разные: для рефракторов, для небольших рефлекторов и рефлекторов побольше, высокие и низкие, односкоростные и двухскоростные (с редуктором, обычно 1:10). Эти фокусеры могут работать как с 2-дюймовыми, так и с 1,25-дюймовыми окулярами (через специальную вставку-адаптер). Хороши ли они? Безусловно да. Но, во-первых, цена, а во-вторых, лишняя масса в верхней (передней) части трубы совсем не нужна «ньютону» на монтировке Добсона. Тогда как 1,25-дюймовый фокусер от «Мицара» или «Альтаира» легок, дешев и совершенно достаточен для первого (а может, и второго) самодельного телескопа начинающего любителя. А между тем даже 150-мм «фирменные» телескопы Ньютона сейчас снабжаются 2-дюймовыми фокусерами, в которых им нет никакой нужды, поскольку трубка 1,25-дюймового фокусера имеет достаточный диаметр, чтобы не виньетировать изображение. Некоторые любители, отчаявшись найти дешевый и легкий фокусер, предпочитают заказать токарю выточить из дюралюминия резьбовой фокусер с посадочным отверстием под 1,25-дюймовые окуляры и сами чернят его при помощью анодирования с анилиновым красителем.

Почему бы и нет, если хочется? Главное, чтобы эта важная деталь телескопа не создавала вам проблем, а остальное – уже мелочи. Теоретически возможно и наипростейшее решение в виде картонной трубки, двигающейся с трением в другой трубке, но такой, с позволения сказать, фокусер – уже крайность. Все-таки на дворе стоит двадцать первый век, а не девятнадцатый...

Отдельный вопрос – куда вывести фокусер рефлектора Ньютона. Направо или налево – это вам решать, исходя из ваших вкусовых предпочтений. Я не об этом. Часто ось фокусера делают параллельной земной поверхности. Для телескопа, установленного на экваториальной монтировке немецкого типа, вопрос не принципиален, поскольку трубу телескопа всегда можно повернуть в удобное положение, ослабив зажимы крепежных колец, но для «добсона» имеет значение. Если фокусер установлен так, что его ось всегда горизонтальна, то подумайте: как вы будете наблюдать небесные объекты вблизи горизонта, когда труба сильно наклонена и фокусер находится очень низко? Можно, конечно, лечь на туристский коврик из «пенки», но можно и установить телескоп на невысокий прочный столик. Тогда будет достаточно просто нагнуться, чтобы заглянуть в окуляр. Однако при достаточно большой длине трубы телескопа столик, пожалуй, отпадает: ведь при наблюдении объектов вблизи зенита вы просто-напросто не дотянетесь до окуляра без какой-либо подставки. Нет ничего приятного в том, чтобы переставлять телескоп со столика на грунт всякий раз, когда вам захочется сменить объект с окологоризонтного на околозенитный, а потом водружать телескоп обратно на столик. В этом случае будет разумно обойтись без столика, но расположить ось фокусера не параллельно земле, а под углом 45 или даже 90 градусов к ней (при горизонтальном положении оси трубы).

Полуоси монтировки Добсона, в просторечии именуемые «ушами», – это просто диски, выточенные из металла, текстолита или даже фанеры. Их толщина 10 – 20 мм, а диаметр не должен быть слишком маленьким. При слишком малом диаметре «ушей» телескоп оказывается слишком чувствительным к разбалансировке и может «клюнуть носом» при установке в фокусер более тяжелого окуляра или линзы Барлоу. По той же причине, если вы используете скольжение «ушей» по фторопласту, не очень хороши полуоси из металла – его трение о фторопласт слишком мало. Металл более подходит, если в качестве полуосей вы используете не диски, а дуги большого диаметра (рис. 39 и 40). Либо если скольжение полуосей осуществляется не по фторопласту, а по металлу, как делал сам Джон Добсон, или фетру.

Крепление полуосей – это последний штрих в изготовлении трубы, не считая ее чернения внутри и окраски снаружи. Для точного определения центра тяжести труба должна быть полностью собрана: с главным и вторичным зеркалами, искателем, фокусером и установленным в нем окуляром средней массы, а также корректором комы, если вы намерены постоянно использовать его в телескопе. Для начала, прислонив трубу телескопа к чему-нибудь (столу, стулу, забору и т. п.), испытайте оптическую систему по Луне или сильно удаленным земным объектам[1] и убедитесь в том, что вы не ошиблись в размерах трубы, иначе говоря, в том, что изображения становятся резкими примерно в среднем положении регулировки фокусера. Если ошиблись – исправьте проблему хотя бы перемещением оправы главного зеркала или как-нибудь еще. Затем положите трубу горизонтально на две узкие рейки, перпендикулярные оси трубы, и понемногу сдвигайте их, пока не придвинете вплотную. Найдя таким образом центр тяжести трубы, определите места крепления полуосей. Только после этого имеет смысл мастерить добсоновскую «табуретку».

Ничего не поделаешь: для крепления «ушей» придется вновь разобрать трубу. Но кто обещал, что в телескопостроении можно обойтись без нудной работы? Зато вы будете точно знать, что «уши» будут прикручены к трубе именно там, где им надлежит быть. Вполне вероятно, что вам удастся обойтись без каких бы то ни было грузиков на концах трубы или пружинок, соединяющих «уши» с «табуреткой», применяемых некоторыми любителями при плохо уравновешенной трубе.

Станете ли вы красить трубу снаружи краской, покроете ли ее лаком или решите придать ей «благородный» цвет морилкой, промаслить и навощить по методу краснодеревщиков – решать вам. Вид трубы снаружи – это всего лишь эстетика. Но изнутри труба обязательно должна быть вычернена.

Проще всего эта задача решается при помощи баллончика с матовой (обязательно матовой!) черной краской. Часто этой меры оказывается достаточно.

Но не всегда! При косом падении лучей на вычерненную поверхность коэффициент отражения от нее не так уж мал. А ведь именно таких лучей вам надо бояться, поскольку именно они, отразившись несколько раз от стенок трубы и один раз от главного зеркала, имеют шанс попасть в окуляр. Как быть?

Весь вопрос упирается главным образом в то, где и когда вы будете проводить наблюдения и нет ли поблизости источников света. Уличный фонарь, свет в чужих окнах или проезжающий мимо автомобиль с включенными фарами заставят недостаточно зачерненную трубу бликовать. То же самое бывает от света Луны и даже Венеры. Некоторые любители борются с паразитным светом в трубе путем установки в трубу многочисленных (до 10-15) диафрагм, что, понятно, годится лишь для сплошной трубы. Другие уповают на то, что труба будет меньше бликовать, если сделать вычерненную поверхность не гладкой, а шероховатой. И это действительно так. Рекомендуют следующий способ: из баллончика или кистью выкрасить внутренние стенки трубы в матовый черный цвет и сразу же, пока краска не высохла, обсыпать выкрашенную поверхность обыкновенной пшеничной мукой. Излишки муки вытряхнуть, подсушить краску и нанести из баллончика еще один слой краски поверх приставшей к первому слою краски муки.

Вместо муки можно использовать мелкие древесные опилки, просеянные через сито с ячейками 0,5 мм или, например, мелко дробленую скорлупу грецких орехов. Я уверен, что вы понимаете, по какой причине все рекомендуемые для этой цели материалы мягки и почему нельзя использовать твердые материалы, скажем, мелкий песок.

Впрочем, сейчас эти методы не слишком актуальны, поскольку в продаже имеются отличные матовые краски.

С трубой-фермой поступают иначе. Если вам очень уж досаждают блики, придется сшить для фермы чехол из какой-нибудь легкой, но плотной материи, выкрашенной анилиновым красителем в матовый черный цвет. Идеален был бы черный бархат, но он, увы, тяжеловат и способен нарушить балансировку трубы, а кроме того, впитывает влагу. Лучше использовать для чехла легкую синтетическую ткань. К коробу и «корзине» чехол может крепиться, например, специальными петельками, надеваемыми на крючки, а застегиваться повдоль «молнией» или «липучкой».

Но, разумеется, лучше всего наблюдать небо в таких местах, где никакие блики не мешают наблюдениям за полным отсутствием поблизости сколько-нибудь ярких источников света. При таких условиях в чехле нет необходимости.

Основание монтировки Добсона – так называемая «табуретка» – совсем простая штука. Если вы можете сколотить скамейку, то вне всяких сомнений легко соорудите и «табуретку». Она изготавливается из толстой фанеры: 16 мм и более. (Можно использовать и древесно-стружечные плиты, но это хуже.) Если взять фанеру потоньше, монтировка получится недостаточно жесткой и станет вибрировать при каждом движении трубы, что весьма противно. Зато для облегчения веса можно сделать в толстой фанере достаточно обширные вырезы; на жесткость конструкции они практически не повлияют.

Если вам хочется, поищите в Интернете примеры оптимального (по утверждению авторов) раскроя фанеры для «табуретки», но, честное слово, задача эта настолько простая, что практически любой человек должен справиться с ней сам. От «табуретки» требуется лишь следующее:

1. Она должна легко поворачиваться по азимуту. Для этого служат центральный болт, являющийся осью, и 3 фторопластовые накладки, которые лучше всего прикрутить к основанию «табуретки» шурупами с потайной головкой, основательно утопив ее. Чем глаже будет поверхность, скользящая по фторопластовым накладкам, тем лучше. Для облегчения скольжения некоторые любители подклеивают к этой поверхности тонкий лист дюралюминия или старую виниловую грампластинку. Для небольших «добсонов» некоторые используют дискообразный тренажер «Здоровье» – правда, мне кажется, что в этом случае вращение по азимуту будет слишком уж легким.

2. Ничто не должно мешать качанию трубы от зенита до горизонта – и в первую очередь торчащий болт, служащий осью. По этой причине приступать к изготовлению «табуретки» следует лишь после завершения работы с трубой, когда все ее размеры совершенно ясны. Вместе с тем трубе незачем наклоняться чересчур сильно и смотреть в землю. Ничего интересного вы там в телескоп не увидите. Передняя стенка «табуретки» должна быть именно той высоты, чтобы не давать трубе слишком уж низко «кланяться». Кроме того, высота передней стенки – ваш главный козырь в борьбе с шаткостью конструкции.

3. И еще раз повторю: когда вы двигаете трубу телескопа, монтировка не должна дрожать и шататься. Используйте фанеру достаточной толщины, особенно если ваша «табуретка» высока, и хорошенько скрепите фанерные детали шурупами. Можно дополнительно и клеем, если вы уверены, что в будущем вам не придется разбирать «табуретку», например, для дальней транспортировки. Некоторые начинающие, но тем не менее трудолюбивые любители, исповедуя принцип «кашу маслом не испортишь», даже соединяют детали «табуретки» в косой шип, но это, пожалуй, уже чересчур. «Ничего слишком», – сурово, но справедливо изрек в свое время Фалес Милетский. Шурапов и/или клея вполне достаточно.

Остальное не имеет принципиального значения. Нужны лишь аккуратность и воплощение в жизнь принципа «семь раз отмерь – один раз отрежь». Для тех начинающих любителей, кто совершенно не знаком с азами столярного дела (мне это странно, но от современной молодежи всего можно ждать), сообщу: ножовка для резки фанеры должна иметь мелкие зубья. Чем они мельче, тем мельче и «задиры» на фанере возле линии распила. Работа пойдет быстрее, если воспользоваться электролобзиком, но обязательно с мелкозубой пилкой, предназначенной для металла.

Будет полезно указать еще на одно обстоятельство: крайне желательно, чтобы главное зеркало телескопа было защищено от воздействия пыли и влаги все то время, пока телескоп бездействует. В случае «ньютона» со сплошной трубой эта задача решается просто – крышкой на трубу. Если же у вас труба-ферма, то задача несколько усложняется. Короб вместе с главным зеркалом можно, например, закрыть откидной крышкой на петлях, но при этом придется крепить элементы фермы не к внутренней, а к внешней поверхности короба, что может усложнить задачу крепления полуосей. Можно поступить иначе: прорезать в верхней (при горизонтальном положении трубы) стороне короба щель, куда крышка, вырезанная, например, из тонкой фанеры, будет вдвигаться по специальным направляющим на манер крышки стародавнего школьного пенала. При такой конструкции можно крепить элементы фермы к внутренней поверхности короба, что часто удобнее.

Кто-то скажет: а почему бы во время хранения или перевозки телескопа не накрыть зеркало просто-напросто тряпкой? Поступал так и я – и всегда рано или поздно расплачивался мелкими, но зато множественными царапинами на зеркале. Защитное покрытие на алюминированном зеркале, разумеется, существовало, и тряпка была чистой по крайней мере с виду, но тот, кто забывает о том, что астрономическая оптика нуждается в бережном отношении к ней, получит урок. Я его получил и больше так не делаю.

Немного об эстетике. Фанерные элементы конструкции желательно покрыть лаком, краской или чем-нибудь подобным. Речь не идет о внутренней поверхности короба – она должна быть зачернена, о чем уже говорилось. Речь идет о тех деревянных поверхностях, которые никак не влияют на оптические характеристики телескопа. Это внешняя поверхность короба и вся «табуретка». В принципе можно оставить фанеру «как есть», но через несколько лет она потемнеет, а то и расслоится от выпадающей на нее росы. Ничем не защищенная фанера – не самый лучший материал как в смысле долговечности, так и эстетики. Проще всего нанести на фанеру слой краски из баллончика. Цвет – какой вам понравится. Столь же просто покрыть фанерные элементы каким угодно водостойким лаком.

Рис. 41. Вынужденно высокое основание монтировки Добсона для 150-мм длиннофокусного телескопа (см. рис. 33).

Можно воспользоваться методом краснодеревщиков. Результат во всяком случае будет симпатичнее (рис. 41). Для этого надо проделать следующие операции:

1. Обработать поверхность фанеры наждачной бумагой строго вдоль волокон. Поперечные движения сразу приведут к заметным царапинам. Начать с наждачной бумаги средней зернистости и постепенно переходить ко все более тонким номерам. Этот этап можно пропустить, если вы приобрели шлифованную фанеру без изъянов.

2. Окрасить поверхность фанеры морилкой на водной основе, подобрав колер по своему вкусу. Высушить.

3. Пройтись по всей поверхности самой мелкой наждачной бумагой («нулевкой»), опять-таки совершая движения вдоль древесных волокон. Дело в том, что после сушки на дереве поднимется мелкий ворс, не заметный на глаз, но ощущаемый на ощупь. Его-то и надо убрать.

4. При помощи кисточки покрыть окрашенную морилкой поверхность жидким маслом. Лучше всего подойдет масло для банных полоков, которое иногда можно встретить в продаже. Если его нет, сгодится льняное или конопляное масло, в крайнем случае оливковое. Надо только помнить, что эти масла не содержат сиккатива, ускоряющего высыхание, и настроиться на продолжительное ожидание. Подсолнечное масло использовать не следует. Лучше нанести два слоя масла с сушкой между ними. Постепенно высыхая, масло одновременно впитывается в фанеру. Смысл процедуры прост: защитить дерево от намокания путем закупоривания мелких, но многочисленных пор в нем. С той же целью строители покрывают дерево олифой, но, поскольку вы строите телескоп, а не забор, нужно использовать более деликатные масла.

5. После высыхания масла натереть поверхность фанеры кусочком пчелиного воска, который нередко можно купить у торговцев медом. Поскольку воск лишен какой бы то ни было абразивности, двигать им можно как угодно. Но надо постараться не пропустить ни одного квадратного сантиметра поверхности.

6. Еще раз пройтись по всей поверхности «нулевкой». Смысл – в разравнивании воскового слоя. И наконец, навести окончательный глянец куском фланели или иной мягкой плотной ткани.

Внутренний голос подсказывает мне, что начинающий телескопостроитель вряд ли захочет терять время на довольно-таки нудную работу по превращению некой штуковины, при помощи которой наблюдают ночное небо, в произведение мебельного искусства. Скорее, скорее закончить работу и наблюдать! – вот чего в 9 случаях из 10 жаждет любитель. И разве можно его за это осуждать? Но если вы хотите, чтобы при виде вашего телескопа люди восклицали: «Ах, какая красота!», – то рецепт перед вами.

Дюралюминиевые элементы фермы можно, пожалуй, оставить без всякого покрытия, особенно если они прикручены к коробу и «корзине» снаружи и далеки от светового пучка. Чернить их вряд ли нужно, поскольку посторонний свет, скользнув по ним и отразившись от главного зеркала, пройдет мимо вторичного зеркала и не попадет в окуляр, а покрывать какой-либо краской или лаком – зачем? Они и без того достаточно эстетичны, как эстетична всякая грамотная механическая конструкция. Конечно, я не собираюсь навязывать вам мои вкусы, и если ваше чувство прекрасного побудит вас окрасить и дюралевую ферму – красьте. Однако помните, что металл, в отличие от дерева, хуже держит краску, поэтому весьма желательно покрыть его предварительно грунтовкой.

Многим хочется иметь «ньютон» достаточно большой апертуры и при этом мобильный, такой, например, чтобы его можно было возить в самолете, сдавая в багаж лишь самые грубые его детали, повредить которые трудно, и перевозя оптику в ручной клади. Это выполнимая задача, но, вероятно, придется мастерить сверхлегкую конструкцию (например, изображенную на рис. 41), лишенную как «корзины», так и короба. Правда, защитить зеркало от пыли в этом случае будет труднее. Роль «корзины» выполняет кольцо из дюралюминия, текстолита или фанеры, к которому на консолях крепятся фокусер и искатель. Крепление деталей на консолях – не самое лучшее техническое решение, но ради облегчения конструкции идут и на это. Короба как такового и вовсе нет – есть лишь некое основание (например, тоже кольцо), к которому крепятся оправа главного зеркала и трубы фермы. Для большего облегчения конструкции иногда используют не 8 труб в ферме, а только 6, размещая их равномерно по окружности. В качестве «ушей» применяют не выточенные круги, а дуги большого диаметра, что способствует резкому уменьшению высоты «табуретки» и общему снижению веса телескопа. Если постараться, то вполне реально построить 300-мм телескоп массой не более 15 кг. А может быть, и меньше!

[1] Речь, конечно, идет об испытании оптической системы с уже алюминированными зеркалами; об алюминировании см. следующую главу.

Глава 8. Последние шаги. Алюминирование. Юстировка

Итак, работы по постройке вашего самодельного телескопа близятся к завершению. Однако они еще не закончены. Прежде всего задумаемся: чего телескопу не хватает?

Искателя. Он необходим. Ведь поле зрения типичного «ньютона» даже при использовании минимального полезного (равнозрачкового) увеличения обычно не превышает одного градуса, что примерно равно двум лунным диаметрам. Кому-нибудь может показаться, что этого не так уж мало, но это ошибка. Поясню. Поймать в поле зрения телескопа даже яркую планету не так-то просто. Если же небесный объект невидим невооруженному глазу, то для его поиска обычно используются «опорные» звезды. Хорошо, если искомый объект находится неподалеку от достаточно яркой звезды! А если нет? Если до объекта придется двигаться по цепочке достаточно тусклых звезд, причем длина цепочки значительно превышает поле зрения телескопа? Чаще всего так и бывает. Без помощи искателя вам будет крайне трудно не сбиться и навести телескоп именно туда, куда следует.

Чаще всего искатель – это просто маленький, снабженный перекрестьем ахроматический рефрактор с объективом диаметром 30 – 50 мм, увеличением 6 – 8 крат и полем зрения 6 – 9 градусов. С таким полем зрения уже легко двигаться по цепочке «опорных» звезд, поскольку все или почти все они уже видны в искатель. А наиболее яркие дип-скай объекты, такие как Туманность Андромеды М31 или, скажем, ярчайшие шаровые скопления (М13, М3, М5) вы уверенно обнаружите уже в 30-мм искатель и поймаете их в перекрестье, после чего в дальнейших поисках объекта уже не будет нужды, останется лишь рассмотреть объект в телескоп. Некоторые типы искателей имеют «ломаную» конструкцию с поворотом оптической оси на 90 градусов. Они удобны для телескопов с диагональными зеркалами и, конечно, для «ньютонов». Нужно только учесть, что из-за нечетного числа отражений в таком искателе даваемое им изображение будет зеркальным. Кого-то это устраивает, другим же не нравится. Дело вкуса.

В наипростейшем случае роль искателя выполняет простой визир – нечто вроде ружейного прицела. Таким визиром, например, снабжен 65-мм телескоп «Алькор», некогда выпускавшийся в большом количестве Новосибирским приборостроительным заводом. Однако уже 80-мм «Алькор-М» был снабжен 5-кратным искателем. И правильно! Наблюдатель без нормального искателя обречен чертыхаться и впадать в отчаяние. Зачем такие крайности, если можно обойтись без них?

Искатель должен быть отъюстирован. Речь идет не о юстировке его оптической системы, а о том, что оптические оси телескопа и искателя должны быть в высокой степени параллельны. Проще всего отъюстировать искатель в дневное время по какому-нибудь удаленному на несколько сотен метров предмету (шпилю башни, верхушке антенны или высокого дерева и т. п.). В Отделе любительского телескопостроения при МОО АГО для этой цели чаще всего служит звезда на шпиле высотного здания на площади Восстания. Над «тестом по звезде» подшучивают, но пользуются им с успехом.

Можно отъюстировать искатель и по небесным объектам. Начните с Луны. Ее достаточно легко найти, глядя в телескоп при малом увеличении. Чем ближе Луна, тем фон неба светлее. Наведите телескоп так, чтобы Луна оказалась в центре поля зрения, и, не теряя времени (Земля-то ведь вертится, и небосвод движется), смотрите в искатель. Вполне вероятно, что Луна окажется в его поле зрения, но наверняка не строго по центру. Вращением юстировочных винтов оправы искателя «загоните» Луну в центр поля зрения, поближе к перекрестью. После этого наведите телескоп на Полярную звезду, удобную тем, что она практически не перемещается по небу, и уже без спешки уточните юстировку.

Внимание! После каждой юстировки телескопа юстировку искателя придется осуществлять заново. Впрочем, вы, вероятно, уже поняли, что это очень несложная процедура.

Существуют и искатели с увеличением, равным единице (то есть вообще без увеличения), зато снабженные лазером. Луч лазера наводится на интересующую наблюдателя область неба – примерно в то место, где согласно звездной карте находится искомый объект. Поскольку идеальной атмосферы, начисто лишенной рассеяния лучей, увы, не бывает, луч лазера хорошо виден в ночном небе. Некоторые любители с успехом используют подобные искатели. Впрочем, несмотря на то, что они появились лет двадцать назад, искатели в виде зрительной трубки по-прежнему доминируют и вряд ли будут вытеснены. Дело, конечно, не в необходимости иметь батарейки для питания лазера. Просто в путешествиях по «опорным» звездам есть своя прелесть.

Разумеется, еще до первого испытания оптической системы по реальным объектам и, конечно, до юстировки искателя зеркала «ньютона» должны быть алюминированы. Классическим методом серебрения зеркал, подробно описанным классиками любительского телескопостроения, в наши дни почти никто не пользуется. Правда, свежий серебряный слой отражает несколько больше света в области красно- желтых лучей, чем алюминиевый, но проигрывает в коэффициенте отражения сине-фиолетовых лучей, а главное, очень уж недолговечен. Всякому известно, что серебро на воздухе мало-помалу темнеет (поэтому столовое серебро приходится время от времени чистить), а уж если воздух загрязнен, скажем, сернистыми соединениями, выбрасываемыми вместе с дымом из труб заводов и угольных ТЭЦ, то можно биться об заклад: новое серебрение потребуется вашему зеркалу еще до конца наблюдательного сезона.

Как правило, любители находят возможность алюминировать зеркало. Для этого процесса нужна вакуумная камера и при ней человек, согласный возиться с любительскими зеркалами за умеренное вознаграждение. В наихудшем положении находятся жители небольших городов и сел, где просто-напросто нет производства, связанного с вакуумным напылением. В самом крайнем случае можно алюминировать зеркало в обычной зеркальной мастерской; надо только втолковать мастеру, что вам нужно алюминировать лицевую поверхность зеркала, а не заднюю, как он привык. Конечно, защитное покрытие на алюминиевый слой вам в зеркальной мастерской не нанесут, да и не факт, что зеркальное покрытие будет равномерным по всей площади зеркала, – однако приходится пользоваться и зеркальной мастерской, если в пределах досягаемости нет ничего лучшего. После алюминирования в зеркальной мастерской полезно проверить зеркало теневым методом – вдруг алюминиевый слой лег настолько неровно, что исказил теневую картину? Такое, увы, бывает. И не особенно печальтесь, если через год-другой на алюминиевом слое появятся мутные пятна. Ничем не защищенным металлам свойственно корродировать. Вздохните, смойте алюминиевое покрытие и направьте стопы туда, где можно нанести его вновь...

Но будем считать, что вам повезло отдать зеркало на алюминирование нормальному специалисту с приличной вакуумной камерой. Если вас спросят, наносить ли прозрачное защитное покрытие, – соглашайтесь сразу. Обычно на алюминиевый слой напыляют тончайший слой моноксида кремния, который на воздухе медленно окисляется до диоксида кремния, то есть до прозрачного кварца. Не теряя оптической силы, зеркало при этом становится чрезвычайно стойким к атмосферным воздействиям. При аккуратном обращении могут пройти десятилетия, прежде чем возникнет необходимость обновить покрытие.

Необходимо еще раз сказать: защитное покрытие оберегает зеркало только от химического воздействия агрессивных примесей в воздухе. Оно не способно защитить зеркало от механических повреждений, например, пылью при неправильной чистке: ведь толщина его слоя совершенно ничтожна. Будь иначе, алюминиевое (с защитой) покрытие не удавалось бы смыть отмоканием зеркала в посуде, заполненной раствором едкого натра. Эта химическая реакция не в последнюю очередь идет как раз потому, что защитное покрытие столь малой толщины неминуемо имеет крошечные поры.

А теперь о грустном. Если уж вам придется когда-нибудь смывать алюминиевый слой едким натром (NaOH), помните: этот реактив слегка – но в оптическом смысле неприятно – разъедает (выщелачивает) и стекло. Особенно чувствительны к выщелачиванию стекла марок ЛК[1]. Поэтому перед нанесением нового отражающего слоя, каким бы он ни был, зеркало из ЛК полезно (а иной раз и необходимо) немножко пополировать. Если при этом вам удастся не испортить фигуру зеркала, значит, вам повезло. В лучшем положении, как обычно, находятся владельцы длиннофокусных зеркал. А вот испортить фигуру параболического зеркала с А = 1:4 всего лишь трехминутной полировкой ничего не стоит. Пожалуй, следует удивиться, если она не будет испорчена!

Выщелачивание стекла при смыве отражающего покрытия едким кали (KOH) практически отсутствует, но есть марки стекол, для которых оно все же существенно. Можно также смыть покрытие разбавленной аккумуляторной (серной) кислотой. Для тех, кто подзабыл школьную химию, напомню: при разбавлении концентрированной серной кислоты нужно лить кислоту в воду, а не наоборот. И уж конечно, следует пользоваться резиновыми перчатками, каким бы реактивом вы ни смывали алюминиевый слой.

Иногда защитный слой напыляется из другого материала – фторида магния. Такое зеркало, если напыление сделано качественно, можно целыми днями вымачивать в подогретом растворе едкого натра – результата не будет. Фторид магния менее тверд, чем стекло, зато устойчив как к щелочам, так и к кислотам. Попробуйте снять защитное покрытие раствором сульфата натрия (глауберовой соли).

В любом случае смывание алюминиевого слоя с зеркала – «пожарная» мера, без которой, пожалуй, лучше обойтись, если повреждения отражающего слоя незначительны. Лучшая же рекомендация – всячески беречь зеркало от повреждений, не доводя его покрытие до безобразного состояния. Банально? Да. Но бесспорно.

Однако вернемся к алюминированию. Ваше зеркало будет подвешено в вакуумной камере рабочей стороной вниз. Совсем не факт, что у мастера, который будет алюминировать ваше зеркало, найдется крепление для его подвески. Поэтому не исключено, что вам придется изготовить его самостоятельно. Чаще всего это обыкновенный металлический хомут с маленькими лапками, удерживающими зеркало за фаску (рис. 43).

Рис. 43. Зеркало (рабочей стороной вверх) в хомуте.

Лапки необходимы, поскольку для лучшей адгезии алюминия к стеклу зеркало в вакуумной камере обычно разогревают перед напылением. Само собой, до той же температуры нагревается и хомут. Как бы вы его ни затягивали, при отсутствии лапок существует вероятность того, что зеркало выпадет из-за большой (приблизительно на порядок) разницы между коэффициентами линейного расширения стекла и металла.

Хомут лучше всего изготовить из нержавеющей стали толщиной порядка 0,5 мм. Подойдет и «черный» металл, то есть обыкновенная низкосортная сталь. Не годится оцинкованная сталь, поскольку цинк при нагреве в вакууме «газит», а какому мастеру захочется, чтобы на стенках его вакуумной камеры оседала всякая дрянь? Нехороши также латунь и дюралюминий. Обязательно справьтесь у мастера, как он будет подвешивать зеркало в камере, и предусмотрите точки крепления (вероятнее всего, это будут небольшие отверстия) в конструкции хомута. Удобно, если ширина хомута немного больше толщины зеркала.

Очень хороши «хомуты под растяжки», продающиеся в фирменных магазинах печей и дымоходов. Они выполнены из нержавеющей стали («оцинковку» в фирменных магазинах держат редко) и требуют лишь лапок, которые можно сделать за три минуты с помощью кровельных ножниц и плоскогубцев. Жаль только, что эти хомуты имеют свою «линейку» размеров и не к каждому зеркалу подойдут.

Разумеется, перед алюминированием надо хорошенько очистить зеркало от следов пальцев и других загрязнений, аккуратно протерев его рыхлым комком ваты, смоченной ацетоном. Эту работу может проделать и мастер, но лучше не затруднять его подобными мелочами и не выглядеть в его глазах неряхой. При транспортировке лицевая сторона зеркала кладется на слой ваты, после чего зеркало можно обернуть чистой тряпкой. Очень хороши одноразовые пеленки, но дополнительный слой ваты все-таки желателен.

Если вы выполнили все эти не такие уж трудоемкие требования и мастер не оказался халтурщиком, то результат должен вас порадовать. Зеркало блестит свежим покрытием и производит самое приятное впечатление. Однако кое-что может и огорчить. Ошибаются те, кто думает, будто алюминирование способно заретушировать огрехи изготовления зеркала, скажем, мелкие царапины (не говоря уже о крупных). Наоборот, они станут заметнее. И выход здесь только один: аккуратнее работать при тонкой шлифовке и полировке, а уж если возникли царапины, то не жалеть времени на их устранение.

Если хотите, можете еще раз проверить фигуру зеркала теневым методом. Теперь вам не придется затемнять комнату и напрягать зрение – теневые картины будут яркими, возможно даже чересчур. Предположим, что все в порядке. Теперь вам остается лишь поместить зеркало в оправу (еще раз напомню о недопустимости чрезмерного затягивания винтов!), а оправу в трубу телескопа, дождаться ясной ночи и...

И – стоп. Телескоп должен быть отъюстирован. Совсем плохо отъюстированный телескоп вполне сносно покажет вам земные объекты, но для наблюдения небесных объектов он пригоден примерно так же, как самолет братьев Райт для высшего пилотажа.

С особенной силой это относится к рефлекторам. Хорошо отъюстированный рефрактор, будет «держать» юстировку много лет, если не подвергать его ударам, зато юстировку рефлектора приходится возобновлять гораздо чаще, особенно после перевозки телескопа. И уж во всяком случае надо проводить юстировку всякий раз при разборной конструкции трубы после ее сборки!

Поскольку среди любительских рефлекторов резко преобладают «ньютоны», их юстировку мы и рассмотрим.

Простейшая юстировка «ньютона» достаточно подробно описана в книгах М.С. Навашина и Л.Л. Сикорука, и нет смысла подробно останавливаться здесь на ее простом воплощении. Изображения, наблюдаемые в окулярную трубку, должны быть строго концентричны – это ясно. Проблема лишь в том, чтобы добиться строгой концентричности. «На глазок» это сделать непросто. Неопытному любителю часто кажется, что телескоп хорошо отъюстирован, тогда как на самом деле его юстировка всего лишь превратилась из безобразной в плохую. Плохая юстировка чревата во-первых, возникновением длинных хвостов комы, во-вторых, дополнительным виньетированием, а в-третьих, более светлым фоном наблюдаемого неба, мешающим наблюдению туманных объектов.

Можно ли наблюдать в телескоп, отъюстированный «на глазок»? Можно. Я сам делал это много раз, причем довольно успешно. Но все же будет гораздо лучше добиться максимально точной юстировки телескопа. Без этого условия трудно ожидать, что ваш инструмент покажет максимум того, на что он способен.

Возможно, вам уже знаком термин «чеширский окуляр» (рис. 44). Это очень популярное приспособление, которое можно купить по не слишком обременительной цене, а некоторые любители изготавливают их самостоятельно. Конструктивно чеширский окуляр выполнен в виде трубки, в которой находятся перекрестье нитей, малое отверстие в торце, через которое нужно наблюдать за ходом юстировки и края которого окрашены для контраста в черный цвет, и зеркальце, наклоненное под углом 45 градусов. Зеркальце дает освещенный кружок во вторичном зеркале, в центре которого видна черная точка в перекрестье, представляющая собой отражение малого отверстия в торце трубки.

Рис. 44. Чеширский окуляр.

Для успешной юстировки чеширским окуляром (или коллиматором, о чем пойдет речь дальше) вам необходимо нанести метку – маленький кружок или колечко – точно на центр главного зеркала. Для этого зеркало придется вынуть из телескопа. Совершенно незачем искать центр прямо на зеркале, рискуя повредить отражающий слой. Делают так: вырезают из бумаги круг, равный зеркалу, геометрическим методом находят его центр и в нем вырезают маленькое, не более 1 см диаметром, отверстие. Наложив бумажный круг на зеркало, обводят фломастером отверстие в бумаге. Можно, конечно, и наклеить на зеркало бумажный кружочек либо колечко, воспользовавшись для центровки тем же отверстием. В «ньютоне» центр главного зеркала все равно не работает, так что нанесение метки никак не скажется на оптических характеристиках телескопа.

Теперь приступаем к юстировке. Установив в фокусировочный узел чеширский окуляр, вы поворачиваете его зеркальцем к свету так, чтобы во вторичном зеркале появилось светлое пятно. В окуляре вы увидите маленький кружок метки на главном зеркале, элементы крепления главного зеркала (лапки или что-то другое), темное отражение вторичного зеркала с растяжками и в нем светлый круг. В круге вы увидите черную точку чеширского окуляра с перекрестьем нитей в нем. Также вы увидите перекрестье чеширского окуляра, но оно будет не в фокусе, поскольку слишком близко расположено к глазу.

Для начала вам нужно добиться правильного наклона вторичного зеркала. Отпустив стопорный винт (при его наличии) вторичного зеркала, вращением его юстировочных винтов вы совмещаете перекрестье чеширского окуляра с меткой на главном зеркале. Тут нужен определенный навык, но контроль можно проводить по элементам крепления главного зеркала (допустим, лапкам), они должны выглядывать из-за краев окуляра на одинаковую величину. Добившись этого, затяните стопорный винт (при его наличии). Обращаться к вторичному зеркалу вам больше не придется.

Теперь пора приступить к юстировке главного зеркала. Нужно добиться совмещения метки на главном зеркале с черной точкой чеширского окуляра. Добейтесь этого, вращая юстировочные винты главного зеркала. После чего затяните стопорные винты, если они предусмотрены в конструкции вашего телескопа. (Лично я в моих самоделках всегда обходился без них, но подпружинивал юстировочные винты достаточно мощными пружинками.)

Вот и все. Юстировка чеширским окуляром окончена. Она намного лучше юстировки «на глазок». Можно проверить юстировку телескопа по реальным звездам, точнее, по их дифракционным кольцам при большом увеличении. Это даже желательно. Строго говоря, юстировка любым типом коллиматора все-таки не бывает идеально точной и требует доюстировки по реальной звезде.

Несколько удобнее пользоваться для юстировки лазерным коллиматором. Нужно установить его в фокусер и проверить, где на специальной шкале коллиматора отражается лазерная точка. Вращением юстировочных винтов надо загнать ее в центр шкалы, напоминающей мишень. Перед этим нужно, конечно, как можно точнее отъюстировать телескоп «на глазок», иначе светящаяся точка может вообще не попасть на шкалу.

Существуют и светодиодные GMK-коллиматоры. Считается, что юстировка телескопа с помощью такого коллиматора еще более точна. Поставив GMK-коллиматор на место окуляра, смотря в сквозное отверстие и работая юстировочными винтами оправ зеркал, нужно добиться симметричного расположения сетки светодиодов при переотражении от зеркал. GMK-коллиматор можно также использовать для юстировки рефрактора или зеркально-линзового инструмента. Правда, он требует отдельного источника питания (обычно от 5 до 14 вольт), но это не ахти какая проблема.

Проблема чеширского окуляра и всех типов коллиматоров (исключая GMK, в чем и состоит его основное преимущество) в другом: в их возможном люфте при установке в фокусер. Люфт, хотя бы и небольшой, приводит к перекосу коллиматора в фокусере, а перекос – к неточной юстировке. Строго говоря, окуляр (или коллиматор) в порядочном фокусере фиксируется зажимным кольцом, а не просто винтом, но одного зажимного кольца бывает недостаточно. Существуют и продаются коллиматоры с устранением люфта при помощи двух кольцевых зажимов, но они, конечно, дороже.

[1] Зеркала из ЛК5, ЛК7 и «пирекса» понемногу выщелачиваются даже на воздухе. Поэтому нет смысла долго – месяцами – хранить изготовленное зеркало без покрытия. Чем скорее вы алюминируете его, тем лучше.

Глава 9. О любительском телескопостроении вообще

Еще лет 40 назад любителю астрономии, живущему в СССР, чаще всего приходилось довольствоваться более чем скромным набором имеющихся в продаже инструментов: большим и малым школьными рефракторами, 70-мм школьным же телескопом Максутова, биноклями, зрительными трубами «Турист» и тому подобными малоапертурными изделиями. Несколько позже появились телескопы Новосибирского приборостроительного завода – 110-мм «Мицар» (ТАЛ-1), 150-мм «Альтаир» (ТАЛ-2) и их модификации. Это было уже кое-что, но любителям хотелось большего и притом много большего!

Отсюда и сравнительно широкое распространение любительского телескопостроения в СССР. В ход шли случайно добытые линзовые объективы, сплошь и рядом вообще не предназначенные для телескопов, иллюминаторные и витринные стекла, конденсоры фотоувеличителей и т. д. Сейчас можно сколько угодно иронизировать над словами благодарности в адрес Партии и Правительства, содержащимися, скажем, в книге М.С. Навашина, но парадоксальный факт: государственная поддержка любительской астрономии и телескопостроения в СССР все-таки существовала. Напрямую, правда, поддерживались не отдельные лица, а организации – скажем, ВАГО удавалось получать заготовки для зеркал и материалы для работы прямо с завода по необременительной цене, а то и в дар. Для отдельных граждан господдержка заключалась в первую очередь в том, что им не приходилось думать о хлебе насущном, поскольку работой, позволяющей прокормить семью, были обеспечены все. В таких условиях почему бы любознательному и целеустремленному человеку не потратить свободное время на занятие любимым и притом интересным делом, получив «на выходе» настоящий телескоп?

С появлением в продаже большого ассортимента телескопов количество самодеятельных телескопостроителей закономерно снизилось. Кто-то, кого в первую очередь привлекало наблюдение неба, попросту купил себе телескоп, удовлетворяющий его запросам, и на том успокоился; кто-то, напротив, ушел в оптики-профессионалы, а кто-то и отказался от своей мечты. Остались либо те, кто хочет строить телескопы сам, потому что это ему интересно, либо латентные, так сказать любители наблюдательной астрономии, придавленные материальными проблемами или собственной инертностью.

Нелишне будет повторить: сколько-нибудь существенной материальной выгоды от постройки телескопа по сравнению с его покупкой вы не получите. Правда, материальные затраты при постройке собственного инструмента будут растянуты во времени и потому менее заметны. Но зато какую уйму труда придется вложить! «Зачем мне мучиться с постройкой телескопа, если я могу купить готовую вещь, да еще более красивую на вид?» – может спросить любитель астрономии. И он будет прав, но это правда лентяя. Ведь следующий, как мне кажется, логически неизбежный вопрос будет звучать так: «Зачем мне наблюдать небо в телескоп, если в Интернете можно без труда найти огромное количество превосходных фотографий небесных объектов?» – а это уже грозит превращением жителя Земли в обитателя дивана. Но пусть я здесь ошибаюсь. Пусть вам действительно хочется наблюдать звездное небо и не расхочется еще много лет. От души желаю вам этого! Однако, купив телескоп, вы не испытаете законной гордости его создателя и будете вынуждены ограничиться тем набором предлагаемых различными фирмами телескопов, какой есть. Он, правда, довольно велик, но вряд ли вы найдете в нем мало-мальски крупный разборный инструмент, пригодный для перевозки, скажем, в ручной клади в самолете. Некоторых оптических схем вы не найдете в продаже вообще. И не только чересчур сложной для малоопытного телескопостроителя схемы Гамильтона, не только рефлектора Грегори, о котором я уже упоминал, но и, к примеру, брахита Куттера, очень подходящего для наблюдений планет благодаря отсутствию центрального экранирования (подробности о нем см. в книге Л.Л. Сикорука «Телескопы для любителей астрономии»). Бинокулярных телескопов вы тоже не найдете, разве что бинокли. О качестве оптики покупных телескопов я уже писал: это лотерея. Можно купить вещь, а можно и барахло. Если начинающий любитель не станет гнаться за большими значениями апертуры и относительного отверстия, то ему вполне по силам изготовить главное зеркало ничуть не худшего качества, чем среднее «фирменное» зеркало. А может быть, и лучше!

Надо, однако, признать: любитель телескопостроения, в отличие от мастера на производстве, вынужден работать чаще всего на дому и притом по упрощенной технологии. Почти всегда он выбирает схему Ньютона как самую простую в изготовлении и настройке. Кроме того, ему сплошь и рядом приходится:

а) использовать для главного зеркала стекло не лучшего качества;

б) использовать не лучшие абразивы, не лучшие сорта полирита и, что гораздо важнее, не лучшую смолу;

в) работать вручную, а не на станке;

г) испытывать вогнутые асферические поверхности из центра кривизны,

д) ...используя при этом несовершенную теневую скамью и несовершенный теневой прибор

е) ...и плохо умея читать теневые картины;

ж) работать в мало приспособленном помещении.

И так далее. Злые языки уверяют, что на знамени любителей телескопостроения большими готическими буквами начертано: «И так сойдет!». Что отчасти и правда. Из множества мелких уступок, которые вынужден делать любитель, некоторые, возможно, и не повлияют на качество изделия, но другие повлияют обязательно. Из всего сказанного в этой части книги у особо чувствительных натур могло сложиться впечатление, что самостоятельная постройка телескопа с действительно хорошей оптикой сильно затруднена, если вообще возможна. Это, однако, совсем не так. Опровергается практикой. Самодельным любительским инструментам трудно тягаться с профессиональными по качеству оптики при сравнимых апертурах, это верно, но ведь и о любительских телескопах промышленного производства в бюджетном сегменте рынка можно сказать то же самое. Уж их-то среднего уровня любитель телескопостроения вполне может достигнуть, а то и превзойти его. Это задача отнюдь не запредельной сложности. Настойчивость, терпение, аккуратность – и все у вас получится, не сомневайтесь.

Главным стимулом любителя телескопостроения остается желание сделать хорошую вещь самому – на первый случай. В дальнейшем – просто желание заниматься интересным и нетривиальным делом. Постройка телескопа – это некая смесь ремесла с искусством (фигуризация зеркала – почти чистое искусство), а искусство как раз и создано для того, чтобы удовлетворять запросы творческих натур. Я не хочу обидеть тех, кому нравится рисовать, музицировать или вышивать гладью, – занимайтесь этим в свое удовольствие, и пусть вам сопутствует удача! Просто примите как факт: любительское телескопостроение примерно из той же серии.

Количество любительских телескопов, построенных энтузиастами по всему миру, трудно оценить даже приблизительно. Во всяком случае, речь идет не менее чем о сотнях тысяч. Может быть – о миллионах. Если учесть «очкоскопы» и рефракторы, в которых применены готовые объективы, то самодельных телескопов наверняка миллионы.

В ряде стран, особенно в США, увлекаются большими «добсонами». Самодельный телескоп с зеркалом 600 – 1000 мм, возимый в прицепе легкового автомобиля, там не редкость. Если найти в Интернете фотоснимки с тамошних стар-пати (так называются фестивали любителей наблюдательной астрономии, нередко собирающие большое число участников), то нетрудно убедиться: крупные и очень крупные «добсоны» там доминируют.

Об их качестве можно наговорить немало разных слов, не всегда приятных. Но качество – качеством, а проницающая сила – проницающей силой. Для визуального наблюдения слабых протяженных объектов эти инструменты вполне подходят.

Рекордсменом среди них на сегодняшний день является телескоп с зеркалом 1,78 м. Это чудовищный монстр с изломом оптической оси на дополнительном плоском зеркале (иначе при наблюдении объектов вблизи зенита наблюдателю пришлось бы карабкаться на непомерно высокую стремянку) и трубой-фермой сложной конструкции. Главное зеркало для него было куплено готовое, «фирменное» – увы, бракованное, но для любительских целей, по-видимому, пригодное.

Вспомните, однако, что было сказано о влиянии атмосферы. В нашей стране не так уж много мест, где телескоп таких размеров мог бы показать все, на что он способен. В США, особенно в южных штатах, таких мест куда больше. Подумайте также о том, что при наблюдении объектов вблизи зенита уже в сравнительно скромный по заокеанским меркам 500-мм «ньютон» вам придется пользоваться стремянкой, а также о том, что собрать и отъюстировать такой телескоп на месте – непростая задача, требующая времени и сил, а транспортировать его в автомобильном прицепе в собранном виде... гм, вы хорошо представляете себе состояние наших второстепенных, а особенно проселочных дорог, по которым придется возить телескоп в места с хорошим астроклиматом, где такой телескоп как раз мог бы реализовать свои апертурные преимущества? Подумайте об этом и, возможно, вы согласитесь с моим мнением: гнаться за американцами в этом вопросе нам совершенно незачем.

Обидно другое: по количеству любителей астрономии вообще и телескопостроителей в частности Запад обгоняет нас даже не в разы – на порядки. Иной раз найдешь в Интернете фото, на котором сразу с десяток начинающих телескопостроителей – и не детей, а людей взрослых – увлеченно ходит вокруг «бочки», учась вручную шлифовать зеркала в каком-нибудь сарае, и поразишься: вот ведь... А московское отделение АГО, где, казалось бы, есть все условия, отнюдь не задыхается под наплывом неофитов... Да-да, я знаю все аргументы против, чаще всего сводящиеся к сентенции «какая уж тут астрономия и какое телескопостроение, когда денег нет?». Открою секрет Полишинеля: ни у кого нет денег в таком количестве, в каком хотелось бы. И свободного времени тоже. Все решает желание заниматься странным для обывателя делом, самое обыкновенное желание. При его наличии найдется и все остальное.

Неужели россияне как нация больше способны к мечтаниям, чем к спокойному и планомерному достижению цели?

Не стану углубляться в этот вопрос. Лучше скажу, что и по моему личному опыту, и со слов коллег, построивших что-нибудь этакое, поначалу всегда кажется: не сдвинуть глыбу. Сил не хватит, энтузиазм иссякнет. А потом – если удалось не уподобиться гоголевскому Манилову – вспоминаешь былые страхи и только удивляешься: чего боялся? Почему не начал раньше, зачем потерял столько времени?

И еще скажу, что всякий раз радуюсь, увидев на астрономическом форуме просьбу телескопостроителя-новичка помочь советом и поняв по его словам, что по крайней мере часть теории он усвоил, а значит, поставил перед собой цель и начал движение к ней. В добрый час! На сто процентов не уверен, но подозреваю: народ не обречен ровно до тех пор, пока в нем останутся люди, желающие чего-то более интересного, чем просто «жить как все».

ЧАСТЬ ТРЕТЬЯ. НАБЛЮДЕНИЯ В ТЕЛЕСКОП. Глава 1. Принадлежности телескопа

Без чего не поплывет лодка? Без весел. Или мотора. Или паруса. Вернее, она все-таки поплывет, но чаще всего не туда, куда хочется сидящему в ней. Так и с трубой телескопа: сама по себе она только труба, но еще не весь телескоп. Труба без принадлежностей практически бесполезна.

Что подразумевается под принадлежностями?

Первое и главное – монтировка. Любители астрономии, имеющие хотя бы минимальный опыт, могут здесь фыркнуть: зачем автор данной книжки об этом рассказывает? Ведь очевидно же! Увы, для многих новичков это не очевидно. Порой диву даешься, читая сообщения на астрономическом форуме или слушая рассказы продавцов телескопов, насколько люди, мечтающие приобщиться к тайнам звездного неба, не владеют «матчастью»! Некоторым, вероятно, кажется, что если можно пользоваться биноклем или небольшой зрительной трубой без всякой монтировки, то и для телескопа главное – труба, а все прочее не стоит особого внимания.

Это совершенно не так. Между прочим, и мощные бинокли, начиная примерно с апертуры 70 мм и увеличения 15 крат, настоятельно требуют какого-никакого штатива, а уж наблюдения со 100-мм астрономическим биноклем, дающим увеличение 25 крат, без хорошего штатива попросту невозможны. И это еще не самый крупный бинокль из числа тех, что можно найти в продаже!

Телескоп без монтировки вообще немыслим[1]. Конечно, для первичного тестирования оптической системы по реальным звездам можно попросту прислонить трубу телескопа к забору, но о наведении ее в любую точку неба не может быть и речи. Итак, монтировка необходима. Вопрос: какая?

Если говорить о простом штативе, то он подойдет лишь для самых маленьких телескопов наподобие 65-мм «Алькора», школьного рефрактора или школьного же менискового телескопа. Примерно таковы и наискромнейшие любительские телескопы, имеющиеся в продаже в наше время. Для более крупных инструментов нужна более серьезная монтировка.

Часто телескопы в магазинах продаются уже с монтировками. Но не всегда. Также и при покупке б/у телескопа по объявлению вы легко можете столкнуться с ситуацией: труба вас устраивает, но продается она без монтировки. В этом случае вам придется купить монтировку самостоятельно.

Монтировки делятся на азимутальные и экваториальные. Последние также делятся на английские, немецкие и вилочные. Существует также масса промежуточных вариантов, подробнее о них см. книгу Л.Л. Сикорука «Телескопы для любителей астрономии». Монтировки английского типа, называемые в просторечии английскими качалками, встречаются в астрономических обсерваториях, где на них «висят» довольно крупные телескопы. В магазинах астрономических товаров такие монтировки отсутствуют. Вилочные монтировки чаще всего применяются вместе с катадиоптрическими телескопами, среди которых в нашей стране наиболее известны изделия фирмы Meade. Монтировки таких телескопов бывают и азимутальными, с компьютерным управлением. В данном случае, как правило, нет никакого смысла разделять эту пару – монтировку и телескоп. Очень часто монтировка изначально проектируется под определенную трубу.

Для небольших катадиоптрических телескопов иногда используются полувилочные монтировки. Такое техническое решение вряд ли можно считать удачным из-за большей подверженности конструкции вибрациям.

Немецкие монтировки наиболее универсальны и потому наиболее распространены. О них и поговорим.

Прежде всего я должен решительно отсоветовать вам мастерить немецкую или вилочную монтировку самостоятельно. Да-да, именно решительно, несмотря на то, что в книгах М.С. Навашина и особенно Л.Л. Сикорука этой теме уделено довольно много места. Весь опыт отечественного любительского телескопостроения говорит о том, что этапы проектирования, выполнения в металле и отладки монтировки занимают неоправданно много времени, сплошь и рядом растягиваясь на много лет. Скажу еще определеннее: случаи быстрого – скажем, в течение года-двух – изготовления немецкой или вилочной монтировки хорошего качества, снабженной всем необходимым (корректно работающим часовым приводом, механизмами тонких движений по обеим осям, стопорами и т. д.), мне неизвестны. Относительно легко можно построить лишь какую-нибудь монтировку. Но спроектировать и построить действительно хорошую монтировку – прочную и вместе с тем легкую, надежную и удобную в эксплуатации – очень трудная задача. Даже если вы хороший инженер-механик и у вас под рукой имеются все необходимые материалы и станки, то и в этом случае вам обеспечено весьма долгое лечение «детских болезней» конструкции. За этим занятием вы не раз задумаетесь, не проще ли начать работу заново, а это чудище истребить, – и, возможно, так и сделаете. Не исключено, что в конце концов вы добьетесь полного успеха, но, как правило, люди столько времени не живут... В этой грустной шутке есть лишь доля шутки.

Владельцу любительского телескопа почти любой оптической схемы и апертуры нет смысла конкурировать с немецкими монтировками заводского изготовления, сооружая свою доморощенную конструкцию. Абсолютно то же самое относится и к вилочным монтировкам. Пожалуй, лишь английская качалка, выполненная из дерева и несложная в изготовлении, может удовлетворить ваши запросы на какое-то время, но телескоп получится совершенно не транспортабельным.

Именно поэтому так популярны монтировки Добсона – они, что называется, из серии «дешево и сердито». Правда, монтировка получается азимутальной, но существуют конструкции самодельных экваториальных «добсонов», чаще всего не слишком приемлемые с точки зрения инженера, но все же работающие, а также самодельные «добсоны» с приводом от шаговых двигателей по обеим осям и компьютерным управлением. Последние, как правило, мало пригодны для астрофотографии, зато вполне подходят для визуальных наблюдений объектов малого углового диаметра, скажем, планет.

Но тот любитель, кто не в ладах с ручной работой и кому тем не менее необходимы наблюдения в большими увеличениями, будет вынужден купить готовую экваториальную монтировку. Как правило, ее можно приобрести в том же магазине, что и трубу телескопа. Наиболее широкой известностью пользуются немецкие монтировки серии EQкомпании Sky-Watcher; их «линейка» начинается со слабосильной EQ1 и кончается (по крайней мере в настоящее время) могучей EQ8 Pro. На что нужно обратить внимание при покупке монтировки отдельно от трубы телескопа?

Во-первых, на максимальную нагрузку монтировки, определяемую массой трубы. Очень советую запомнить: по этому параметру монтировки не имеют никакого запаса. Разумнее всего не превышать максимальную паспортную нагрузку, однако и этого мало! При максимальной нагрузке монтировка может работать и будет работать, но ее элементы, прежде всего шестерни, подвергнутся серьезной нагрузке, что неприятным для вас образом скажется на сроке их службы. Как это часто бывает, производители несколько завышают реальные характеристики своих изделий. Это касается не только оптики, но и механики.

К примеру, если труба вашего телескопа, считая с искателем, наиболее тяжелым окуляром и всем дополнительным оборудованием, которое вы собираетесь навесить на трубу, весит 4 кг, а вы нацелились на покупку монтировки EQ2, имеющей максимальную нагрузку тоже 4 кг, то знайте: наверное, это сойдет вам с рук, но такое решение уже на пределе. Разумнее приобрести монтировку EQ3, хоть она и дороже. Зато выдерживает 7 кг.

Или. Допустим, ваша труба со всеми аксессуарами весит 9 кг. Разумное решение в этом случае – монтировка EQ5, выдерживающая 10 кг. Десятипроцентный запас будет достаточен. Однако желание добавить к телескопу еще какое-нибудь оборудование приведет вас к необходимости использовать следующую, и притом более дорогую, монтировку в «линейке» – HEQ5 с максимальной нагрузкой 13,5 кг.

Иногда спрашивают, входит ли масса противовесов в понятие максимальной нагрузки. Нет, не входит. Они считаются принадлежностями монтировки и не учитываются.

Во-вторых, сразу обратите внимание на то, имеет или нет монтировка часовое ведение. Готовы ли вы удерживать объект в поле зрения при помощи микрометрических винтов или желаете, чтобы эту работу за вас выполнял электродвигатель? Если вы выберете второе, то вам придется озаботиться источником электричества на наблюдательной площадке.

Обязательно поинтересуйтесь, из какого материала выполнены червячные шестерни часового механизма монтировки. Бронза, естественно, намного долговечнее дюралюминия.

В-третьих, задумайтесь о том, собираетесь ли вы всерьез заняться фотографированием небесных объектов[2]. При положительном ответе на этот вопрос вам понадобится не просто монтировка с электроприводом. Вам понадобится монтировка с малым уровнем высокочастотных колебаний (биений), погасить которые не сможет никакая система автогидирования. Кроме того, понадобится более грузоподъемная монтировка: ведь кроме трубы собственно телескопа монтировке придется нести на себе еще фотоаппарат и небольшой телескоп-гид. Если говорить о монтировках EQ, то мало-мальски приемлемый вариант для астрофотографии начинается с монтировки HEQ5. И то с оговорками.

В-четвертых, масса монтировки может создать – и создает! – препятствия для мобильности телескопа. К примеру, мощная монтировка EQ8 Pro SynScan, выдерживающая трубу массой до 50 кг, сама весит (без учета противовесов) почти 55 кг. Управляться с таким монстром в одиночку на лужайке под силу, пожалуй, лишь потомку Ильи Муромца. Лучше использовать эту и подобные ей монтировки для стационарного телескопа.

В-пятых – цена. И это грустная песня. Чем монтировка лучше, тем она не только тяжелее, но и дороже...

Перечислены лишь основные моменты. Тонкостей же не счесть. Тот, кто желает приобрести свою первую монтировку и еще не в теме, поступит правильно, если изучит вопрос поглубже, задав, например, вопрос в соответствующей теме на астрономическом форуме. И не надо бояться показаться «чайником»! С «чайниковости» начинал любой из современных гуру. Скромному и вежливому неофиту помогут гораздо охотнее, чем любителю надувать щеки. И, конечно, прав знаменитый американский фантаст Роберт Шекли: чтобы задать вопрос, надо знать бОльшую часть ответа. Так что не пренебрегайте изучением теории.

Будем считать, что с монтировкой вы определились. Что еще понадобится вам для наблюдения неба?

Искатель, без которого поиск объектов на небе станет мучением. Если вам достался телескоп без искателя и если вы пропустили часть вторую данной книги, посвященную телескопостроению, то загляните в главу 8 второй части «Последние шаги. Алюминирование. Юстировка».

Далее – набор окуляров. Как правило, телескопы продаются лишь с одним-двумя окулярами или вовсе без них. Разумеется, телескоп без окуляра совершенно бесполезен для визуальных наблюдений. Какие окуляры вам нужны?

Повторим вкратце то, что уже говорилось в первой части этой книги. Существуют понятия максимального полезного и минимального полезного увеличений. Максимально полезное увеличение определяется как апертура телескопа, выраженная в миллиметрах и умноженная примерно на 1,4. То есть если в вашем распоряжении имеется телескоп с апертурой 150 мм, то его максимально полезное увеличение составит 210 крат. Минимально полезное увеличение определяется исходя из выходного зрачка телескопа, равного 6 мм, и рассчитывается просто-напросто как диаметр объектива в миллиметрах, деленный на 6. При максимально полезном увеличении поле зрения телескопа уменьшается в 6*1,4 = 8,4 раза. Все очень просто!

В наше время нет необходимости использовать в телескопах окуляры от микроскопов, а тем более мастерить окуляры самостоятельно, используя случайные линзы или даже шлифуя и полируя их в кустарных условиях. В любом магазине, торгующем телескопами, вы найдете массу сопутствующих товаров, в том числе всевозможные окуляры. На корпус окуляра всегда нанесено значение его фокусного расстояния, например: 25 мм, 10 мм, 3,6 мм и т. д. Как, исходя из этих цифр, подобрать окуляры, соответствующие максимальному и минимальному полезным увеличениям?

Для этого нужно знать фокусное расстояние вашего телескопа (для рефракторов и простых однозеркальных рефлекторов типа «ньютона») или эквивалентное фокусное расстояние для двухзеркальных систем Кассегрена, Ричи – Кретьена, Грегори, Куттера, а также катадиоптрических систем Максутова, Райта[3] и других. Разделив фокусное (или эквивалентное фокусное) расстояние, выраженное в миллиметрах, на увеличение, мы получим значение фокусного расстояния окуляра, выраженное также в миллиметрах. Например, для телескопа с D = 150 мм и фокусным расстоянием F = 1000 мм минимальное полезное увеличение, как мы видели выше, составит 150/6 = 25 крат. Следовательно, для реализации такого увеличения понадобится окуляр с фокусным расстоянием 1000/25 = 40 мм. Для реализации максимального полезного увеличения такому телескопу понадобится окуляр с фокусным расстоянием 1000/210 = 4,76 мм. Такого окуляра вы в продаже не найдете, а потому будет разумно использовать 4- или 5-миллиметровый окуляр.

Промежуток между этими крайними величинами – 40 и 5 мм – должен быть заполнен, поскольку вам понадобятся и средние увеличения. Лучше заполнять его более или менее равномерно. В данном примере при наиболее экономном подходе понадобятся еще два окуляра, скажем, 20 мм и 10 мм. С таким – прямо скажем, скромным – набором окуляров уже можно наблюдать практически все доступные данному телескопу объекты на небе.

Для получения больших увеличений можно также использовать линзу Барлоу. Это просто ахроматическая отрицательная (рассеивающая) линза, увеличивающая эквивалентное фокусное расстояние телескопа во столько раз, какова кратность линзы. Технически линза Барлоу выполнена в виде вставки между фокусером и окуляром. В продаже можно встретить линзы Барлоу кратностью от 1,6 до 4. Поэтому если у вас нет 5-миллиметрового окуляра, а есть 10-миллиметровый и 2-кратная линза Барлоу, то задача получения максимального полезного увеличения в приведенном выше примере решится весьма просто.

Еще одна тонкость: чем выше кратность линзы Барлоу, тем ниже качество изображений. Поэтому лучше пользоваться слабыми линзами Барлоу, а 3- и особенно 4-кратными – лишь при невозможности раздобыть подходящий окуляр.

Окуляры различаются по посадочному диаметру: 1,25 и 2 дюйма, что равно 32 (точнее, 31,75) и 5,08 мм. Почти все современные фокусеры подходят для обоих посадочных размеров (для 1,25-дюймовых имеется специальная вставка-переходник). Безусловно, 2-дюймовые окуляры предпочтительнее в смысле качества изображений, но их цена намного выше, чем у 1,25-дюймовых. Существенно выше и масса, что может иметь неприятные последствия при наблюдении в «ньютон» на монтировке Добсона – при установке тяжелого окуляра телескоп будет просто «клевать носом». Чаще всего любители довольствуются 1,25-дюймовыми окулярами.

При выборе оптической схемы окуляра надо обращать внимание на три основных аспекта:

1). С какими относительными отверстиями может работать данный тип окуляра. Если окуляр рассчитан на А = 1:6 и не более, а мы применим его в телескопе, у которого А = 1:4, то неминуемо «полезет хроматизм», то есть изображения окажутся окрашенными. Либо резко вырастет сферическая аберрация. Либо и то и другое. Скажу прямо: при больших (более 1:6) относительных отверстиях лучше сразу забыть об окулярах Гюйгенса, Рамсдена и Кельнера.

2). Поле зрения окуляра. Чем бОльшую площадь неба мы видим в телескоп, тем лучше, не так ли? Поле зрения телескопа равно полю зрения окуляра, деленному на увеличение телескопа. Поэтому очень приятно наблюдать небо в широкоугольный окуляр. Поле зрения окуляра, относящегося к классу широкоугольных, никак не меньше 55 градусов, часто до 70, а в некоторых моделях может достигать даже 120 градусов! Но, во-первых, такие окуляры многолинзовые, что приводит к некоторым, хотя и небольшим, дополнительным потерям света, а во-вторых, цена их резко выше.

3). Вынос зрачка. Чем он больше, тем лучше, особенно для короткофокусных окуляров. Не слишком-то приятно приближать зрачок вплотную к глазной линзе окуляра, в особенности морозной ночью! Однако плата за большой вынос зрачка та же, что и за широкое поле зрения: многолинзовость окуляра и его цена.

Есть ли бюджетный и вполне годный вариант? Есть. Это симметричные окуляры, иначе называемые окулярами Плёссла. Как раз этот тип окуляров чаще всего используют любители астрономии. Симметричные окуляры неплохо работают с большими значениями А, вынос зрачка у них не безумно велик, но в общем достаточен, а поле зрения составляет обычно 45 градусов. Да... хотелось бы больше, но ничего не поделаешь: если оптимизировать систему по всем техническим параметрам, она окажется не оптимизированной по цене. А с этим параметром у симметричных окуляров все в порядке: они недороги.

Следует сказать еще о zoom-окулярах. Их фокусное расстояние можно менять простым поворотом специального кольца в довольно широких пределах, к примеру 8 – 24 мм. Поле зрения таких окуляров не слишком велико, но оно окупается возможностью использовать один и тот же окуляр для поиска объекта и рассмотрения его при наивыгоднейшем увеличении. Весь диапазон увеличений от минимального полезного к максимальному полезному существующие на сегодняшний день zoom-окуляры, к сожалению, не перекрывают, и тем не менее они весьма удобны. Ведь согласитесь, куда проще и удобнее повертеть пальцами кольцо, нежели менять впотьмах окуляр. К недостаткам можно отнести немалые габариты и вес zoom-окуляров.

Некоторые применяют бинокулярные насадки, чтобы смотреть в телескоп двумя глазами, а не одним. Считается, что так меньше устают мышцы лица. Уточню: это касается лишь малоопытных наблюдателей, которые зачем-то закрывают тот глаз, который не смотрит в окуляр. Но в большинстве случаев закрывать его и не надо! Опытные наблюдатели так и делают, ровным счетом ничего не теряя в качестве рассматриваемой картины. Лишь при наличии вблизи места наблюдения ярких источников света «лишний» глаз приходится закрывать, но в данном случае лучше обойтись темной накидкой на голову.

Господствует мнение, что бинокулярная насадка помогает лучше рассмотреть мелкие детали небесных тел и помогает увереннее наблюдать слабые объекты. По-видимому, это действительно так, несмотря на потери света в призмах бинокулярной насадки. Вполне очевидно, что никакая насадка не увеличит количество света, которое попадет на глазное дно, а затем будет преобразовано в электрические импульсы и проанализировано мозговыми центрами, отвечающими за зрение. Но алгоритмы работы мозга сложны и не вполне изучены. Утверждают, что бинокулярная насадка позволяет увеличить субъективную яркость небесных объектов на 10 – 20%. Похоже, так оно и есть.

У бинокулярной насадки есть, однако, ограничение в применении. И дело тут не только в том, что при ее использовании надо иметь двойной комплект окуляров. Необходимо, чтобы зрение наблюдателя было примерно одинаковым на оба глаза. Чтобы мозг мог нормально обрабатывать изображение, нужно, чтобы его (изображения) размеры на сетчатке обоих глаз были одинаковыми. Увы, не все мы имеем стопроцентное зрение обоих глаз, да и близорукий человек с различной степенью близорукости правого и левого глаза извлечет мало пользы от бинокулярной насадки. Лично для меня, имеющего один близорукий глаз, а другой дальнозоркий, бинокулярная насадка совершенно бесполезна. Да и при наблюдениях в бинокль мне чаще всего приходится использовать одну трубку...

Само собой, любителю, желающему купить бинокулярную насадку, следует понимать, что ее масса изменит балансировку трубы. Для владельцев «ньютонов» на монтировке Добсона это может оказаться не слишком крупным, но все же неприятным сюрпризом.

Что еще нужно наблюдателю, кроме уже перечисленного?

Чтобы не оказаться совсем в темноте, когда нужно, к примеру, взглянуть на звездную карту или отыскать запропастившийся окуляр, необходим неяркий красный фонарик, не сбивающий темновую адаптацию глаза. Лучше купить специальный фонарик, но можно, особенно в «пожарном» случае, приспособить к обычному фонарику красный светофильтр или попросту обмотать фонарик куском красной материи. Очень хороши налобные фонарики, оставляющие руки свободными.

Наблюдения без звездных карт имеют смысл лишь в том случае, если вы наблюдаете либо Луну и ярко выделяющиеся на звездном небе планеты, либо давно знакомые вам объекты, местоположение которых на небе вам точно известно. А также в том случае, если монтировка вашего телескопа снабжена системой GoTo (что, повторяю, «неспортивно»). Словом, карты нужны. Можно купить их, можно скачать в Интернете и распечатать, а можно использовать и ноутбук, не забыв вывести на экран красную заливку. Существует масса звездных карт и атласов как в бумажном, так и в электронном виде. Выбор должен быть основан на проницании вашего телескопа и вашем собственном здравом смысле.

Поясню. Допустим, ваш телескоп при идеальном небе «ловит» на пределе звезды 13-й величины. Разумно ли искать звездный атлас, в котором были бы отражены все небесные объекты 13m и ярче?

Вот уж вряд ли! Сомневаюсь, чтобы вам удалось найти подобный атлас. Если вывести на бумагу или экран все объекты до 13m, то получится ужасающая пестрота, разобраться в которой вам будет крайне сложно, – либо, как вариант, придется увеличивать масштаб карт, превращая звездный атлас в увесистый и неудобный в работе многотомник. На деле даже очень хороший трехтомный атлас Uranometria 2000.0 содержит лишь звезды ярче 9,75m, а набор из 20 карт формата А3, известный как Sky Atlas 2000.0, – лишь ярче 8,5m. Любителю наблюдательной астрономии в подавляющем большинстве случаев совершенно достаточно второго (который становится более удобным, если разрезать пополам, ламинировать и сброшюровать листы), не говоря уже о первом. Скажу более: я часто использую очень удобный компактный атлас Pocket Sky Atlas, где отмечены лишь звезды 7m и ярче! И не ощущаю какого-либо особого дискомфорта. Да, в телескоп видно гораздо больше звезд, чем на карте, но к этому можно привыкнуть. Навык приблизительной оценки блеска звезд и сопоставления видимой в окуляр картины с картой приобретается довольно быстро.

Иное дело туманные объекты. Конечно, многим хотелось бы, чтобы на их звездных картах фигурировали все объекты каталогов NGC и IC! Но таким (и даже несколько бОльшим) богатством отличается лишь атлас Uranometria 2000.0, содержащий около 30 тысяч дип-скай объектов. Sky Atlas 2000.0 содержит их гораздо меньше, однако мой опыт говорит о том, что для телескопа с апертурой 250 мм даже при очень хорошем небе этот каталог все равно избыточен. Доброй половины указанных в нем галактик я так и не разглядел, как ни старался, что связано, по-видимому, с их низкой поверхностной яркостью. Зато мне известны дип-скай объекты, уверенно наблюдаемые в 200-мм телескоп и отсутствующие в Pocket Sky Atlas.

Попробую резюмировать: если вас привлекают дип-скай объекты и если ваш телескоп уверенно «ловит» звезды 13m, то будет разумно поискать карты, где показаны дип-скай объекты не слабее по меньшей мере 12m.

Таков минимальный набор необходимого для успешных наблюдений оборудования и аксессуаров. О том, что еще может пригодиться, мы поговорим чуть позже.

[1] В качестве курьезного исключения припоминаю некий самодельный «ньютон», снабженный зенит-призмой для поворота оптической оси на 90 градусов и помещавшийся при наблюдении неба на плече наблюдателя наподобие гранатомета. Но тот телескопчик имел апертуру всего лишь 50 мм.

[2] Тонкости астрофотографии в наше компьютеризированное время настолько многочисленны, что основам этого искусства (да-да, именно искусства) должна быть посвящена отдельная книга. Такая книга на русском языке имеется: это «Астрономическая фотография» А.А. Кузнецова, изданная за счет средств автора в 2018 г.

[3] Напоминаю, что производители телескопов называют систему Райта системой Шмидта, что верно лишь отчасти: система Райта является серьезной модификацией системы Шмидта и удобна тем, что вдвое короче.

Глава 2. Место для наблюдений

Итак, в вашем распоряжении имеется телескоп, есть и все необходимые принадлежности к нему, но опыта наблюдений у вас маловато или нет вовсе. От чего зависит успех или неуспех ваших ночных бдений с направленным в небо инструментом?

От ряда факторов. Первый из них – географическая широта места наблюдения. Тут все просто: чем ниже географическая широта, тем лучше. В южных районах России для наблюдений доступно куда большее количество небесных объектов, чем на Севере. Сравнительно небольшой наклон земной оси, к счастью, не позволяет нам зимой превращаться в сосульки, зато и не дает возможности северным любителям астрономии наблюдать целый ряд созвездий. Уже на широте Москвы невозможно наблюдать объекты в южной части созвездий Стрельца, Скорпиона, Змееносца и других – а ведь там масса интересного! Да и северные части Стрельца и Скорпиона на этой географической широте кульминируют[1] слишком низко, так что даже при открытом южном горизонте наблюдениям сильно мешает толстый слой атмосферы со всеми ее «прелестями»: запыленностью, засветкой, турбулентностью, рефракцией...

Это не значит, что наблюдения на Севере вообще лишены смысла. Наблюдают и в Мурманске, но возможности для наблюдений у северных любителей астрономии сильно ограничены.

Второй фактор – астроклимат того района на поверхности нашей планеты, где вы собираетесь наблюдать. В понятие астроклимата входят: количество ясных и притом темных ночей в году, турбуленция атмосферы, ее прозрачность и световое загрязнение. Сюда же с определенными оговорками можно приписать температурный фон, ибо закоченевший на морозе наблюдатель – плохой наблюдатель. Много ли радости от того, что в горных районах Восточной Сибири зимние антициклоны обеспечивают подчас ночи с изумительно спокойной и прозрачной атмосферой? Попробуйте-ка наблюдать небесные объекты при минус тридцати-сорока! Надолго ли вас хватит? Можно кутаться сколько угодно, но глазное яблоко, поневоле находящееся в тесном соседстве с холодным окуляром, никакой одеждой не закутаешь, а его переохлаждение на морозе еще никому пользы не приносило. Слишком уж мало кровеносных сосудов подходит к глазному яблоку, о чем хорошо знают люди, работающие с СВЧ-излучением. СВЧ-нагрев или охлаждение на морозе – какая по большому счету разница? В обоих случаях кровоток не способен эффективно термостабилизировать глазные яблоки, они окажутся не в том температурном режиме, для какого созданы эволюцией приматов, и последствия могут быть плачевными.

Но оставим в покое крайности. Климат и без них способен отравить любителю астрономии все удовольствие – или, напротив, воодушевить. Все зависит от выбранного места наблюдений и порой от случайности.

Количество ясных и темных ночей в году – важнейший фактор. Почему я уже второй раз говорю о темноте? Да потому, что светлые летние ночи на Севере не дают заниматься наблюдательной астрономией, ну разве что солнечной, лунной и, может быть, планетной. Даже на широте Москвы в период с середины мая по конец июля стоят так называемые астрономические сумерки, когда даже в полночь солнце не уходит глубоко под горизонт и фон неба остается довольно светлым. Наблюдать в таких условиях можно лишь достаточно яркие астрономические объекты, а их на небе не так уж много. О наблюдениях слабых туманных объектов на данный период можно вообще забыть. Естественно, наблюдатели на Юге избавлены от этой неприятности, и в том их счастье.

Но тот любитель астрономии, кто, отправляясь отдыхать на южный курорт, скажем, в Сочи или Ялту, берет с собой телескоп, намереваясь наблюдать небо прямо с территории дома отдыха, совершает ошибку. Световое загрязнение на южных курортах не сильно уступает московскому, а кое-где и превосходит его. Луна, планеты да ярчайшие рассеянные скопления – вот, пожалуй, и все доступные телескопу объекты в столь жутких условиях. Для пассивного «пижамного» отдыха эти условия, возможно, и вполне приятные, но для астрономических наблюдений – кошмарные. С территории Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) в поселке Научном отлично видно ночное зарево не только над Ялтой, находящейся за горной цепью примерно в 30 км от Научного, но и над Алуштой, расположенной существенно дальше. Наблюдениям в самом Научном эта подсветка почти не мешает, но какое же разочарование испытает любитель астрономии, вздумавший наблюдать небо в телескоп в этих городах! Он увидит очень немногое.

Свою – и огромную – лепту вносит облачность на небе. В Москве лишь около 70 ночей в году можно считать относительно ясными, тогда как, например, в Крыму насчитывается не менее 200 ясных ночей в году. Разница налицо, и притом громадная. Конечно, ночи с частичной облачностью также позволяют наблюдать небо в промежутках между облаками, но продуктивность таких наблюдений, как правило, не слишком велика и удовольствие от них уже не то.

Однако безоблачное и темное ночное небо еще не гарантирует успеха наблюдений. Очень вредна сильная турбуленция в атмосфере, делающая малопродуктивными, а то и вовсе невозможными наблюдения планет и двойных звезд. Наблюдениям большинства дип-скай объектов (за исключением малоразмерных планетарных туманностей) турбуленция мешает гораздо слабее. Зато для этих наблюдений крайне желательна высокая прозрачность атмосферы. Пыль и влага в воздухе – бич дип-скайщика, особенно в сочетании с подсветкой неба. При абсолютно прозрачном небе свет от земных источников (окон, фонарей, прожекторов, автомобильных фар) не слишком мешает, поскольку подсвечивать ему по сути нечего: пыли и тумана нет, а рассеяние света на молекулах воздуха незначительно. Посторонний свет при прозрачном небе лишь не дает глазу полностью адаптироваться к темноте, но и это немалая неприятность. К тому же абсолютно прозрачным (на взгляд придирчивого наблюдателя) небом природа балует нас не так уж часто.

Лучшие места для наблюдений находятся вдали от городов. Существуют карты засветки, их можно найти в Интернете. В городской черте и близ нее располагается красная зона, где, как правило, можно успешно наблюдать лишь Луну и планеты, далее по мере убывания светового загрязнения идут оранжевая, желтая, зеленая, синяя, серая и черная зоны. Карту засветки Московской области вы можете видеть на рис. 45.

Рис. 45.

Впечатляет, не правда ли? Недаром любители наблюдательной астрономии, живущие в крупных городах, нередко объединяются для совместных поездок в черную или хотя бы серую зону. Из Санкт-Петербурга обычно едут в южном направлении, из Москвы – либо в западном, либо опять-таки в южном. Протяженность маршрута может превысить 100 км в одну сторону, однако незасвеченное небо с лихвой компенсирует это неудобство для истинно увлеченного любителя астрономии. К тому же в компании единомышленников наблюдать веселее, товарищи по увлечению помогут транспортом, оснасткой и дельным советом.

Не следует, однако, думать, что только серая или черная зоны пригодны для наблюдения слабых дип-скай объектов или слабых деталей более ярких объектов. Иногда – увы, нечасто – выпадают такие ночи, что и в оранжевой зоне небо фантастически прозрачно. Приведу один простой пример: мне лишь однажды удалось в 260-мм «ньютон» уверенно разглядеть спиральные рукава в галактике М81, и произошло это не в горном Крыму, не на Кавказе и не в горах Алтая, а как раз близ Москвы в оранжевой зоне!

Мораль проста: правила надо знать, а исключениями из них – пользоваться.

Но даже вдали от сильной засветки немало мешает туман, что стелется в приземном слое в начале прохладной (а значит, потенциально пригодной для наблюдений) ночи. Ближе к полуночи он обычно выпадает росой и приземный слой очищается, но до той поры туман, во-первых, снижает прозрачность воздуха, порой делая наблюдения слабых объектов вообще невозможными, а во-вторых, норовит выпасть росой не только на землю, но и на оптику телескопа.

Идеальное для наблюдений место находится не в низине, а на пригорке. Очень хорошо, если оно приподнято над землей на каком-нибудь прочном сооружении. Еще монах Алкуин, известный просветитель при дворе Карла Великого, слыхом не слыхавший ни о каких телескопах, упомянул в письме к венценосному покровителю о своей привычке наблюдать звезды с вершины высокого здания. Ученый клирик знал свое дело: с высоты и обзор лучше, и туман не мешает.

Не зря существуют – и реализуются! – проекты перестройки старых, бездействующих водонапорных башен в любительские обсерватории. Тут главное, чтобы сооружение было массивным и прочным, не склонным к вибрации.

Наверное, каждый любитель астрономии мечтает о своей обсерватории даже при отсутствии поблизости водонапорных башен. И действительно: сложить из кирпича или сколотить из бруса башню на дачном участке, не обязательно даже круглую, проложить по ее верху некий кольцевой рельс, в качестве которого годится, например, полоса толстого железа с приваренными к ней уголками для ее крепления, соорудить вращающийся на катках купол, опять-таки не обязательно полусферический – все это вполне в человеческих силах. На форуме сайта www.astronomy.ru существует специальный раздел «Любительские обсерватории и проекты», где любители астрономии, решившиеся на постройку башни или хотя бы павильона с откатывающейся крышей, делятся своими наработками. Что ж! Если в вашем распоряжении имеется крупный телескоп на экваториальной монтировке или вы собираетесь приобрести его, есть смысл задуматься о башне или павильоне. Удобств – множество. Это и повышенный комфорт при наблюдениях, и экранировка куполом или стенами павильона некоторой части паразитной засветки, и отсутствие необходимости всякий раз выставлять полярную ось, и защита телескопа от атмосферных воздействий, и источник электричества всегда под рукой...

Но если вы используете небольшой телескоп на экваториальной монтировке или тем паче «добсон» с апертурой до 400 мм, в специальных постройках нет особой нужды. Конечно, соблазнительно навечно поселить телескоп в башне или павильоне, вместо того чтобы каждый раз перед наблюдениями, кряхтя, вытаскивать инструмент из помещения на вольный воздух. Однако, построив башню, вы будете «привязаны» к ней. Какая-то часть небосвода непременно окажется закрыта другими строениями, а какая-то – деревьями, которые имеют вредное обыкновение с каждым годом расти вверх и вширь. Очень наглядно эта проблема проявляется в Крымской астрофизической обсерватории, где весьма приятно гулять по аллеям среди тенистых деревьев, но те же деревья, вымахавшие выше некоторых куполов обсерватории, сильно мешают наблюдениям, а спилить их – и жаль, и природоохранные организации возражают.

Постройки, особенно соседские, тем более не спилишь. При желании понаблюдать закрытый участок неба «добсон» просто-напросто переносится в другое место. Или перекатывается, если приделать к крупному и тяжелому «добсону» колесики. Проще и придумать нельзя.

Полезно соорудить некую площадку, чтобы не ставить фанерное или древесно-волоконное основание монтировки Добсона прямо в росистую траву (или в снег при зимних наблюдениях). Это может быть небольшой деревянный щит, легко переносимый с места на место, или просто лист толстой фанеры размером несколько больше основания монтировки. Короткие «добсоны» удобно ставить на треногу или невысокий прочный столик, который удобен еще тем, что на нем помимо телескопа можно разместить коробочку с окулярами, звездные карты, блокнот и прочие необходимые вещи. Высота столика должна быть такой, чтобы при наблюдении объектов вблизи зенита наблюдателю не приходилось вставать на цыпочки. Два дополнительных требования: столик должен легко переноситься и не шататься. А если у столика вдобавок отвинчиваются ножки, он будет незаменим для поездок на наблюдения на автомобиле. Столешница должна иметь некоторое сцепление с короткими ножками «добсона», чтобы при вращении трубы по азимуту добсоновская «табуретка» не скользила по столу вслед за трубой. Полезно оклеить ножки «добсона» каким-нибудь материалом, создающим повышенное трение, например листовой резиной.

Открытость горизонта – это третий важнейший фактор. Но открытость разных частей горизонта имеет неодинаковую ценность. Крайне полезно, если открыта южная сторона – ведь небесные объекты кульминируют строго на юге. Восток и запад менее важны, а открытый север прибавит к вашим наблюдательным возможностям совсем мало. Учитывайте это при выборе места для наблюдений!

Не очень хорошо, если юг открыт за счет того, что с данной стороны горизонта находится большое озеро, водохранилище или, хуже того, море. Над обширным водным пространством почти всегда висит дымка, сильно затрудняющая наблюдения объектов, кульминирующих невысоко над горизонтом. К примеру, при наблюдениях на турецком пляже близ Кемера ярчайшего шарового скопления Омега Центавра с его видимой звездной величиной 3,9m, находящегося не выше 5 градусов над морем, я мог видеть объект лишь в телескоп в виде невзрачного мутного пятна, а невооруженным глазом и в искатель телескопа скопление не наблюдалось вовсе. Вот уж воистину «не нужен мне берег турецкий»! В нескольких десятках километров от моря вид этого объекта оказался бы не в пример интереснее.

Прочие факторы играют менее заметную роль, но важны и они. Очень хорошо, если поблизости имеется место, где можно отдохнуть, погреться, выпить чаю и т. д. В этом смысле дачный или деревенский участок с расположенном на нем домиком вне конкуренции. Весьма полезен источник электричества – конечно, не для освещения, а для питания фена, с помощью которого легко сгоняется роса, осевшая на оптике телескопа. (Конечно, нужно постараться сделать так, чтобы обильная роса не замкнула контакты электроудлинителя.) За неимением дачи годится и автомобиль: поместив трубу телескопа в салон и включив печку, можно и самому погреться, и согнать росу с оптики.

Биологические факторы весьма разнообразны. Помню одну ночь возле Очакова, когда весь воздух был наполнен летающими насекомыми вроде крупных комаров. Возможно, это были комары-звонцы, а впрочем, я не энтомолог, чтобы точно определить их вид. Скажу лишь, что они мельтешили в таком количестве, что даже Луна выглядела сквозь их воздушные эскадры неприятным на вид мутным пятном. Какие уж тут астрономические наблюдения!

Очень мало приятных слов можно сказать и о таежном гнусе, иксодовых клещах, змеях и бродячих собаках. Был случай, когда на моем собственном садовом участке исключительно злобная крупная псина загнала меня в сарай, откуда я вскоре вышел, вооруженный вилами и свирепой решимостью наблюдать небо во что бы то ни стало. К счастью (и моему, и собачьему), у четвероногого «друга человека» хватило ума оставить меня в покое с моим телескопом.

Бывает и наоборот: прошуршавший в траве ёж, вышедший на ночную охоту, или сова, бесшумно пролетевшая над головой в сумерках, способны развлечь наблюдателя и поднять ему настроение.

Вандалы из числа людей опаснее собак. Увы, увы. От души советую вам найти для астрономических наблюдений такое место, где шанс встретить постороннего человека минимален. Даже если этот человек ничего против вас не имеет и просто идет мимо по своим делам, отвлекаться на него вам все равно незачем. Ведь вы собираетесь общаться со звездным небом, а не с кем-то другим!

Можно было бы перечислить еще много факторов, в том числе редких и экзотических, способных осложнить вам наблюдения неба, – но зачем? Главный контрфактор против них – ваш собственный здравый смысл. Подойдите к выбору места наблюдения, вооружившись им, и все будет в порядке.

[1] То есть проходят наивысшую точку в своем суточном движении по небу.

Глава 3. Подготовка к наблюдениям

Несерьезный любитель вынесет телескоп из дома, посмотрит в течение нескольких минут на наиболее привлекательные небесные объекты, покажет их жене, детям или друзьям и на том успокоится. Любитель с серьезными намерениями будет наблюдать в течение нескольких часов, а то и всю ночь. Из этого сразу следует, что серьезный любитель должен позаботиться о собственном комфорте. Незачем подвергать себя мучениям.

Серьезный наблюдатель тепло одет, сыт, трезв, не взвинчен, и все необходимое у него под рукой. Казалось бы, это очевидно и вообще мелочь? Отнюдь. В успехе наблюдений комфорт играет важную роль.

Разберем все по порядку. Самое очевидное – ночной холод. Даже в июле в Средней полосе России ночами иногда бывает прохладно. В августе наблюдателю придется надеть куртку. С теми, кто наблюдает в южных районах страны, это случится в сентябре, а если очень повезет с погодой, то и в октябре. Но это случится непременно, раньше или позже. Россия отнюдь не Таити. Кроме того, наблюдатель чаще всего находится в покое и не может согреться при помощи физической работы. Можно, конечно, разминаться время от времени. Поприседать, попрыгать... Однако язвительный человек непременно скажет, что телесная дрожь и зубовный стук закоченевшего человека – естественная защитная реакция организма на холод и тоже в некотором роде разминка. И будет в чем-то прав.

Вывод прост: надо утепляться. Замерзший наблюдатель – очень плохой наблюдатель. Теплая куртка, а зимой – пуховка, термобелье, теплые ботинки или, лучше, унты, теплая шапка, нитяные перчатки для манипуляций с телескопом, теплые рукавицы, в которых можно согреть руки, – и наблюдатель не замерзнет даже в мороз. Отлично знаю по своему опыту: лучше перестараться с утеплением, чем быть одетым слишком легко. Ясными весенними и осенними днями температура воздуха может быть почти летней, но ночному столбику термометра она не указ: он легко может опуститься ниже нуля. Да не введет вас в заблуждение очарование теплого солнечного дня! Весьма вероятно, что он сменится холодной ночью, как нарочно очень благоприятствующей наблюдениям. Будете ли вы готовы к ним, зависит только от вас.

Голодный наблюдатель – тоже плохой наблюдатель. Не забудьте поужинать и приготовьте для себя несколько бутербродов на время наблюдения. Также и термос с горячим чаем или кофе, желательно сладким. Если вы, подобно мне, не любите портить сахаром вкус хорошего напитка, пейте вприкуску. Горячий напиток и углеводы поддержат ваши силы и улучшат зрение.

Относительно спиртных напитков – в небольших, разумеется, дозах – у любителей нет единого мнения. Большинство все же полагает: не надо. Правда, алкоголь расширяет сосуды, в том числе глазные, обеспечивая сетчатку хорошим кровоснабжением, но он же ухудшает чувствительность самой сетчатки, так что наблюдателю все же лучше быть абсолютно трезвым. Вредит и курение, поскольку, во-первых, сужает сосуды, а во-вторых, свет зажигалки сбивает темновую адаптацию зрения.

Очень важно спокойствие. Наблюдатель не должен быть задерган. Правда, он может успокоиться именно с помощью наблюдений небесных объектов, но если искомый объект упорно не желает быть найденным, а наблюдатель обладает взрывным темпераментом, то легко догадаться, что ничего хорошего не выйдет. В лучшем случае часть ночи будет потеряна, причем в значительной части по вине самого наблюдателя.

Кто или что может задергать наблюдателя помимо естественных и, увы, почти неизбежных мыслей о текущих проблемах?

Окружающие.

Это не только жены, дети и друзья. Порой это просто любопытствующие, желающие во что бы то ни стало поглядеть в телескоп и нимало не беспокоящиеся о том, что у вас есть собственные планы на эту ночь. Клубы любителей астрономии нередко проводят акции так называемой тротуарной астрономии для всех желающих, но это совсем иное дело. Хозяин телескопа, выставивший свой инструмент для удовольствия публики, заведомо согласен на время акции «наступить на горло собственной песне». Да и проводятся эти акции в вечернее, а не ночное время и почти всегда в городах, где засветка все равно позволит рассмотреть лишь Луну и планеты...

Но при желании наблюдать самому и тем более отыскать на небе новые для вас объекты – бегите прочь от людей. Лишь при выезде за город с крупным инструментом, с которым не управиться одному человеку, соглашайтесь на компанию единомышленников, желательно состоящую всего из двух или трех человек, лишенных первобытного эгоизма. При этом каждый может – в порядке очереди – навести телескоп на интересующий его объект, рассмотреть его и показать товарищам. Вам также помогут советом, дадут нужный окуляр или фильтр, поднимут настроение уместной шуткой и т. д.

И все же лучше придерживаться правила «один телескоп – один наблюдатель». Доказано практикой. Еще лучше, когда на одной поляне собирается несколько любителей с разными телескопами, если только они (не телескопы, а любители) соблюдают элементарные правила и уважают окружающих. Тут можно сравнить вид объекта, даваемый вашим телескопом, с видом того же объекта в телескоп иной апертуры или иной системы, получить на время необходимый вам аксессуар, обменяться мнениями, да и вообще веселее. Но главное – каждый занят своим делом при своем телескопе и не станет вам досаждать, если видит, что вам не до него. Совместные наблюдения приносят пользу и нередко вспоминаются потом с удовольствием. Правда, такие наблюдения скорее исключение, чем правило.

Но, один вы или в компании, нельзя забывать об отстойке телескопа перед наблюдениями. Лучше всего вынести телескоп на вашу наблюдательную площадку в вечерних сумерках, когда солнце уже село, но еще достаточно светло. Температура воздуха в это время интенсивно падает, и одновременно будет остывать оптика телескопа. Ситалловое зеркало рефлектора все равно не спасет вас от необходимости отстойки: вспомните, что было сказано о тепловых токах в трубе. В общем случае время отстойки зависит от оптической схемы телескопа, конструкции его трубы, марки и массы стекла оптических элементов и, конечно от разницы температур между воздухом в помещении, где хранился телескоп, и наружным воздухом. Безусловно, массивному главному зеркалу крупного рефлектора, обладающему значительной тепловой инерцией, придется отстаиваться гораздо дольше, чем зеркалу небольшого рефлектора. Самое благоприятное влияние на скорость этого процесса оказывает принудительная вентиляция. В рефлекторах небольшой вентилятор обычно устанавливается позади главного зеркала (рис. 46). В крупных рефлекторах вентиляторов может быть и несколько.

Рис. 46.

Как правило, температура воздуха падает в течение всей ночи монотонно, но отнюдь не линейно: наибольшее падение приходится на вечер и начало ночи. В это время температура оптики телескопа, вынутого вечером из теплого помещения, всегда выше температуры воздуха, однако эта разница все время уменьшается и ближе к середине ночи практически сходит на нет. Можно ли начать наблюдать раньше? Конечно, можно. Помните только, что наблюдения с большими увеличениями в телескоп, не подвергшийся полноценной отстойке, затруднительны из-за температурного коробления стекла и тепловых токов. Поэтому сначала используйте слабые окуляры, затем, по мере отстойки телескопа, переходите к более сильным.

Для большинства любительских телескопов время отстойки находится в пределах от двадцати минут до двух часов. Лишь крупные катадиоптрики с закрытой трубой, лишенной принудительной вентиляции, и очень крупные «добсоны» с толстыми зеркалами могут не уложиться и в два часа.

Сырой воздух даст вам весьма наглядную «индикацию» заведомого завершения отстойки, правда, вы ей не обрадуетесь: оптика телескопа запотеет. Понятно, что на теплый по отношению к общему температурному фону предмет роса не сядет, а вот на предмет, охлажденный до температуры внешней среды, – сядет очень охотно. Согнав росу феном для сушки волос, вы, вероятно, подумаете: а ведь после этой процедуры температура оптических элементов телескопа немножко повысилась. И будете правы. Правда и то, что до запотевания оптики вы некоторое время успешно наблюдали небесные объекты, в том числе применяя большие увеличения. Что из этого следует? Только одно: небольшая разница температур стекла и воздуха вполне допустима.

Кстати, главное зеркало «ньютона» со сплошной трубой, закрытой сзади, может вообще не запотеть даже при высокой влажности воздуха. Правда, такой телескоп будет дольше отстаиваться, но тут уж придется выбирать одно из двух. Чтобы уберечь от запотевания вторичное зеркало рефлектора со сплошной трубой (или объектив рефрактора), можно использовать противоросник – легкую трубку, свернутую, например, из картона или, еще лучше, из тонкого пенополиэтиленового туристского коврика, надеваемую на трубу телескопа на манер бленды и удлиняющую ее на величину двух-трех диаметров объектива.

При достаточно сухом ночном воздухе росы на оптике, возможно, не будет и без этих ухищрений. Жаль только, что ночи без росы и притом пригодные для наблюдений выпадают не слишком часто.

Использовать с толком время, необходимое телескопу для отстойки, очень даже можно: приготовить все необходимое, перекусить, еще раз продумать план наблюдений... Последние полчаса лучше всего просидеть (впрочем, можете стоять или ходить, если вам так удобнее) в полной темноте для адаптации к ней зрения.

О плане наблюдений сказано не для красного словца. Конечно, любитель не профессиональный астроном, работающий по утвержденной программе, но составленный заранее план наблюдений полезен и ему. В хорошую ночь лишь новички наблюдают все подряд – опытный же любитель склонен сосредоточить свои усилия на определенном участке неба, а в нем – на объектах определенного рода. Для наблюдения, к примеру, одних только галактик в созвездии Пегаса, доступных 250-мм телескопу, как раз может потребоваться одна хорошая ночь, а если речь идет о созвездии Девы, то и несколько. Каждый объект надо отыскать на небе, рассмотреть с разными увеличениями, попытаться увидеть детали и оставить запись в дневнике наблюдений. Обязательно будут объекты, которые наблюдатель не сможет увидеть из-за недостаточной прозрачности неба или малой проницающей силы телескопа, и часть времени уйдет на их бесплодные поиски. Что ж, вздохните и перейдите к следующему объекту в вашем списке, составленном заранее. В прозрачную темную ночь время дорого, и незачем тратить его на размышления: куда бы еще навести телескоп?

Очень желательно иметь запасной план. Вдруг та часть неба, на которой вы собирались сосредоточиться, окажется закрытой малоподвижным облаком или какой-то умственно ущербный индивид подожжет свалку за ближайшим леском, из-за чего половина горизонта окажется засвеченной? Может случиться такое? Может. И порой случается. Тут-то и приходит пора задействовать план Б.

Заранее подготовьте нужные для обоих планов звездные карты, все равно, бумажные они у вас или электронные. Зачем вам попусту тратить время, разыскивая нужную карту? Все аксессуары (окуляры и прочее), которые понадобятся вам во время наблюдений, должны находиться под рукой и быть расположенными в должном порядке. Очень раздражает ситуация, когда при тусклом свете красного фонарика приходится подолгу искать запропастившуюся невесть куда нужную вещь, а потом приходит понимание: она была забыта дома. И уж конечно, постарайтесь обеспечить себя максимальным комфортом: столик для аксессуаров, карт или ноутбука и удобное складное кресло для вас будут никак не лишними. Того уюта, который вы испытали бы, нежась в теплой постели вместо ночного бдения у телескопа, вам все равно не достичь, но хоть попытайтесь свести дискомфорт к минимуму. Это окупится. Чем больше комфорта, тем обширнее и качественнее результаты наблюдений. Зависимость тут не прямая, но некоторая корреляция определенно существует.

Глава 4. Наблюдение объектов Солнечной системы

Что покажут любознательному прохожему члены того или иного астрономического клуба во время проведения акций, известных под названием тротуарной астрономии? В первую очередь Солнце и Луну. Это самые простые объекты. С них и начнем.

Расхожая шутка гласит, что посмотреть на Солнце в телескоп можно дважды – правым глазом и левым. После чего оба глаза, естественно, станут ни к чему не пригодны. Не всем нравится черный юмор, но нельзя не признать, что в данном случае шуточка недалека от истины. Правда, некоторые астрономы прошедших веков наблюдали Солнце в телескоп без каких бы то ни было фильтров, но, во-первых, они делали это на рассвете или закате, когда солнечный диск не так ярок, а во-вторых, пользовались небольшими телескопами. В-третьих, они определенно рисковали зрением.

Современному наблюдателю нет нужды заниматься таким экстримом. Самопожертвование ради науки, возможно, имеет смысл, но увлечение наблюдениями неба – это еще не наука. Кстати, уже Ломоносов наблюдал прохождение Венеры по диску Солнца сквозь закопченное стекло, а в наше время существуют более совершенные солнечные фильтры. Но хочу сразу предупредить: бойтесь темных окулярных фильтров, которые еще и сейчас можно иногда встретить в продаже под названием солнечных. Причина понятна «из физики»: выходной зрачок телескопа намного меньше входного зрачка, и вся солнечная энергия, собранная объективом, попадет на темное стекло окулярного фильтра, где и сконцентрируется на малой площади. Темное стекло, естественно, поглотит эту энергию, нагреется и... что часто происходит со стеклом при резком нагреве? Правильно, оно лопается, а в данном случае оно лопнет в каких-нибудь миллиметрах от вашего глаза. Даже если вам удастся хотя бы частично сохранить зрение, бельмо на глазу еще никого не украшало.

Но если вы упрямо желаете пользоваться темным окулярным фильтром, то хотя бы задиафрагмируйте объектив до 30 – 40 мм![1] И даже в этом случае никто не даст гарантий полной безопасности.

Солнечный фильтр должен быть апертурным – лишь в этом случае на него падает вполне умеренный поток солнечного излучения. Пожалуй, лучший выбор апертурного фильтра на сегодняшний день – пленка AstroSolar, которую можно купить в магазинах, торгующих телескопами. Это лавсановая пленка с нанесенным на нее тонким двусторонним покрытием из хрома. Покрытие ослабляет свет примерно в 10000 раз. Толщина пленки весьма постоянна по всей площади фильтра и не ухудшит сколько-нибудь заметным образом качество вашего инструмента. Правда, придется немного поработать руками, чтобы при помощи этой пленки, ватмана, ножниц и клея смастерить удобный фильтр конкретно для вашего телескопа, надеваемый на трубу наподобие крышки. Но это совсем простая задача.

Можно также отбросить даваемое окуляром изображение Солнца на белый экран. В этом случае наблюдать детали на диске нашего дневного светила смогут сразу несколько человек. Телескоп «Мицар» был изначально оснащен белым экраном для солнечных наблюдений.

Но даже с апертурным фильтром определенно не стоит наводить на Солнце рефлектор с несплошной трубой (например, ферменной), если вы заранее не позаботились надеть на ферму чехол. Без этой меры предосторожности прямые солнечные лучи могут упасть на главное зеркало, пройдя не через входное отверстие телескопа, а между деталями фермы, и, отразившись, сфокусируются совсем не там, где вам хотелось бы. Хорошо еще, если в результате начнет дымиться «корзина» трубы и никто из стоящих рядом с телескопом людей не получит ожогов!

По той же причине телескоп любой конструкции в дневное время – источник опасности для детей и легкомысленных взрослых. Принимайте какие угодно меры предосторожности, но в ваших собственных интересах сделать так, чтобы до и после наблюдения Солнца в ваш телескоп количество зрячих глаз у людей не изменилось.

На Солнце мы увидим прежде всего пятна (если они есть в данный момент времени), состоящие из тени в середине пятна и окружающей ее полутени, а при больших увеличениях – грануляцию, то есть конвективные ячейки наружного, «кипящего» слоя Солнца. Протуберанцев мы не увидим. Для их наблюдения нужен особый солнечный телескоп Coronado, снабженный крайне узкополосным оптическим фильтром с полосой пропускания порядка одного ангстрема. Апертуры таких телескопов, имеющихся в продаже, скромны (в отличие от цены): от 40 до 90 мм. Но этого, поверьте, вполне хватает. Интересно наблюдать, как красные языки протуберанцев на краю солнечного диска очень неспешно вытягиваются, меняют форму и втягиваются обратно.

Построить такой телескоп самостоятельно вряд ли возможно. Но при небольших денежных затратах на пленку AsrtoSolarлюбитель может изучать Солнце и без возможности наблюдать протуберанцы. Пятна и грануляция тоже интересны. Наблюдая солнечные пятна, немецкий астроном Генрих Швабе открыл в XIX веке 11-летний цикл активности Солнца.[2] В начале цикла пятен мало и они располагаются вдали от солнечного экватора. По мере приближения к максимуму цикла количество отдельных пятен и их групп (рис. 47) увеличивается и они мигрируют ближе к солнечному экватору. Очень крупные пятна, появляющиеся вблизи максимума цикла, иногда можно увидеть и без помощи телескопа – всего лишь через импровизированный фильтр из темного стекла, стопки фотографических негативов или завалявшейся ненужной (кому они нужны сейчас?) компьютерной дискеты. А если наблюдать на восходе или закате сквозь толстый слой атмосферы и приземную дымку, то порой и без всяких фильтров.

Рис. 47. Группа пятен и грануляция.

Желающие могут посчитать число Вольфа, характеризующее текущий уровень солнечной активности, по формуле:

W = k(f + 10g),

где W – число Вольфа, f – количество наблюдаемых пятен, включая пятна, входящие в группы, g – количество наблюдаемых групп пятен, k – нормировочный коэффициент, зависящий от наблюдателя и его телескопа. Для Цюрихской обсерватории k = 1. Каждый наблюдатель может вывести для себя свое значение k, самостоятельно рассчитывая число Вольфа и сравнивая его со свежими данными, почерпнутыми из Интернета. Может быть, вы и не совершите открытия, подобного открытию Швабе, но хотя бы почувствуете себя самостоятельным исследователем. А это уже немало. Не только в XIXвеке, но и в наше время существуют любители астрономии, увлеченные только Солнцем и ничем иным.

Можно даже позавидовать им, занимающимся наблюдениями ясным днем, а не темной и чаще всего холодной ночью...

Есть на свете и любители, увлеченные только Луной (или преимущественно Луной). На ночном небе Луна считается самым простым объектом, не требующим телескопа с большой апертурой и идеальным качеством оптики. С точки зрения «дип-скайщика», Луна только мешает наблюдениям и годится лишь на то, чтобы показать далеким от астрономии людям, как много интересного можно увидеть в телескоп. Но даже фанаты объектов дальнего космоса когда-то начинали с Луны.

Существует даже соревнование любителей наблюдательной астрономии, вообще не требующее телескопа: кто первым увидит на вечернем небе тонюсенький серпик молодой Луны? Это чуть ли не единственное астрономическое соревнование, в котором северные любители имеют некоторое преимущество над южными, а случайный человек может победить владельца крупного телескопа, – была бы наблюдательность.

Невооруженный глаз различает на Луне лишь темные пятна лунных морей – обширных низменностей, залитых базальтовой лавой еще в те далекие времена, когда на Луне существовал активный вулканизм. Десятикратный бинокль уже позволяет разглядеть крупнейшие лунные кратеры. При наблюдении в двадцатикратную зрительную трубу Луна уже изобилует деталями. Но подлинное удовольствие от наблюдения Луны получает лишь наблюдатель с телескопом.

А как же иначе! Ведь на лунном диске столько подробностей (рис. 48)! А главное, их можно легко увидеть и рассмотреть в деталях, чего не скажешь о какой-нибудь слабой галактике или крошечной планетарной туманности!

Рис. 48.

Луна расположена близко к нам – и в этом весь секрет. Даже при средних увеличениях 150-мм телескоп, не говоря уже о более крупном, покажет вам огромное количество подробностей. Кратеры и горные цепи, тектонические разломы и борозды, а если поставить окуляр посильнее, то и лавовые купола... Качество оптики и время отстойки телескопа при наблюдении Луны не столь важны, как, например, при попытке разрешить на звезды шаровое скопление. Неспокойствие атмосферы, конечно, мешает, зато о ее запыленности можно вообще забыть. Слишком уж ярким объектом является Луна, чтобы пыль или мельчайшие частицы тумана в воздухе, даже подсвеченные городскими фонарями, могли серьезно помешать наблюдению нашего естественного спутника. Лишь сплошная облачность или очень сильная дымка в атмосфере, когда практически не видно звезд, а Луна одевается мутным венцом, могут свести на нет попытки наблюдателя вдоволь насладиться изучением лунного рельефа.

Что имеет значение, так это фаза Луны. Полнолуние – не самое удачное время для наблюдений. Ведь в этом случае солнечные лучи падают на неровности лунной поверхности практически вертикально, и лишь на краях лунного диска горы отбрасывают какие-никакие тени. Наилучшее время для обзорных наблюдений – фаза 60-70%. При этом и детали лунного рельефа, обрамленные тенями, выглядят гораздо контрастнее, и освещенная часть лунного диска достаточно велика. Но можно, конечно, наблюдать Луну во всякое время, когда она сияет на небе, то есть исключая новолуние и прилегающие к нему дни.

Это даже необходимо для тех, кто хочет рассмотреть лунную поверхность в мелких деталях. Начать следует с малой фазы растущей Луны и с каждой следующей ночью по мере движения терминатора[3] постепенно продвигаться от восточного края лунного диска к западному. При этом наблюдаемая полоса на лунном диске, прилегающая к терминатору, будет всегда освещена косыми солнечными лучами и, следовательно, наиболее контрастна. Любителя астрономии, редко наблюдающего Луну, а новичка и подавно, обычно приводят в восторг детали лунного рельефа на терминаторе при большом увеличении. Вершины лунных гор и валы кратеров сплошь и рядом как бы «висят в воздухе», отделенные от серпа Луны участками глубокой тени. Если вновь навести телескоп на тот же участок спустя час-другой, можно заметить, что картина уже изменилась. Ничего удивительного: Луна ведь понемногу бредет по орбите и уже спустя час несколько иначе освещается Солнцем.

Некоторые наивные и далекие от астрономии люди думают, что в любительский телескоп можно рассмотреть на Луне посадочные ступени американских «Аполлонов» и наших автоматических станций. Придется разочаровать их: разрешающая способность телескопа, тем более любительского, для этого недостаточна. Мы уже знаем, что угловое разрешение 140-мм телескопа равно одной секунде. Несложный расчет показывает: на расстоянии в 384000 км, что равно среднему расстоянию от Земли до Луны, одна угловая секунда соответствует линейному отрезку длиной 1871 метр. Детали меньших размеров мы в такой телескоп просто не увидим даже при безупречной оптике и идеальном состоянии атмосферы.

Апертура, конечно, вещь хорошая, и в 300-мм телескоп искушенный наблюдатель уже может на пределе заметить 800-метровые детали лунной поверхности. Но и этого недостаточно для обнаружения следов пребывания человека на Луне. Лишь инструменты-гиганты да еще «Хаббл» могут показать округлые светлые пятна на лунной поверхности, темный реголит с которых был сдут работой двигателей прилунившихся аппаратов, – но не сами аппараты. (Из чего, конечно, не следует, что их там вообще нет и никогда не было.)

Но и почти двухкилометровые детали рельефа, которые мы можем наблюдать на Луне в скромный любительский телескоп, – это тоже немало. Луна практически не имеет атмосферы и начисто лишена текучей воды, а значит, эрозия ее поверхностного слоя крайне замедлена. Ничем не сглаженные скальные массивы Луны остаются угловатыми на протяжении миллиардов лет, их детали очень заметны и радуют глаз наблюдателя.

Луна ярка, а для человека, вооруженного телескопом, даже чересчур. Мелкие детали рельефа теряются в ярком свете, а глаз наблюдателя быстро устает. Поэтому для выявления мелких деталей на лунной поверхности используются фильтры, снижающие яркость изображения. Классический лунный фильтр – серый, но иногда используются и цветные фильтры, чаще всего красный. При наличии набора разных фильтров стоит попробовать их все и найти лучший для данной фазы Луны.

Существуют и поляризационные фильтры с переменной плотностью. Вероятно, это наилучший вариант.

Луна движется вокруг Земли по эллиптической орбите, поэтому для обнаружения деталей, находящихся на пределе видимости, лучше наблюдать Луну во время прохождения ею перигея, когда ее видимый диаметр достигает 33' 30''.

Площадь лунных морей, прекрасно различимых невооруженным глазом, составляет 17% площади Луны, однако моря сосредоточены главным образом на видимой части Луны, где их доля доходит до 40%. Моря – старые образования, о чем говорит их темный цвет. Но на что первым делом обращает внимание наблюдатель при наблюдении Луны в телескоп?

Конечно, не на моря, а на кратеры, в особенности крупные, светлые (что говорит об их относительной молодости) и окруженные светлыми же лучами. Крупнейшие лунные кратеры видны даже в бинокль, а при наблюдении в самый скромный телескоп именно они первым делом бросаются в глаза. Это прежде всего резко выделяющийся кратер Тихо диаметром 85 км в южной части лунного диска, затем это кратер Коперник (96 км) в восточной части Океана Бурь, кратер Кеплер (29,5 км) между океаном Бурь и Морем Островов и, конечно, ярчайший из кратеров – Аристарх (40 км) северо-западнее Коперника. Аристарх (рис. 49) настолько ярок, что может быть замечен внимательным наблюдателем даже в пепельном свете Луны на ее затененной стороне! Самая же яркая и протяженная система лучей и вторичных кратеров от выброшенного материала расположена вокруг кратера Тихо.

Рис. 49. Аристарх.

Ничего удивительного: кратер Тихо по лунным меркам очень молод, ему немногим более 100 миллионов лет.

Наибольшим лунным кратером на видимой стороне Луны, по-видимому, следует считать древний ударный кратер Клавий (231 км), находящийся к югу от кратера Тихо. Внутри него можно без труда заметить несколько меньших ударных кратеров (рис. 50), образовавшихся позднее и наглядно опровергающих поверье, будто снаряд в старую воронку не падает. Два крупных позднейших кратера – Резерфурд (50 км) и Портер (51,5 км) – и еще два меньших кратера «подпортили» вал Клавия.

Рис. 50. Клавий.

В экваториальной материковой части Луны находится очень древний кратер Деландр (227 км) с сильно разрушенным валом. Он древнее Клавия и хуже сохранился.

В юго-восточной части видимой стороны Луны можно найти опять-таки древний кратер Жансен (201 км). Его сильно разрушенного вала касается вал более молодого кратера Фабрициус (79 км).

На северо-восточной границе Моря облаков находится кратер Птолемей (153 км), также относящийся к древним структурам Луны. Его чаша залита лавой, нарушенной лишь маленьким кратером Аммониус, оспинами еще меньших кратеров и меридионально протянувшимся разломом в западной части близ вала. Центральный пик отсутствует. С юга к Птолемею примыкает кратер Альфонс (111 км) с центральным пиком 1,5 км высотой и мощной системой борозд, протянувшейся рядом с пиком поперек всего кратера, от вала до вала. Узкие длинные борозды также имеются в восточной части дна кратера и в западной, где они менее заметны. К юго-западу от Альфонса расположен кратер Аль-Битруджи (40 км) с высоким и широким центральным пиком, а почти точно к югу – сравнительно молодой кратер Арзахель (97 км). Он также имеет хорошо выраженный центральный пик. К северу от Птолемея находится молодой кратер Гершель (39 км) с опять-таки хорошо выраженным центральным пиком и неровным дном. Эта система кратеров оставляет самое приятное впечатление (рис. 51).

Рис. 51. Птолемей, Альфонс, Арзахель и др.

Но не одними кратерами замечательна Луна. На ней легко заметить множество борозд, складок, увидеть детали строения горных хребтов. К примеру, уже в телескоп с апертурой 60 мм в северной части Моря Дождей можно заметить Прямую стену (рис. 52) длиной почти 120 км и высотой от 200 до 500 м, расположенную в очень старом безымянном кратере. Это тектонический разлом на поверхности Луны, возникший в результате древнего катаклизма, при котором один из блоков лунной коры был приподнят относительно соседнего. Наблюдать Прямую стену лучше всего либо когда она недавно вступила в освещенную часть лунного диска и отбрасывает резкую тень, либо, напротив, при убывающей Луне, когда стена освещена Солнцем и выглядит светлой полоской, то есть либо при 8-дневной Луне, либо при 21-22-дневной. Поблизости почти параллельно Прямой стене идет слегка изогнутый разлом Rima Birt длиной 50 км, для обнаружения которого понадобится 150-мм телескоп.

Рис. 52. Прямая стена.

Достойны внимания и лунные горы. Крупнейшая горная цепь на видимой стороне Луны – Апеннины (рис. 53). Они имеют протяженность около 600 км и максимальную высоту 5400 м. К западу от Апеннин находится замечательный кратер Эратосфен (59 км), имеющий четкий вал, систему террас и V-образную горную структуру на дне.

Рис. 53. Апеннины.

В районе Моря Дождей восточнее кратера Платон находятся лунные Альпы, несколько уступающие по высоте земным Альпам. В северной части гор располагаются борозды Платона, в восточной части – Альпийская долина.

Высокий горный хребет Кавказ вместе с Апеннинами замыкает Море Дождей с востока, отделяя его от Моря Ясности и Моря Паров. К северу от Кавказа находится крупный кратер Аристотель (88 км). К востоку от северной части Кавказа в горной местности между Морем Ясности и Морем Холода расположен кратер Евдокс (70 км) с небольшим центральным пиком и системой террас.

Отдельное впечатление о высоте лунных гор можно составить во время полного солнечного затмения, в тот его момент, когда свет края солнечного диска доходит до нас по распадкам меж лунных гор и наблюдается «бриллиантовое кольцо» – великолепное зрелище! Жаль только, что на территории России в ближайшие годы не будет полных солнечных затмений.

Можно, однако, наблюдать в телескоп прохождение какой-либо звезды по краю Луны и видеть, как звезда то и дело прячется за лунными горами, а затем показывается вновь, пока не скроется окончательно за лунным диском.

Обзорная карта Луны приведена на рис. 48. Однако наблюдателю, увлеченному Луной, было бы очень полезно скачать и установить бесплатную программу «Виртуальный атлас Луны»: http://www.ap-i.net/avl/ru/start.

Наблюдения Луны в телескоп несложны и легко доступны новичкам. Понятно, в новолуние наблюдения невозможны, как невозможны и на следующий день, когда Луна на небе еще не отошла далеко от Солнца. На второй день после новолуния уже можно поискать на вечернем небе серп молодой Луны, однако наиболее подходящим моментом для старта наблюдения за Луной будут третий и следующие дни после новолуния. На третий день терминатор проходит вдоль центра моря Кризисов, и можно будет понаблюдать окружающие его крупные кратеры (Фурнерий, Лангрен, Петавий) и горы. В пятый день просматривается горная поверхность Тавр, усеянная крупными кратерами Геркулеса, Жансена и Атласа, а на десятый можно посмотреть на залив Радуги и крупный материк на юге. Двенадцатый день интересен тем, что открывается для просмотра самый яркий объект Луны – кратер Аристарх. Во время полнолуния терминатор исчезает и можно отчетливо видеть всю видимую поверхность спутника. Однако, как уже было сказано, детали лунной поверхности в полнолуние малоконтрастны и недостаточно выразительны. Вы легко убедитесь в этом сами.

При убывающей Луне тени от деталей лунного рельефа будут направлены в другую сторону, что поможет лучше понять их строение.

Прозрачность воздуха не имеет большого значения (ведь Луна ярка), но отсутствие турбуленции очень важно. Когда картинка «плывет», можно успешно наблюдать лишь крупные объекты. Зато при спокойной атмосфере вы сможете достичь максимальной детализации наблюдаемой картины, а ваш телескоп покажет все, на что он способен.

Можно и нужно пользоваться либрациями Луны. В своем движении по орбите Луна немного «покачивается», что вызвано как приливными возмущениями со стороны Земли (физическая либрация), так и эллиптичностью лунной орбиты. В результате мы можем наблюдать с Земли не 50% поверхности Луны, а 59%, но, разумеется, не одновременно. Либрации иногда позволяют нам немного «заглянуть за горизонт». Так, Море Краевое и Море Смита, обычно прячущиеся за восточным краем лунного диска, становятся видны при благоприятной либрации.

Очень интересны лунные лавовые купола – невысокие, не очень контрастные округлые образования диаметром до 15 км (хотя обычно гораздо меньше), сильно напоминающие земные лакколиты, в изобилии встречающиеся близ Минеральных Вод и, по-видимому, имеющие сходное происхождение. Они часто встречаются на равнинах лунных морей, но для их уверенного наблюдения маленького телескопа уже недостаточно, желательна апертура свыше 150 мм при хорошем качестве оптики.

Купола – свидетельства лунного вулканизма, в настоящее время вялого, почти угасшего. На вершинах некоторых из них имеются небольшие кратеры отнюдь не ударного происхождения. Недавно открытая в области холмов Мариуса, также являющихся куполами, лавовая трубка (которую, к великому сожалению, нельзя заметить с Земли в телескоп) – также свидетельство лунного вулканизма, причем, по-видимому, не столь уж древнего, поскольку она до сих пор не обвалилась в результате редких, но все же случающихся лунотрясений. Последние могут быть вызваны как тектоническими процессами в лунной коре, так и падением на Луну крупных метеоритов. Что принципиально может произойти, то рано или поздно и происходит, вопрос лишь в том, насколько часто. Но может ли любитель астрономии с телескопом отнюдь не гигантской апертуры зафиксировать подобное событие?

Может.

Довольно пассивную Луну не следует считать совсем уж статичной. Некоторые наблюдатели увлечены поиском и наблюдением нестационарных, или кратковременных, явлений на Луне, в чем иногда и преуспевают. Эти явления чаще всего проявляются в виде туманных свечений, объясняемых обычно истечением газов из недр Луны на поверхность под действием приливной силы Земли. Такие события чаще всего наблюдаются в районе кратеров Аристарх и Платон, а также в море Кризисов, причем самая высокая интенсивность явлений оптического характера выпадает на момент прохождения Луны через перигей и апогей.

Иногда наблюдаются изменения яркости тех или иных участков лунной поверхности (возможное объяснение: перемещение облаков пыли и испарение лунного льда), голубоватые и красноватые сияния (возможно, следствие пьезоэлектрического эффекта, когда напряжения в лунной коре рождают электрическое поле), а также звездоподобные огни на теневой стороне молодой Луны с продолжительностью жизни от нескольких минут до часа и перемещение светлых объектов на фоне лунного диска и в его окрестностях (объяснения тут даются самые разные).

Другие кратковременные явления, вроде мгновенных вспышек, легко объясняются падением на Луну метеоритов. Если яркая вспышка сменяется неким туманным свечением, то можно почти не сомневаться: на Луну упал солидный метеорит.

Нет сомнения, что интересы начинающего любителя астрономии не ограничатся Солнцем и Луной. Другие тела Солнечной системы никак не менее интересны.

Прежде всего это планеты. Ярчайшая из них – Венера, у которой чередуются утренний и вечерний периоды видимости. Однако в телескоп, даже самый лучший, обычно можно заметить лишь фазы этой планеты, меняющиеся наподобие фаз Луны, но, конечно, намного медленнее. Наблюдение Венеры в малой фазе, когда она выглядит серпиком, не лишено очарования.

Из-за плотного облачного покрова Венеры различить какие-либо подробности на ее поверхности заведомо не удастся. Можно, однако, попытаться рассмотреть меняющиеся детали самого облачного покрова, малоконтрастные и весьма нечеткие. Они выглядят как затемненные участки вытянутой формы либо белые округлые пятна, выступающие иногда за терминатор и лимб планеты. Для увеличения контрастности таких деталей опытные астрономы рекомендуют применять светофильтры синего или голубого цвета.

И это, к сожалению, все, что удается наблюдать с Земли на такой интересной планете, как Венера.

С Меркурием сложнее и хуже: эта ближайшая к Солнцу планета никогда не удаляется от нашего главного светила более чем на 28,3 градуса. Из-за этого Меркурий всегда наблюдается на фоне утренней или вечерней зари на довольно светлом небе. В этих условиях планету очень часто невозможно обнаружить на небе невооруженным глазом, но она видна в искатель телескопа. Если же пытаться наблюдать Меркурий, когда он находится возле самого горизонта, то невооруженным глазом он обычно уже (или еще) виден, но его телескопические наблюдения затруднены атмосферной рефракцией. Во время моего первого наблюдения Меркурия много лет назад так и случилось: планета была видна невооруженным глазом, видна в искатель телескопа в виде крошечного полудиска, но при наблюдении в телескоп со средним увеличением полудиск размазался в спектр. Словом, Меркурий – непростой объект, и не всякий любитель астрономии его видел – в том числе, как уверяют, сам Николай Коперник. Опять-таки никаких подробностей на диске Меркурия различить с помощью любительского телескопа не удается.

Марс – наверное, самый сложный объект на небе. Чаще всего он виден в любительский телескоп как маленькая оранжевая горошина без подробностей. Детали на его поверхности надо наблюдать во время противостояний, которые повторяются каждые 2 года и 50 дней. Из-за эллиптичности марсианской орбиты раз в 15 – 17 лет наблюдаются великие противостояния, когда видимый диск планеты достигает 25'', а блеск может превышать -1,3m. Тем не менее минимальной апертурой для успешных наблюдений Марса следует считать 100 мм для рефрактора и 130 – 150 мм для рефлектора. Но лучшие результаты получаются при наблюдении в телескоп 200 – 250 мм. Турбуленция в атмосфере должна быть минимальной. Вне всякого сомнения, телескоп с апертурой свыше 300 мм покажет Марс еще лучше, но беда в том, что на большей части территории России ночи с атмосферой, почти начисто лишенной турбуленции, когда большая апертура могла бы проявить все свои достоинства, выпадают очень уж редко.

Нелишне напомнить, что для наблюдения планет, на поверхности которых можно что-то рассмотреть, весьма желателен телескоп с качественной оптикой, установленный на экваториальной (или азимутальной с компьютерным управлением) монтировке с часовым ведением. Наблюдения в телескоп, установленный на простой азимутальной монтировке, также возможны, но более хлопотны.

По причине малоконтрастности деталей на поверхности Марса желательно, чтобы телескоп строил как можно более контрастные изображения. Поэтому длиннофокусный рефрактор с небольшим хроматизмом или, тем более, апохромат при прочих равных предпочтительнее рефлектора. То же, впрочем, справедливо для всех планетных наблюдений.

Весьма полезны цветные фильтры, позволяющие лучше различать детали на малоконтрастной поверхности Марса. Так, красный фильтр улучшает контраст между темными областями («морями») и светлыми («сушей»). Желтый и оранжевый фильтры подчеркивают красные области планеты и позволяют выявлять мелкие детали в них. Зеленый фильтр применяется при наблюдении темных зон вокруг полярных шапок и хорошо выделяет пылевые бури, имеющие желтый оттенок. Синий и фиолетовый фильтры подчеркивают участки поверхности, имеющие соответствующий оттенок, а также полезны при наблюдении водяных облаков и туманов, образующихся при таянии полярных шапок.

Как правило, первое, что бросается в глаза на Марсе, – южная полярная шапка, если она еще не успела растаять за время марсианского лета. Поскольку телескоп переворачивает изображение, южная шапка находится в верхней части диска планеты и выделяется белым цветом на оранжевом фоне. Северная полярная шапка обычно не видна, так как на Марсе зима в южном полушарии, в отличие от северного, холодная и долгая, а лето короткое (опять-таки из-за эллиптичности марсианской орбиты). Так что северная полярная шапка далеко не так велика, как южная.

Никаких каналов на Марсе вы не увидите просто потому, что их не существует. В свое время Скиапарелли, якобы открывший марсианские каналы, и Ловелл, подтвердивший «открытие», наблюдали Марс визуально при больших увеличениях, подолгу напрягая зрение. Сильно утомленный глаз способен показать и не такие фантомы. История астрономии знает целый ряд подобных «открытий». Есть версия, что Скиапарелли и Ловелл наблюдали сетку капилляров на собственном глазном дне!

Что же все-таки можно различить на Марсе помимо полярных шапок?

Во-первых, материки. Это однородные светлые поля оранжевого цвета. Они занимают две трети поверхности Марса.

Во-вторых, «моря», занимающие треть диска планеты. Это темные области, различающиеся по величине и форме. Маленькие изолированные моря называют озерами.

В-третьих, это временные детали атмосферы – облака. Бывают облака желтые (пылевые) и белые, состоящие из ледяных кристалликов. Порой облака закрывают значительную часть марсианского диска. Идентификацию облаков проводят по изменению очертаний морей и материков, которые они собой закрывают. Можно составить карту перемещения облаков и по ней вычислить скорость ветра на Марсе.

Иногда, особенно при нахождении Марса вблизи перигелия, на нем случаются пылевые бури, при которых желтые облака порой полностью закрывают планету. Чаще всего пылевые бури случаются в южном полушарии. Они могут длиться от нескольких недель до нескольких месяцев. Что и говорить, неприятная для наблюдателя ситуация. Впрочем, и здесь можно сделать наблюдения интересными, застав бурю в начале и понаблюдав за ее развитием.

Наблюдать любительскими средствами спутники Марса Фобос и Деймос почти наверняка не удастся. Хотя в противостоянии Марса блеск Фобоса может достигать 11,8m, близость спутника к яркому диску планеты помешает наблюдению его в небольшой телескоп. Деймос еще меньше и тусклее. Недаром спутники Марса были открыты лишь в 1877 году и притом в инструмент с 66-см апертурой.

Настоящий король планет – Юпитер, уступающий блеском только Венере. В моменты противостояний его видимый диск может достигать 50'' в поперечнике, но и в менее благоприятные моменты его видимости планета все равно велика. Уже в небольшой бинокль, 10-кратную зрительную трубу с объективом 30 мм или искатель телескопа можно заметить четыре галилеевых спутника Юпитера: Ио, Европу, Ганимед и Каллисто. Галилеевы спутники могли бы быть замечены и невооруженным глазом, если бы не их близкое соседство с ярким Юпитером. Вообще-то у Юпитера известно более 60 спутников, но любительскими средствами можно наблюдать только эти четыре – остальные слишком малы. В телескоп с апертурой от 60 мм с увеличением, близком к максимальному полезному, уже можно различить на заметно сплюснутом диске планеты темные Северный и Южный Экваториальные Пояса, располагающиеся по обе стороны от экватора. Также можно различить менее темные Северную и Южную Полярные Области, Южный Умеренный Пояс (Северный виден гораздо хуже) и Южную Тропическую Зону в виде светлой полосы. В ее пределах находится знаменитое Большое Красное Пятно, которое, однако, выглядит при такой апертуре всего-навсего овальным серым пятнышком немного темнее окружающего его фона.

Если вам не удастся сразу обнаружить Большое Красное Пятно, не спешите винить телескоп. Возможно, оно просто находится по другую сторону планеты. Поскольку Юпитер вращается быстро, делая один оборот вокруг своей оси примерно за 10 часов, есть смысл подождать.

Возможно, дело и не в этом. Большое Красное Пятно имеет обыкновение менять интенсивность своей окраски и даже размер. Иногда оно становится едва-едва различимым в любительские телескопы.

В телескоп с апертурой от 150 мм на диске планеты можно рассмотреть гораздо больше подробностей (рис. 54). Прежде всего это тонкие пояса, детали облаков на границах поясов, выглядящие как затейливые фестоны, а также светлые и, реже, темные округлые образования в поясах и между ними, представляющие собой атмосферные вихри менее внушительных размеров, чем Большое Красное Пятно. Например, в районе Южного Умеренного Пояса на широте примерно 30 градусов наблюдаются Белые Пятна, получившие обозначения FA, BC и DE. В настоящий момент времени их яркость невелика и для любителя это непростые объекты.

Рис. 54.

Чем больше апертура телескопа, тем насыщеннее выглядит цветовая гамма. Юпитер в 100-мм телескоп и Юпитер в 300-мм телескоп – это, можно сказать, два разных Юпитера, причем второй, несомненно, гораздо интереснее первого.

Но уже начиная с апертуры 80 – 100 мм можно наблюдать прохождение галилеевых спутников по диску планеты. Замечательное зрелище! Спутник в лучшем случае виден слабо как малая горошина, а следом за ним (или перед ним) по диску планеты такой же, но гораздо более заметной черной горошиной движется его тень. Разумеется, чаще всего наблюдаются прохождения по диску Юпитера ближайшего к нему галилеева спутника – Ио. Изредка можно наблюдать двойное прохождение теней, когда по диску Юпитера движутся сразу два спутника. Совсем редко наблюдается тройное прохождение теней. В хороший телескоп можно заметить, что тени от Ио и Европы четкие, а от Ганимеда и Каллисто – несколько размытые. Это и понятно: Ганимед и Каллисто находятся дальше от Юпитера.

Легче всего наблюдать прохождение по диску Юпитера Европы, которая покрыта ледяным панцирем и ярче юпитерианских облаков; труднее всего – прохождение Ганимеда, который хоть и самый крупный из галилеевых спутников, но почти сливается с фоном.

Можно также наблюдать затмения (заход в тень планеты) и покрытия (заход за диск планеты) всех четырех галилеевых спутников.

Не менее интересная планета – Сатурн. Из-за значительного удаления от нас угловой диаметр Сатурна меняется довольно слабо, в пределах от 14,5'' до 20,1''. Не слишком сильно меняется и блеск планеты, чаще всего остающийся примерно равным 0mс небольшими периодическими вариациями в ту или иную сторону, вызванными преимущественно орбитальным движением Земли. Однако кольца Сатурна, отражающие много света, вносят заметный вклад в его суммарный блеск, и в периоды невидимости колец блеск планеты может уменьшаться до 1,47m.

Как и на Юпитере, на Сатурне легко можно наблюдать полосы на диске (рис. 55) – с той разницей, что их контрастность значительно ниже. Лучше воспользоваться телескопом с апертурой от 200 мм. Не спешите. Глаз должен адаптироваться, чтобы уловить малоконтрастные детали. Чаще всего, особенно при не вполне спокойной атмосфере, наблюдатель видит лишь более темные Полярные области и две широкие двойные полосы Северной и Южной Экваториальных Зон с широкой светлой Экваториальной Зоной между ними. Последняя разделена надвое очень узкой Экваториальной Полосой, для наблюдения которой нужны солидная апертура и идеальные атмосферные условия.

Рис. 55.

При спокойной атмосфере можно различить две узкие темные полосы Северной и Южной Умеренных Зон, а также две еще более узкие полосы соответственно к северу и югу от них. Они носят название Северо-северной и Юго-южной Умеренных Зон.

Наиболее интересна экваториальная область, состоящая из двух Экваториальных Зон. В ней периодически наблюдается появление огромных белых пятен – атмосферных штормов. Нередко они наблюдаются группами. Постоянных (точнее, очень долгоживущих) деталей наподобие Большого Красного Пятна на Юпитере Сатурн лишен.

При наблюдении диска Сатурна обычно используются темно-желтый и оранжевый фильтры, повышающие контрастность поясов и зон. Зеленый фильтр улучшает детализацию полярных областей и улучшает видимость ярких пятен во всех зонах.

Но первое, что бросается в глаза при наведении телескопа на Сатурн – это, конечно же, система колец. Кто увидел ее впервые, тот никогда не забудет этого зрелища. Кольца можно заметить даже в хороший бинокль или в примитивный «очкоскоп» – самодельный рефрактор с объективом из очковой линзы. В последнем случае будет трудно понять, что это именно кольца, а не что-нибудь другое – например, вытянутая форма планетного диска или какие-то «придатки» по бокам планеты, каковые наблюдал еще Галилей и составил анаграмму, расшифровывающуюся как «высочайшую планету тройною наблюдал».

Само собой, желательно навести на кольца Сатурна какой-никакой, а все-таки настоящий телескоп. Уже при апертуре 50 мм можно разобрать, что это никакие не «придатки» по бокам планеты, а самое настоящее кольцо, отделенное от диска планеты темным промежутком. В столь малый телескоп еще невозможно понять, что Сатурн окружен не одним кольцом, а системой концентрических колец. Чтобы осознать это это, надо разглядеть хотя бы деление Кассини.

Часто можно встретить указание, что оно становится заметным при наблюдениях с апертурой 90 мм, однако и 60-70-мм телескоп в руках старательного наблюдателя при хорошем качестве оптики, спокойствии атмосферы и достаточном раскрытии колец покажет его – правда, не полностью, а лишь в виде дугообразных черточек по обе стороны от планеты, то есть там, где взгляд наблюдателя скользит более или менее вдоль щели.

Деление Кассини разделяет два основных кольца – А (внешнее) и В (внутреннее). Они состоят из множества мелких колечек, которые, однако, невозможно наблюдать с Земли, особенно в любительские телескопы. Существует еще внутреннее полупрозрачное кольцо С, называемое также креповым кольцом. При хороших условиях его можно разглядеть в любительский телескоп средней апертуры.

Посередине кольца А в 200-мм телескоп можно рассмотреть миниму Энке – так называется сравнительно узкая полоса, более темная, чем яркое кольцо. Некоторые неопытные наблюдатели принимают миниму Энке за еще более узкое деление Энке, которое находится ближе к внешнему краю кольца А и может быть уверенно наблюдаемо лишь в телескоп с апертурой от 300 мм.

Две-три минимы можно наблюдать и в кольце В в виде узких колечек или дуг. Также в кольце В иногда можно наблюдать спицы – радиальные потемнения, отходящие от внутренней стороны кольца и намекающие на какие-то резонансные явления в нем. Очень редко и только в крупный телескоп спицы можно наблюдать и в кольце А.

Время от времени кольца поворачиваются к нам ребром и становятся ненаблюдаемыми по причине своей чрезвычайной тонкости. Эти события происходят попеременно через 13,75 и 15,75 лет. В телескоп с апертурой от 300 мм можно проследить за процессом исчезновения колец: они пропадают для наблюдателя не сразу целиком, их исчезновению предшествует появление небольших темных провалов, и тонкая сверкающая «игла», в которую превратились кольца, становится прерывистой, как пунктирная линия.

У Сатурна открыто несколько меньше спутников, чем у Юпитера, притом лишь один из них – Титан, соперничающий размерами с Ганимедом – по-настоящему велик, зато общее количество спутников, доступных 200-мм телескопу, у Сатурна выше. Вот эти спутники с приблизительно[4] указанным блеском в порядке уменьшения оного:

Титан (8m)

Рея (9,5m)

Тефия (10m)

Диона (10,2m)

Япет (10...11m)

Энцелад (11,5m)

Мимас (12,7m)

Наблюдатели с более крупными инструментами могут также заметить Гиперион (14m). Вариации блеска Япета связаны с вращением этого спутника, одна часть которого намного светлее другой. В отличие от спутников Юпитера, как правило «выстроенных в линию», спутники Сатурна чаще всего выглядят довольно хаотично разбросанными вокруг диска планеты.

Любители довольно редко смотрят на Уран и Нептун. Уран во время противостояний виден невооруженным глазом как слабая звездочка 5,7m. Голубовато-зеленоватый диск планеты при этом имеет угловой диаметр 3,7''. Диск становится заметен в телескоп с апертурой от 70-80 мм. Какие-либо подробности на диске Урана можно попытаться рассмотреть лишь в 350-400-мм или более крупный телескоп.

Иное дело спутники Урана. В телескоп с апертурой от 200 мм можно рассмотреть Титанию и Оберон, а в телескоп с апертурой от 300 мм – Ариэль.

Надо заметить, что условия наблюдения Урана в Средней полосе России в данный момент понемногу улучшаются: с каждым годом планета будет кульминировать все выше на небосводе

Нептун даже в противостоянии виден как звездочка 8-й звездной величины (максимальный блеск 7,7m), то есть невооруженным глазом не виден вовсе. Наблюдателю понадобится система поиска или, если телескоп не оснащен ею, звездные карты и понимание, где искать планету. Угловой размер Нептуна не превышает 2,3''. Для уверенного наблюдения диска Нептуна требуется апертура от 200 мм и увеличение не менее 200 крат. Диск планеты имеет голубовато-зеленоватый цвет, отличающийся от цвета Урана меньшим содержанием зеленых оттенков. Он почти чисто голубой. О наблюдении каких бы то ни было подробностей на диске Нептуна в любительский телескоп малой и средней апертуры говорить не приходится; лишь владельцы очень крупных по любительским меркам (от 400 мм) телескопов могут заметить небольшое потемнение по краям планеты и едва заметные изменения яркости небольших зон в пределах диска.

Зато в телескоп с апертурой от 200 мм (лучше все же больше) при прозрачной атмосфере можно заметить спутник Нептуна Тритон, удаляющийся от планеты на максимальное расстояние в 17''. Его блеск 13,5m, и он, естественно, выглядит крошечной звездочкой.

Еще труднее увидеть Плутон с его максимальным блеском 13,7m и средним блеском около 15m. Строго говоря, начиная с 2006 года Плутон уже не считается планетой – таково решение Международного астрономического союза. Однако владельцам крупных (от 250 мм) телескопов взглянуть на него хоть раз все-таки стоит. Хотя бы из чисто спортивного интереса. Некоторые любители уверяют, что наблюдали Плутон в 150-мм и даже якобы в 110-мм апертуру; верить им или нет – решайте сами. Теоретически это возможно для очень опытного наблюдателя, забравшегося высоко в горы, а практически – кто знает. Разглядеть крупный спутник Плутона Харон любителю уже вряд ли удастся.

В настоящее время Плутон, пройдя перигелий, удаляется от Солнца, и блеск его постепенно уменьшается.

Наблюдать астероиды значительно проще. Ярчайшие из них вполне доступны самому скромному любительскому телескопу, а Весту (4)[5], часто имеющую 6-ю звездную величину, а в максимуме способную достичь блеска 5,1m, можно наблюдать и невооруженным глазом в виде слабой звездочки. Звездообразный вид вообще характерен для астероидов, поскольку для наблюдения дисков даже крупнейших из них нужны весьма солидные телескопы, которыми любители обычно не обладают. Если оставить в покое фотографический метод (данная книга не об этом), то опознать астероид среди звезд можно либо путем сравнения реальной картины неба со звездной картой, на которой появилась «лишняя» звезда, либо по собственному движению астероида. Понаблюдайте за подозрительной звездочкой в течение нескольких часов или дней, зарисовывая его положение среди окружающих звезд, – и астероид выдаст себя движением.

Крупнейший из астероидов Церера (1) не столь ярок при наблюдении с Земли; его видимый блеск меняется от 6,7mдо 9,3m. В Главном поясе астероидов имеется несколько сотен объектов, блеск которых хотя бы иногда превышает 9m и которые могут наблюдаться в самые скромные любительские телескопы.

Некоторые астероиды известны быстрыми изменениями блеска. Это происходит, если астероид имеет вытянутую форму (что не редкость среди небольших астероидов) и при этом быстро вращается. Колебания могут достигать полутора звездных величин, что как-никак соответствует четырехкратному изменению блеска. Первым, но не единственным подобным объектом является небольшой астероид Эрос (433)[6], иногда приближающийся к Земле до расстояния в несколько миллионов километров и имеющий в такие моменты яркость до 7m. Увы, следующее сближение Эроса с Землей состоится лишь в 2056 году.

Время от времени СМИ пугают доверчивых обывателей сенсационными сообщениями о пролете вблизи Земли того или иного астероида. Эрос, открытый в 1898 г., был лишь первым из обширного семейства астероидов, сближающихся с Землей. В их числе имеются и потенциально опасные астероиды, количество которых оценивается в несколько тысяч. Это мелкие объекты размером от нескольких десятков метров до нескольких километров. Иногда они пролетают мимо Земли на расстоянии менее одного миллиона километров, а изредка залетают даже внутрь орбиты Луны. Вероятность их столкновения с Землей в ближайшем будущем существует, но слова «ближайшее будущее» здесь надо понимать в астрономическом смысле. Речь идет о тысячах и миллионах лет. Поэтому любитель астрономии, услышав сообщение СМИ, не торопится залезть в подвал, а расчехляет телескоп и наводит его на небо в надежде увидеть ползущую по небу искорку, не обнаруживаемую невооруженным глазом. Часто это удается, хотя радости доставляет немногим больше, чем наблюдение искусственного спутника Земли. Наблюдая пролет по небу МКС (что удобно делать с помощью «добсона», поймав космическую станцию в поле зрения окуляра при малом увеличении, а затем, продолжая вести телескоп по небу, поменять окуляр на более сильный), можно хотя бы понять, что космическая станция имеет размер и форму, причем эту форму удается даже разглядеть, – с околоземным же астероидом этого сделать не удастся, разве что произойдет чудо и на опасно близком расстоянии от Земли когда-нибудь пролетит мало-мальски крупный астероид. Обычно же наблюдается лишь ползущая по небу телескопическая звездочка. Впрочем, вкусы у всех разные, и кого-нибудь, возможно, заставит замереть от восторга даже такое зрелище.

Время от времени тот или иной астероид в своем орбитальном движении на несколько секунд затмевает ту или иную звезду. Как правило, речь идет о небольших астероидах и довольно слабых звездах – прежде всего потому, что тех и других много, а значит, теория вероятностей на их стороне. Считается, что в среднем каждую ночь в любой точке Земли можно наблюдать покрытие звезды не слабее 13m астероидом, занесенным в каталог. Наблюдение столь слабых звезд требует некоторой апертуры и темного неба, поэтому любители обычно наблюдают покрытия более ярких звезд, случающиеся реже.

Желающие наблюдать такие явления читают прогнозы на специальных сайтах. В прогнозах указываются астероид, звезда, время и продолжительность события, а также географическая точка на Земном шаре, где покрытие – согласно расчетам – будет иметь наибольшую продолжительность.

С последним фактором связана половина интереса. Небесная механика – наука точная, но никто не в состоянии учесть гравитационное влияние на астероид всех многочисленных тел Солнечной системы. Чаще всего учитывается лишь влияние Солнца, Юпитера и – не всегда – других планет. Еще реже – астероидов. Таким образом, вычисление орбиты любого тела Солнечной системы подразумевает некоторые, пусть и небольшие, ошибки.

Следствием ошибок бывает то, что полоса, в которой наблюдается покрытие, частенько проходит по Земле не совсем там, где вычислено. Часто ошибка мала, вследствие чего для наблюдателя, поместившегося в центре вычисленной полосы, немного изменятся лишь время начала события и его продолжительность, но иногда ошибки столь велики, что что полоса, где наблюдается покрытие, проходит совершенно в другом месте. Половина интереса в наблюдениях покрытий звезд астероидами как раз и связана с некоторой неопределенностью.

Тут любительские наблюдения могут сослужить службу науке. Надо точно засечь начало события и с помощью секундомера зафиксировать его продолжительность. Не исключено, что эти данные пригодятся специалистам по небесной механике.

Многие убеждены, что гораздо интереснее наблюдать кометы. С этим я не спорю, но уточняю: интереснее наблюдать яркие кометы (рис. 56). А они не очень-то часто появляются на небе.

Рис. 56.

Замечу, что кометы, доступные среднему любительскому телескопу, есть на небе почти всегда. Редко бывает так, чтобы с территории России нельзя было наблюдать хотя бы одну комету ярче одиннадцатой, в худшем случае двенадцатой звездной величины. Однако наблюдение такого объекта может принести разочарование. Что удивительного, что завораживающего содержится в тусклой, чуть-чуть туманной звездочке, лишенной даже намека на хвост? Почти ничего!

Так думают многие, но не все. Некоторые наблюдатели увлечены в первую очередь кометами, какими бы невзрачными они ни выглядели. Ведь комета может преподнести немалые сюрпризы! Тем интереснее понаблюдать ее задолго до того, как о ней заговорит весь мир.

В первую очередь это относится к долгопериодическим и непериодическим кометам. Как только обнаруживается такая комета, сейчас же на астрономических сайтах появляются предварительные расчеты ее орбиты и прогнозы изменения блеска объекта. Бывает, что эти прогнозы воодушевляют, а бывает и наоборот. В любом случае надо относиться к ним с долей недоверия. Приведу всего лишь два примера.

Комета Когоутека 1973 года была сенсацией. Предполагалось, что по блеску она может сравниться с Юпитером, а может быть, даже и с Венерой. Средства массовой информации захлебывались от восторга. В те годы я учился в школе, и один плохо разбирающийся в астрономии одноклассник задал мне вопрос, от которого я едва устоял на ногах: «Ты слышал, что на небе будет вторая Луна?» В реальности же комета была лишь чуть ярче четвертой звездной величины в максимуме блеска и породила всеобщее разочарование.

Зато комета Холмса устроила сюрприз противоположного рода, да еще какой! Эта заурядная короткопериодическая комета из семейства Юпитера, открытая еще в 1892 г., никогда не баловала наблюдателей чрезмерным блеском – вплоть до 23 октября 2007 года. В тот день ее блеск начал стремительно расти. Всего за 48 часов комета превратилась из тусклого объекта 17m в яркий объект с видимым блеском 2,5m! Она наблюдалась в созвездии Персея как «лишняя» туманная звезда и была хорошо видна невооруженным глазом даже в Москве. Округлая кома этой кометы достигла в поперечнике 1,4 миллиона километров, то есть превзошла диаметр Солнца, что бывает с кометами нечасто. К сожалению, наблюдатели не дождались длинного яркого хвоста – различался лишь какой-то неубедительный «крысиный хвостик», чему виной неудачное взаимное расположение Солнца, Земли и кометы. Но и без хвоста комета являла собой прекрасное зрелище!

Наиболее вероятная причина вспышки кометы Холмса достаточно проста: столкновение с метеороидом, то есть с космическим телом меньшего, чем астероид, размера. Такие тела обычно ненаблюдаемы. Метеороид пробил минеральную корку на поверхности ядра кометы, выбив из него тучу ледяных осколков, быстро испарившихся под воздействием солнечного излучения. Оно же испаряло обнажившийся лед в ядре, дополнительно увеличивая яркость кометы. На сегодняшний день вспышка кометы Холмса является крупнейшей за всю историю наблюдений комет.

Комета может преподнести сюрпризы и без соударений с метеороидами. Например, по мере нагрева ядра при приближении к Солнцу образовавшиеся под внешней коркой газы могут проломить корку и быть выброшенными из ядра сразу в большом количестве. Или не проломить и истекать понемногу сквозь трещины. В первом случае комета испытает вспышку яркости, во втором – нет. Соответственно, и приятный сюрприз то ли будет, то ли нет. Словом, любителю астрономии есть смысл следить за сообщениями о слабых кометах.

А более яркие кометы – и наблюдать.

Кометы часто называют хвостатыми светилами, однако хорошо видимый хвост развивается лишь у немногих из них. Сплошь и рядом хвост неяркой кометы можно обнаружить на фотоснимках, сделанных с помощью любительского телескопа, но глазом в тот же телескоп он не виден даже при очень черном и прозрачном небе. Чаще всего комета видна как слабая туманная звездочка в лучшем случае со слабым намеком на хвост, но чаще без всякого намека. И лишь при удачном стечении обстоятельств, то есть когда комета близка к перигелию своей орбиты, а расстояние между ней и Землей не слишком велико, можно наблюдать хвост рядовой кометы. Нередко речь идет не о хвосте, а о хвостах. Обычно их два: газовый, направленный от Солнца, и пылевой, растянувшийся вдоль орбиты и потому изогнутый. Хороший пример – комета Хейла – Боппа (рис. 57), наблюдавшаяся невооруженным глазом в 1996 и 1997 годах. Яркость пылевого хвоста может говорить о том, что комета стара, много раз возвращалась к Солнцу и с нее буквально «песок сыплется». Вычисленный период кометы Хейла – Боппа превышает 2500 лет, что многовато по человеческим меркам, но ничтожно мало по меркам астрономическим.

Рис. 57.

Иногда – правда, редко – у кометы наблюдается более двух хвостов. А порой и всего один.

Период видимости комет очень различен, как различны и их скорости перемещения по небу. Так, комета Хейла – Боппа только невооруженным глазом наблюдалась рекордные 18,5 месяцев, а телескопически – несколько лет. Эта комета-громадина столь долго оставалась яркой и настолько медленно ползла по небу, что люди успели привыкнуть к ней и воспринимали ее как рядовую деталь небосвода вроде, например, Венеры. Напротив, комета Хиякутаке с ядром вполне рядового для комет 2-километрового размера, приблизившаяся в начале 1996 года к Земле на расстояние 15 млн. километров, двигалась по небу очень быстро. Собственно, из-за близкого прохода мимо Земли эта рядовая комета и была очень яркой. Она также имела два хвоста, но пылевой хвост был значительно слабее выражен, чем у кометы Хейла – Боппа.

Явление двух очень ярких комет на протяжении одного года – большая редкость. В течение 20 лет до них на небе не наблюдалось действительно ярких комет.

Как наблюдать не очень яркую комету?

Во-первых – прочь из города! Чем меньше засветки, тем лучше. Во-вторых, вы должны знать, где искать комету на небе. Материалы по каждой наблюдающейся в данный момент комете нетрудно найти в Интернете. В-третьих, надо знать, на что обращать внимание, найдя комету.

Попытайтесь оценить ее видимый блеск. Отметьте, есть ли у кометы ядро (обычно оно есть) и какой оно имеет вид – звездообразный или, может быть, в виде диска. Речь в данном случае идет о фотометрическом ядре, которое не следует путать с истинным ядром. Последнее невозможно увидеть в телескоп. Оцените яркость ядра. Оцените угловой размер комы. Наконец, попытайтесь разглядеть хвост (или хвосты) кометы. Оцените его (их) длину в угловой мере. Возможно, вам удастся увидеть галосы – концентрические дуги вокруг фотометрического ядра и оболочки на периферии кометной атмосферы. Это нестойкие образования, и интересно проследить за изменениями их вида. В очень редких случаях можно наблюдать отрыв хвостов и даже распад ядра на две или более частей прямо на глазах наблюдателей. Если вам повезет, не упустите такое зрелище.

Наблюдение слабых комет сродни наблюдению дип-скай объектов. Нужны темное незасвеченное небо и телескоп с возможно большей апертурой. Если вы мечтаете об открытии кометы, телескоп должен быть не просто «апертуристым», но и широкоугольным, с большим полем зрения. Для этого лучше всего подходят катадиоптрические системы. Однако любители зачастую используют в качестве кометоискателей и рефракторы (нередко бинокуляры), и короткофокусные «ньютоны». Аберрации на краю поля зрения у таких инструментов бывают воистину ужасны, но от телескопов-кометоискателей и не требуется высокого качества изображений – главное обнаружить объект. Фотографический метод здесь резко преобладает, однако в теории остается еще шанс открыть комету визуально. Кстати, комета Хейла – Боппа была открыта, когда ее видимый блеск составлял 10,5m, что вполне по силам некрупному любительскому телескопу. А знаменитый австралийский астроном-любитель Уильям Бредфилд, открыл одну из своих 18 комет всего-навсего в 7-кратный бинокль с объективом в 35 мм...

Да, кому-то везет, а кому-то нет. Но тому, кто не делает попыток, не повезет наверняка.

[1] Для этой цели в пластмассовых крышках труб некоторых «фирменных» телескопов имеется специальное круглое окошечко небольшого диаметра, сильно «режущее» апертуру телескопа.

[2] Швабе открыл не то, на что рассчитывал: он искал гипотетическую планету Вулкан, якобы обращающуюся вокруг Солнца по более короткой орбите, чем Меркурий, и внимательно наблюдал за солнечными пятнами, надеясь на то, что одно из них окажется диском искомой планеты, проходящей между Солнцем и Землей. От этого его открытие, конечно, не становится менее значительным.

[3] Граница освещенной и неосвещенной Солнцем частей поверхности Луны или любого другого космического тела, а вовсе не киборг-убийца из фантастического будущего.

[4] Видимый блеск спутников несколько меняется, как и видимый блеск планеты, главным образом вследствие орбитального движения Земли и Сатурна. Исключение – Япет.

[5] Числа в скобках означают порядковый номер астероида, присвоенный ему Международным астрономическим союзом. Как правило, чем номер меньше, тем астероид крупнее и ярче.

[6] В 2001 году на поверхность Эроса совершил посадку аппарат NEAR Shoemaker.

Глава 5. Бездна, звезд полна

В подавляющем большинстве случаев любители не наблюдают одиночные звезды постоянной светимости. Они не видят в этом особого интереса, кроме некоторой эстетики, впрочем, быстро приедающейся. Незначительное исключение составляют лишь звезды, резко отличающиеся цветом от своих соседок, например, μ Цефея, она же «гранатовая звезда Гершеля», сверхгигант глубокого красного цвета.

Несколько чаще наблюдают астеризмы, то есть звездные группы, не являющиеся скоплениями, поскольку звезды в них находятся на разных расстояниях от нас, но образующие на небе какую-либо фигуру, часто забавную. Астеризм Вешалка в созвездии Личички уже упоминался в начале этой книги; он состоит из 10 звезд от 5 до 7 величины, шесть из которых образуют «плечики», а четыре – «крючок». Этот астеризм известен также под именами скопления Ас-Суфи и скопления Брокчи и занесен в каталог рассеянных скоплений Коллиндера под номером 399, хотя настоящим рассеянным скоплением он все же не является.

Астеризмов на небе много. Собственно, фигура каждого заметного созвездия – астеризм, хоть строгие классификаторы непременно укажут: астеризм – это одно, а созвездие – другое. Тут чисто терминологический вопрос. «Ковши» Большой и Малой Медведиц, «бантик» Ориона, «чайник» Стрельца» «утюг с вывернутой ручкой» Льва, «квадрат» Пегаса, «крест» Лебедя, «дубь-вэ» Кассиопеи, «парус» или «дубинка» Волопаса, «трусики» Козерога, рыбообразные очертания Кита и так далее – все это по сути астеризмы, большие и легко наблюдаемые невооруженным глазом. Другие астеризмы требуют оптики. Так, например, астеризм Каскад Кембла в созвездии Жирафа лучше всего наблюдать с биноклем. Он (не бинокль, а астеризм) представляет собой прямую линию из двух десятков звезд от 5m до 10m, протянувшуюся по небу на 2,5 градуса.

Астеризм Наутилус в Стрельце – спираль из достаточно ярких звездочек, берущая начало в рассеянном скоплении М25. По форме он напоминает закрученную раковину известного головоногого моллюска. Наблюдать лучше с биноклем.

Астеризм Три Прыжка Газели под ковшом Большой Медведицы непременно надо наблюдать в бинокль. Это три пары звезд, расположенных на одной прямой, причем в каждой паре расстояние между звездами почти одинаково, и расстояние между парами также примерно одинаково.

Встречаются астеризмы, чьи звезды образуют контуры какой-либо цифры или числа, например астеризм Пятерка, астеризм Сорок Семь, астеризм Двести и т д. Некоторые объекты – например, Рождественская Ель в созвездии Единорога – считаются астеризмами, хотя по своей физической природе являются рассеянными скоплениями. Но уж очень похож этот объект на празднично украшенную елку, чтобы победить соблазн причислить его еще и к астеризмам!

Никакой научной ценности наблюдение астеризмов не имеет. Оно просто забавно. Любой, кто пожелает, может поискать еще не открытые астеризмы на достаточно подробной звездной карте, а затем найти их на небе. Почему бы и нет? Пользы это занятие не принесет, но уж точно не принесет и вреда.

Но вернемся к отдельным звездам. Что ценного может дать любителю астрономии их наблюдение?

Интересно наблюдать покрытия ярких звезд – к примеру, Альдебарана – Луной. Но такие наблюдения больше расскажут о рельефе Луны, чем об Альдебаране.

Совсем иное дело двойные и кратные системы.

Их на небе великое множество. (Известно, что наше Солнце, являющееся одиночной звездой, скорее исключение, чем правило.) Очень многие кратные системы доступны наблюдениям с любительскими телескопами; описать все эти объекты в рамках одной главы и даже одной книги – немыслимая задача. Безусловно, речь не пойдет о спектрально-двойных звездах, поскольку любительская спектроскопия, хоть и существует, находится далеко за пределами возможностей начинающих любителей наблюдательной астрономии, для которых главным образом и предназначена эта книга. Нет смысла также погружаться в описание громадного количества слабых, чисто телескопических двойных систем, поскольку и относительно ярких двойных на небе предостаточно. Может быть, благодаря этой многочисленности велико и число любителей, увлекающихся наблюдением двойных звезд.

Для многих кратных звездных систем, называемых широкими парами (или широкими кратными системами, если звезд больше двух), компоненты которых разделены на небе угловым расстоянием в десятки секунд, достаточно весьма скромного телескопа или даже бинокля. Тесные пары, напротив, требуют от телескопа большой апертуры, от величины которой напрямую зависит разрешающая способность инструмента, и качественной оптики, поскольку наблюдения ведутся с большими увеличениями, иногда даже превышающими максимальное полезное увеличение телескопа.

Как подростку, получившему в подарок небольшой рефрактор, так и взрослому наблюдателю, наводящему на небо свой первый телескоп и пока не имеющему никакого опыта, разумнее всего начать с достаточно ярких, широких и красивых звездных пар. Возможно, лучший объект такого рода на небе – звезда Альбирео (β Лебедя), обозначающая клюв этой летящей птицы с распростертыми крыльями. Двойственность этой звезды раскрывается при наблюдении в самый скромный телескоп. Альбирео А – оранжевый гигант 3,4m, Альбирео В – голубоватая звезда главной последовательности 5,1m. Это широкая пара с угловым расстоянием между компонентами 34''. Предполагается, что период обращения компонент вокруг общего центра масс составляет величину порядка 100 тысяч лет. Сама компонента А является тесной звездной парой, но ее двойственность в любительский телескоп раскрыть не удастся. Но система и без того хороша! Разница в цвете двух звезд сразу бросается в глаза, причем по контрасту с яркой оранжевой звездой ее голубоватый спутник кажется зеленоватым. Эта двойная звезда радует всех – и того, кто видит ее впервые, и опытного наблюдателя, решившего в ожидании наступления полной темноты взглянуть на яркие двойные.

Второй объект для начала знакомства с яркими двойными звездами – Мицар (ς Большой Медведицы), вторая звезда в ручке «ковша». Рядом (в 12' на небе и в 0,3 св. лет в пространстве) с белым Мицаром, имеющим видимую звездную величину 2,23m, находится также белая звездочка Алькор (4,02m). В пору моей молодости эти звезды считались оптически-двойными, теперь же доказано, что они все-таки составляют гравитационно связанную систему с периодом обращения порядка миллиона лет. Однако нет смысла рассказывать об Алькоре, хорошо видимом невооруженным глазом, в книге, повествующей о телескопических наблюдениях. Мицар и сам двойная звезда – вот в чем дело. В 15'' от него находится более слабый спутник Мицар В (4,0m), также белая звезда. При наблюдении в телескоп нетрудно подобрать такое увеличение, при котором и Мицар выглядит двойным, и Алькор еще остается в поле зрения. Эта система оставляет приятное впечатление, можно лишь посетовать на то, что все три звезды имеют один цвет.

Между прочим, каждая из этих трех звезд также двойная. Таким образом, система Мицар – Алькор состоит из шести гравитационно связанных звезд.

На эту систему отчасти похож Кастор – α Близнецов. В отличие от Мицара, две главных звезды Кастора представляют собой довольно тесную пару: две белые звезды с блеском 1,96m и 2,91mразделены угловым расстоянием всего лишь 4''. Двойственность Кастора трудно выявить в инструмент малой апертуры или с плохой оптикой, а также при турбуленции в атмосфере. В 73'' от пары находится слабая переменная звезда YYБлизнецов 9-й звездной величины. Она гравитационно связана с двумя основными компонентами. И так же, как у Мицара, все три звезды – спектрально-двойные, то есть Кастор – система из шести звезд.

Очень интересна система ε Лиры, хотя и требует еще более качественных условий наблюдения. Двойная Двойная – так еще называют эту кратную звезду. Уже в 6-кратный бинокль звезда распадается на две звезды примерно одинаковой яркости. Угловое расстояние между ними аж целых 208''. Некоторые уверяют, что могут различить двойственность звезды невооруженным глазом, но лично я не могу этим похвастать. Звезда стоит того, чтобы в тихую ночь посмотреть на нее в телескоп с апертурой от 70 мм при максимальном полезном увеличении. Если в атмосфере нет заметной турбуленции и звезды не дрожат, вы обязательно заметите, что каждая из двух звезд в свою очередь распадается на две. Звезды субсистемы ε1 имеют видимый блеск 5,1m и 6,1m, угловое расстояние между ними 2,5''. Звезды ε2 менее различаются по блеску: 5,1m и 5,4m, на небе они разделены угловым расстоянием 2,3''. К сожалению, все четыре звезды белого или чуть заметно желтоватого цвета.

Зато эта система хороша для тестирования оптики по реальному небу. Знайте: если после ряда попыток, предпринятых в разные ночи, вы так и не смогли разрешить ε Лиры на все четыре компонента, значит, скорее всего, с оптикой вашего телескопа что-то не так.

Для тестирования оптики телескопа можно использовать и другие двойные звезды. Надо лишь помнить, что формула 140/D, при помощи которой вычисляется разрешающая способность телескопа, применима лишь при одинаковой яркости компонент двойной звезды. Чем больше разница в блеске компонент, тем хуже разрешается система. Довольно типичный пример подобной звезды – Ригель (β Ориона). Главная звезда этой системы – бело-голубой сверхгигант с блеском 0,12m – совершенно затмила бы более слабый спутник (7,6m), находись он ближе к главной звезде, как затмевает Сириус А свой знаменитый спутник Сириус В, делая его очень сложным объектом для любительских телескопов, даже крупных. Спутник же Ригеля можно заметить в телескоп с апертурой от 70 мм, но лучше применить апертуру побольше. Кстати, этот спутник – спектрально-двойная звезда с компонентами, обозначаемыми как Ригель В и Ригель С.

Красный сверхгигант Антарес (α Скорпиона) также имеет спутника 5-й звездной величины. Этот спутник – голубая горячая звезда. Расстояние между компонентами 2,9'' формально доступно совсем небольшим телескопам, однако из-за близости к очень яркому Антаресу спутник – трудный объект. В малый телескоп его можно наблюдать во время покрытия Антареса Луной в течение нескольких секунд, когда главная звезда уже скрылась за лунным диском, а ее спутник – еще нет.

Звезда γ Андромеды, носящая арабское название Аламак, – четверная система, однако совсем не похожая на ε Лиры. Главной звездой в этой системе является желто-оранжевый гигант 2,1m. На расстоянии 9,6'' от него находится голубоватый спутник с блеском 4,84m. Этот спутник разрешается на голубоватые компоненты 5,1m и 6,3m, правда, расстояние между ними всего 0,5'', так что для разрешения этой пары нужны большая апертура и идеальное небо. Более яркая компонента пары, в свою очередь, является спектрально-двойной звездой. Вероятно, любителю удастся лишь увидеть главную оранжевую звезду с голубоватым спутником, но и это уже кое-что, учитывая, что пара довольно красива.

Две двойные звезды из числа «хитов» можно найти в малоприметном созвездии Единорога. Во-первых, это β Единорога – пара бело-голубых звезд 4,6m и 5,4mс расстоянием между ними 7,3''. Во-вторых, это несколько более широкая и красивая пара ε Единорога. Ее компоненты – белая (4,4m) и желтоватая (6,7m) разделены на небе угловым расстоянием 12,7''.

Яркая звезда α Гончих Псов, носящая имя Сердце Карла, считается одной из красивейших двойных звезд северного неба. На мой взгляд, она уступает только Альбирео. Бело-голубая главная звезда системы имеет блеск 2,9m. Желтоватый спутник 5,6m отделен от нее угловым расстоянием 19,6''.

α Геркулеса (Рас Альгети) – система, состоящая из красного сверхгиганта, чей диаметр превышает диаметр Солнца в 400 раз, а видимая звездная величина меняется в пределах от 2,8m до 3,5m, и спутника 5m – двойной системы, состоящей из желтого гиганта и бело-желтого карлика. Любительскими средствами двойственность спутника не определяется, а расстояние между ним и главной звездой составляет 4,6''.

γ Льва (Альгиеба) – система из оранжевой звезды 2,3m и ее желтого спутника 3,5m, разделенных угловым расстоянием 4,4''.

ε Волопаса – система из оранжевой звезды 2,3mи белого спутника 4,5m, разделенных угловым расстоянием 2,6''. Эта звезда носит имя Пульхерима, то есть Прекраснейшая. Правда, для ее разрешения на компоненты требуется небо без турбуленции.

Однако, пожалуй, хватит. Если описывать все интересные и пригодные для любительских наблюдений двойные звезды, можно никогда не остановиться. Их очень и очень много. Они найдутся в каждом, буквально в каждом созвездии, даже в самом маленьком. Ручаюсь чем угодно: при ведении по небу телескопа в поисках нужного вам объекта по опорным звездам, вы не раз отметите: вот эта звезда – наверняка двойная, а вон та – тоже двойная и, кажется, интересная... Списки ярких двойных можно найти в «Справочнике любителя астрономии» П.Г. Куликовского или в Интернете, где при желании можно найти каталоги двойных звезд, составленные Струве, Эйткеном и другими астрономами. После ярких двойных можно перейти к менее ярким, и если вас интересуют именно эти небесные объекты, то перед вами непочатый край. Не будет ничего удивительного, если вам удастся обнаружить кратную систему, не внесенную ни в один каталог. Вряд ли, однако, вам удастся принести существенную пользу науке, наблюдая двойные и кратные системы, но вы легко можете получить удовольствие.

Переменные и вспыхивающие звезды – объект меньшего интереса любителей, поскольку эти объекты менее красочны, а наблюдения за ними требуют некоторой квалификации и большого терпения. Зато именно здесь любитель может сделать открытие. Если вы думаете, что все доступные вашему любительскому телескопу звезды, в том числе яркие, уже тщательно исследованы профессиональными учеными с помощью профессиональной аппаратуры, то сильно заблуждаетесь.

За примерами далеко ходить не надо. В 1989 году к Юпитеру был запущен автоматический аппарат «Галилео». Его система ориентации использовала несколько ярких опорных звезд, чьи характеристики считались заведомо известными. Однако в июне 2000 г. аппарат внезапно потерял одну из них, а именно звезду δ Парусов. С проблемой быстро разобрались: оказалось, что причина сбоя крылась в самой звезде: она оказалась затменной переменной и каждые 45 суток уменьшала на несколько часов свой блеск с 1,96mдо 2,3m. Этого оказалось достаточно, чтобы система ориентации АМС не смогла опознать звезду. Позднее выяснилось, что за несколько лет до этого на переменность звезды указывал астроном-любитель из Аргентины Себастьян Отеро. Правда, специалисты из НАСА не обратили внимания на его открытие, но в этом он, согласитесь, не виноват. В любом случае открытие сделал он, любитель астрономии, а вовсе не профессиональный астроном.

Каким, однако, образом любитель астрономии, лишенный фотометров и прочей измерительной аппаратуры, обладающий зачастую одним лишь телескопом скромной апертуры, может измерить блеск звезды, чтобы уловить его колебания? На глаз? Вот именно. Но этот глаз должен быть зорок и тренирован.

Выручают звезды сравнения. Очень хорошо, когда поблизости от переменной (или подозреваемой в переменности) звезды, а еще лучше в одном поле зрения с ней[1] находятся минимум две звезды сравнения, одна из которых несколько ярче интересующей вас звезды, а другая, напротив, несколько слабее. Важно, чтобы эти звезды сами не были переменными. Их видимые звездные величины нетрудно найти в каком-либо звездном каталоге, хотя бы в таблицах «Справочника астронома-любителя» П.Г. Куликовского.

Для начинающего наблюдателя переменных звезд будет лучше воспользоваться не двумя, а бОльшим количеством звезд сравнения. В этом случае он сможет воспользоваться методом Аргеландера (немецкий астроном, предложивший в конце XVIII века простой и надежный метод оценки блеска с использованием степеней). За степень принимают минимальную разность в блеске двух звезд, которую в состоянии заметить наблюдатель. Правда, у начинающего наблюдателя «степень» колеблется в широких пределах, но со временем она становится стабильной. В среднем одна степень соответствует 0,1m – 0,2m и является некоторой мерой чувствительности нашего глаза.

Блеск переменной определяют относительно группы звезд сравнения, отмеченной на вашей поисковой карте. Их необходимо уверенно отождествить в поле зрения телескопа. Переменную звезду обозначают буквой V (variable), а звезды сравнения – a, b, c и так далее в порядке уменьшения их блеска. Не забывайте фиксировать дату и время каждого сравнения.

Предположим, что вы сравниваете постоянную звезду «а» с переменной V. Вначале присматриваемся к блеску каждой из них. Сравнение существенно затрудняется, если звезды a и V заметно различаются по цвету. Если количество степеней окажется больше 5, то необходимо использовать другую звезду сравнения, так как чем больше количество степеней, тем привязки становятся более нелинейными и точность сравнения падает.

Если в момент сравнения звезды a и V кажутся вам одинаковыми по яркости, то в журнал записывают a = V. Если же звезда a ярче V на едва уловимую Вашим глазом величину, то есть на 1 степень, то в журнал заносят a1V. При более значительном различии в блеске записывают a2V или a3V и т. д. Аналогично проводится сравнение, если другая звезда b слабее V.

На первый взгляд метод кажется несколько громоздким, однако в нем нет ничего особо сложного. Он не очень точен, но хорош для начинающих.

Также существует метод Пикеринга, при котором используются две звезды сравнения (более яркую по сравнению с исследуемой переменной и менее яркую), а интервал блеска между ними условно делят на 10 частей. Наблюдателю необходимо интерполировать блеск V, наблюдая попеременно a, b и V.

Но наблюдателю, хорошо освоившему метод Аргеландера, лучше воспользоваться методом Нэйланда – Блажко, сочетающим в себе достоинства методов Аргеландера и Пикеринга. При наблюдении используют 2 звезды сравнения, но делят интервал блесков звезд не на 10 частей, а на такое количество степеней, которое реально может оценить наблюдатель.

Если наблюдатель полагает, что переменная V на 2 степени слабее звезды сравнения а и на 3 степени ярче звезды сравнения b, то он записывает: a2V3b. В данном примере наблюдатель принял разность блеска звезд сравнения в 5 степеней. Зная блеск звезд сравнения, уже нетрудно определить блеск переменной на данный момент времени, каковой желательно фиксировать с точностью до минуты, а для очень короткопериодических переменных и более точно. Фиксировать данные наблюдений лучше графически, это удобно и наглядно.

Тому читателю, который все-таки скажет, что это сложновато, я предложу: а вы возьмите и попробуйте. Для начала посмотрите невооруженным глазом на две ярчайших звезды созвездия Близнецов: Кастор (1,59m) и Поллукс (1,16m). Вы ведь хорошо улавливаете разницу их блеска, составляющую 0,43m? Значит, вы сможете уловить и меньшую разницу. Мастерство в деле определения видимой звездной величины, как и в любом другом деле, приходит с опытом, а опыт – с практикой. Опытный наблюдатель переменных звезд легко определит блеск звезды с точностью до 0,1m, а некоторые доводят эту точность и до 0,05m. Тренированный человеческий глаз – не такой уж безнадежно плохой измерительный прибор!

Переменные звезды делятся на ряд классов.

Во-первых, это затменно-переменные, то есть двойные звезды, периодически затмевающие друг друга полностью или частично. Само собой разумеется, это происходит лишь в том случае, когда мы находимся почти точно в плоскости орбит двойной системы. Классическим примером затменной переменной звезды является Алголь (β Персея). Период равен 2 суткам 20 часам и 49 минутам (2,86731 суток). Процесс затмения длится около 10 часов: пять часов блеск Алголя падает, а затем на протяжении пяти часов растет. Во время затмения Алголь из второй по яркости звезды созвездия Персея, имеющей блеск 2,12m, превращается в невзрачную звездочку 4-й звездной величины. Некоторые изменения общего блеска двойной системы вне затмений являются следствием того, что компоненты системы подсвечивают друг друга и наблюдаются как бы в разных фазах наподобие Луны. В системе имеется еще и третья звезда, обращающаяся вокруг первых двух по большей орбите и не влияющая на кривую блеска.

Иногда встречаются звезды типа Алголя, у которых обе компоненты имеют почти равные размеры и блеск. Тогда первичный и вторичный минимумы имеют почти равную глубину, как, например, у WW Возничего. При круговой орбите кривая блеска симметрична, то есть промежутки времени между первичным и вторичным минимумами блеска, а также между вторичным и последующим первичным – одинаковы и равны половине периода обращения.

Если же орбита эллиптическая, то первичный и вторичный минимумы расположены асимметрично. Такова, например, двойная система RU Единорога. Любопытно, что орбита, по которой движутся ее компоненты, медленно поворачивается в ее плоскости, из-за чего кривая блеска прогрессивно меняет свой вид: вторичный минимум понемногу смешается относительно первичного. К сожалению, очень понемногу по человеческим меркам, но если вы построите кривую блеска этой звезды и повторите ту же процедуру лет через 20, то заметите разницу.

Другой яркий пример затменно-двойной звезды – β Лиры. Ее период равен 12,914 суткам. Эта звезда меняет блеск плавно, что обусловлено главным образом нешарообразностью компонент. Их взаимное тяготение настолько велико, что обе звезды системы имеют форму эллипсоидов. Изменение блеска в пределах периода составляет около 0,8m и может быть зафиксировано самым неопытным наблюдателем.

Еще один объект того же рода – W Большой Медведицы с периодом обращения немногим более 8 часов (0,3336384 суток). Здесь обе компоненты почти одинаковы по физическим характеристикам, из-за чего в одном периоде наблюдаются два минимума практически равной глубины.

В настоящее время известно более 30000 затменно-переменных звезд. Разумеется, нет смысла перечислять их здесь: всю нужную информацию можно найти в Интернете. Затменные переменные – это те объекты, с которых, пожалуй, лучше всего начать наблюдателю, увлеченному темой переменных звезд. Изменения их блеска часто вполне достаточны для визуального обнаружения, а периоды, как правило, не слишком велики.

Принципиально иной класс переменных звезд – цефеиды. Это пульсирующие гиганты с периодами колебаний от 1,5 до 60 суток. В других галактиках периоды цефеид могут достигать даже 218 суток, но в нашей Галактике таких уникумов пока не найдено. Амплитуды колебаний блеска цефеид достигают полутора звездных величин, но могут быть и гораздо меньше. Например, Полярная звезда (α Малой Медведицы) – цефеида с периодом колебаний блеска, равным 3,9698 суток, и малой амплитудой: всего лишь от 2,64mдо 2,50m. Сумеете ли вы визуально «открыть» переменность Полярной? Испытайте себя.

У δ Цефея – звезды, в честь которой данный тип переменных звезд получил свое название – размах колебаний блеска побольше: от 3,48m до 4,37m, а период равен 5,3663 суткам. Кстати, у этой цефеиды имеется спутник 7,5m, доступный для наблюдений в небольшой телескоп.

Похожа на нее звезда η Орла – первая из открытых (еще в XVIII веке) цефеид. Ее блеск меняется от 3,48m до 4,39mс периодом 7,1766 суток. Еще несколько примеров ярких цефеид: ς Близнецов (3,6m– 4,2m, 10,1494 сут.), XЛебедя (5,8m – 6,9m, 16,3857 сут.), SUКассиопеи (5,7m – 6,2m, 1,9493 сут.), Т Единорога (5,6m – 6,6m, 27,0245 сут.), YСтрельца (5,2m – 6,2m, 5,7734 сут.), TЛисички (5,4m – 6,1m, 4,4355 сут).

Колебания блеска цефеид не синусоидальны. Для них характерны довольно быстрый рост светимости и существенно более медленный спад блеска после максимума. Количество цефеид, которые может наблюдать любитель, намного меньше количества доступных его телескопу затменных переменных. Связано это с тем, что кратность чрезвычайно распространена в мире звезд, а цефеид реально мало. Они являются старыми звездами с уже выгоревшим в их ядрах водородом, переместившимися с главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рессела (известной также под названием диаграммы «спектр – светимость») в область гигантов. Но даже в этом относительно кратковременном периоде существования звезды фаза цефеиды является лишь эпизодом. Вдобавок не все старые звезды имеют шанс хоть ненадолго стать цефеидами. Массивные звезды не становятся ими никогда.

Отдельную подгруппу составляют карликовые цефеиды, относящиеся к карликам главной последовательности. Уже из этого факта следует, что это звезды низкой светимости. Их периоды заключены в диапазоне от 0,055 до 0,2 суток, а амплитуды колебаний блеска чаще всего находятся в пределах 0,2m – 0,7m. Первая из таких звезд, CY Водолея, была открыта лишь в 30-е годы прошлого века. Ее период равен всего лишь 88 минутам. Для любительских наблюдений в бинокль или небольшой телескоп подходят карликовые цефеиды CYВодолея и VZ Рака.

Другой тип переменных звезд – долгопериодические переменные типа Миры Кита, или мириды. Их периоды велики и находятся в пределах 90 – 730 суток, зато амплитуды изменения блеска могут превышать 10 звездных величин! Все мириды – красные сверхгиганты; чем выше их светимость, тем продолжительнее период. Кривые их блеска в первом приближении синусоидальны, хотя бывает и так, что рост светимости происходит быстрее, чем спад, а у некоторых мирид наблюдаются вторичные максимумы. Строго говоря, мириды не являются однородной группой объектов. Известно около 6 тысяч классических мирид и около 3 тысяч полуправильных долгопериодических переменных звезд. Это легкие объекты для наблюдений, но для построения кривых их блеска понадобится много времени.

Мириды получили свое название от звезды Омикрон Кита, прозванной Мирой, то есть Удивительной. Ее видимая звездная величина в максимуме цикла составляет в среднем 3,5m, но в некоторых циклах может доходить до 2,0m. В минимуме светимость звезды падает до m = 8,6...10,1.

Вот некоторые другие яркие мириды с указанием перепадов блеска и усредненной величины периодов:

R Водолея: m= 5,8 – 12,4; P = 389 сут.

Т Цефея: m = 5,2 – 11,3; P = 402 сут.

χ Лебедя: m = 3,3 – 14,2; P = 408 сут.

R Гидры: m= 3,5 – 10,9; P = 389 сут.

R Льва: m= 4,4 – 11,3; P = 314 сут.

U Геркулеса: m= 6,4 – 13,4; P = 406 сут.

R Треугольника: m = 5,5 – 12,6; P = 266 сут.

U Овна: m = 5,4 – 13,4; P = 371 сут.

U Ориона: m= 5,3 – 12,6; P = 372 сут.

R Орла: m= 5,7 – 12,0; P = 291 сут.

R Кассиопеи: m= 5,5 – 13,0; P = 431 сут.

Обращаю внимание читателя на то, что периоды мирид могут «гулять» в пределах до десятков дней. Но тем интереснее их наблюдать!

Существует и промежуточный тип между миридами и цефеидами. Это звезды типа RV Тельца с периодами колебаний блеска, заключенными в пределах 30 – 150 суток. Среди них есть две звезды, доступные для наблюдений в скромный телескоп или бинокль: это AC Геркулеса (P = 75,5 суток) и R Щита (P= 144 суток). У этих звезд своеобразная кривая блеска, имеющая два минимума различной глубины, первичный и вторичный, и два максимума разной высоты, главный и вторичный. Бывает и так, что первичный и вторичный минимумы меняются ролями и вся переменность как бы смещается на половину периода. Случаются и промежутки между периодами, в течение которых звезда меняет свой блеск совершенно неправильно.

В целом количество типов переменных звезд довольно велико. Есть вспыхивающие переменные типа UБлизнецов (карликовые новые), быстро пульсирующие переменные типа RRЛиры, вспыхивающие переменные типа UV Кита (к которым, кстати, относится знаменитая Проксима Центавра), переменные типа Т Тельца, фуоры, антифуоры и так далее. Некоторые из этих звезд успешно и с пользой для науки наблюдаются любителями.

Отдельная тема – новые и сверхновые звезды. Новые вспыхивают сравнительно редко, и каждое такое событие, если оно впервые фиксируется любителем (что порой случается), есть повод для последнего гордиться собой, а то и оставить свое имя в летописи астрономии. Новые всегда вспыхивают в тесных звездных системах, где одна из компонентов – белый карлик, а вторая – красный карлик. Под влиянием тяготения белого карлика вещество с красного карлика перетекает сначала в аккреционный диск, а затем падает на белый карлик, разогреваясь при этом. Когда накопится некоторая «критическая масса», на поверхности белого карлика происходит ядерный взрыв. Светимость звезды при этом подскакивает на десяток звездных величин, а затем более или менее быстро – у каждой новой по-своему – снижается до первоначального уровня. Если спутником белого карлика выступает красный гигант, то говорят о новоподобных звездах. В обоих случаях имеет место периодичность вспышек. Периоды исчисляются как минимум десятками лет. Характерный пример новой звезды – Т Северной Короны. Последняя вспышка этой звезды (обнаруженная, кстати, любителем из СССР) наблюдалась в 1946 году спустя 80 лет после предыдущей вспышки. На пике светимости звезда имела блеск 2,5m. В минимуме блеска это слабая звездочка 10,8m. По-видимому, близится следующая вспышка Т Северной Короны. Не упустите ее.

У сверхновых звезд нет периодичности по той причине, что звезда при вспышке разрушается. Что бы ни осталось в итоге на ее месте – нейтронная звезда, черная дыра или вообще ничего, – факт остается фактом: звезды в прежнем виде больше не существует, а значит, вспышка сверхновой – явление разовое. На ее повторение рассчитывать не приходится. Зато и светимость звезды – уже бывшей – при вспышке может вырасти на 18-20 звездных величин!

По-видимому, последней сверхновой, вспыхнувшей в нашей Галактике и наблюдавшейся оптическими методами, была сверхновая Кеплера[2] (1604 г.), имевшая в максимуме блеска яркость -2,5m. Вообще-то в нашей гигантской Галактике вспышки сверхновых должны наблюдаться гораздо чаще, но пылевая толща, протянувшаяся по галактическому экватору (внутри которой мы и находимся), делает многие сверхновые ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Из наблюдений молодых радиоистичников следует, что около 1868 г. в созвездии Стрельца вспыхнула, возможно, последняя на сегодняшний день сверхновая в нашей Галактике. В оптическом диапазоне ее никто не видел.

Некоторые люди, плохо понимающие теорию вероятностей, думают, что поскольку вспышек сверхновых в Галактике не было уже давно, значит, вероятность вспышки в ближайшем будущем высока. Они ошибаются: вероятность такого события не выше и не ниже, чем всегда. Небезынтересно другое: обнаружить яркую сверхновую в принципе может и любитель, причем имеет все шансы застать ее в непродолжительной фазе роста блеска. Сверхновая вспыхнет внезапно и притом в какой угодно части неба. В том числе там, куда в данный момент времени не направлен ни один профессиональный телескоп.

Из относительно близких и ярких звезд хорошими кандидатами в сверхновые считаются Эта Киля, недоступная для наблюдений на территории России, и всем известный красный сверхгигант Бетельгейзе (α Ориона). Есть шанс, что эти звезды вспыхнут как сверхновые в течение ближайшей тысячи лет, а значит, может быть, и завтра. Столь же вероятно, что вспышек этих звезд нам придется ждать десятки тысяч лет.

Ниоткуда, конечно, не следует, что именно эти, а не какие-нибудь другие звезды станут следующими яркими сверхновыми. В наблюдаемой любительскими (не говоря уже о профессиональных) средствами части Галактики предостаточно массивных звезд, приближающихся к трагическому – зато какому яркому! – финалу своего существования.

В других галактиках сверхновые, доступные наблюдателю с любительским телескопом средней или большой апертуры, вспыхивают достаточно часто – просто потому, что близких к нам галактик достаточно много. Порой случается несколько таких событий в год. Из ночи в ночь наблюдая галактики, можно оказаться первооткрывателем сверхновой. А впрочем, наблюдение галактик – одна из тем уже следующей главы.

[1] Здесь тот случай, когда бинокль имеет некоторое преимущество над телескопом. Но если вы наблюдаете с телескопом, то крайне желательно, чтобы он имел большое поле зрения и не страдал виньетированием.

[2] О наблюдениях сверхновой 1680 г. в созвездии Кассиопеи нет достоверных данных. Возможно, именно она была занесена Флемстидом в звездный каталог как 3 Кассиопеи. А может быть, и нет.

Глава 6. Наблюдение дип-скай объектов

Существуют – и в изрядном количестве – такие любители астрономии, которые считают, что дип-скай объекты – это да, а остальное не стоит особого внимания. С некоторыми оговорками я могу причислить к таким любителям и себя. Нет-нет, я прекрасно знаю, что и в других небесных объектах есть своя прелесть, и порой наблюдаю их, но если уж выпала ясная безлунная ночь, то грех не использовать ее для наблюдения дип-скай объектов. И пусть кто-нибудь пробурчит, что «выковыривание» слабых галактик в где-нибудь созвездии Эридана не стоит потраченной ночи, – я все равно останусь при своем мнении. Ведь эти маленькие невзрачные пятнышки еще надо отыскать на небе, а найдя – рассмотреть, чтобы сказать о них хоть что-нибудь: круглая галактика или вытянутая, со звездообразным ядром или без оного и т. д. Случается и так, что о галактике можно сказать лишь следующее: «Видна боковым зрением как слабое туманное пятно без подробностей» или даже: «На уровне глюка». Что ж! Не всё коту масленица, иногда приходится довольствоваться скромным уловом. Но дип-скайщика радует обнаружение и такого объекта. Пусть он открыл его не для человечества, а лишь для себя самого, но и это уже немало. Я уже упоминал о том, какую радость много лет назад мне доставило обнаружение в скромный 160-мм «ньютон» галактики Барнарда (NGC6822). Из-за низкой поверхностной яркости это непростой объект, для которого нужны темная ясная ночь, южные широты (в моем случае – Крым) и желание во что бы то ни стало найти эту галактику. Бьюсь об заклад, что Барнард получил больше удовольствия, чем я, но и мне досталось кое-что.

Впрочем, есть на небе и достаточно простые для наблюдения дип-скай объекты.

Напомню: к ним относятся галактики, шаровые скопления, рассеянные скопления, планетарные туманности, а также диффузные туманности и остатки взрывов сверхновых (последние часто объединяют с диффузными туманностями в один класс объектов). Что необходимо для успешного наблюдения возможно большего числа таких объектов?

Прежде всего – черное, незасвеченное небо без пыли и тумана в атмосфере. И, разумеется, апертура телескопа. Оба фактора важны примерно в равной степени, и какой из них поставить на первое место, а какой на второе, я не знаю. Большая апертура бесполезна при мутном, засвеченном небе, а малая апертура при хорошем небе покажет лишь то, на что способна, и не более. В итоге приходится изречь ужасную банальность: лучше всего большая апертура при хорошем небе!

Проще говоря, телескоп дип-скайщика должен иметь апертуру не менее 200 мм. На этом сходятся мнения большинства опытных наблюдателей. Некоторые эстеты, правда, утверждают, что нужна апертура по меньшей мере 300 мм, но это уже снобизм. Мнение снобов надо понимать так, что 300 мм лучше, чем 200 мм, и это чистая правда, но из нее не следует, что 200-мм телескоп слишком слаб и потому непригоден. С 200-мм (и даже несколько меньшей) апертурой при хорошем небе вам будут доступны многие сотни дип-скай объектов.

Телескоп дип-скайщика, склонного к визуальным наблюдениям, – это чаще всего «ньютон» на монтировке Добсона. Именно такая схема оптимальна по соотношению цены и апертуры. Достаточно крупный катадиоптрик на экваториальной монтировке, разумеется, не хуже – он просто существенно дороже.

«Добсон» с апертурой 200 мм и относительным отверстием не менее 1:6 удобен еще тем, что свободно может влезть в 100 – 120-литровый туристский рюкзак. Это очень ценное качество для тех, кто хочет наблюдать дип-скай объекты, не будучи владельцем ни дачи, ни автомобиля. В тот же рюкзак при грамотной укладке поместятся и палатка, и спальный мешок, и еще много чего. Кто-то скажет: ненужный экстрим. Отвечу: для тех, кто предпочитает уткнуться не в окуляр, а в планшет, наверное, да. Но это их проблемы.

Чаще всего для наблюдения галактик и диффузных туманностей используются малые и средние увеличения. Однако для объектов, разрешаемых на звезды или имеющих мелкие детали, нередко применяются большие увеличения. К таковым объектам относятся, например, рассеянные и шаровые скопления, а также планетарные туманности. Отсюда следует, что качество оптики телескопа для наблюдения подобных объектов по меньшей мере не должно быть сильно хуже, чем для планетных наблюдений. То же касается и юстировки. Плохая оптика и плохая юстировка годятся по сути только для обнаружения дип-скай объектов и рассматривания их общего вида, но не для выявления мелких деталей их строения.

Важнейшее условие – темновая адаптация зрения. Совершенно бессмысленно, выйдя из освещенного помещения или воспользовавшись фонариком без красного светофильтра, сразу же утыкаться в окуляр и начинать искать на небе туманности. Вы их не увидите, за исключением, может быть, самых ярких. Посидите спокойно в темноте, и сетчатка ваших глаз обретет необходимую чувствительность.

Сколько времени сидеть? Лучше всего не менее получаса. Допустим, в ясную безлунную ночь вы вышли из ярко освещенного помещения на наблюдательную площадку. В первую минуту вы увидите на небе лишь наиболее яркие звезды, но не сможете разглядеть даже Млечный Путь. Он начнет проявляться постепенно, по мере адаптации ваших глаз к темноте. Спустя 15 минут вы должны уже уверенно видеть полосу Млечного Пути со всеми ее неровностями и темными провалами. Собственно, начиная с этого момента уже можно начинать наблюдать простые дип-скай объекты. Но если выждать еще 15 минут, то острота вашего зрения увеличится еще минимум на одну звездную величину, а, возможно, и на две! Подождать лишние четверть часа стоит, если вы намереваетесь наблюдать слабые объекты и если поблизости нет источников света.

Заметим, что засветка, даже небольшая, ухудшает видимость туманных объектов намного сильнее, чем звезд. Если после темновой адаптации ваших глаз вы не сможете различать предметы на расстоянии более 5 метров от себя, но видите невооруженным глазом галактику М33 (хотя бы боковым зрением) – это очень хорошее, просто замечательное небо. Бывает и лучше, но за таким небом надо ехать за тридевять земель или лезть в горы.

Для манипуляций с телескопом и звездными картами наблюдателю туманностей нужен не просто красный фонарик, а тусклый красный фонарик. Нет ничего более досадного, чем внезапно вспыхнувшие фары автомобиля или щелкнувшая зажигалка какого-нибудь курильщика, случившегося поблизости.

При невозможности выехать туда, где засветка пренебрежимо мала, пользуйтесь при поиске слабых объектов куском черной материи, которым следует накрыть голову и фокусер.

Пригородное небо, не говоря уже о городском, мало пригодно для наблюдения туманных объектов. Однако порой выпадают – правда, редко – ночи исключительной прозрачности даже в ближнем Подмосковье. В такие ночи в атмосфере очень мало пыли и частичек влаги. Пусть свет от огней мегаполиса и городов-спутников по-прежнему безумно силен, но ему просто не на чем рассеиваться, кроме молекул воздуха. Подобное рассеяние очень невелико, и вред от него мал.

Как определить, годится ли небо для поиска дип-скай объектов? Тут у каждого собственные критерии, я расскажу о своих. Во-первых, после 15 минут пребывания в темноте я должен четко видеть над головой полосу Млечного Пути с ее основными подробностями. Если вижу, то перехожу к следующему этапу: пытаюсь рассмотреть какой-нибудь не самый простой, но и не чрезмерно сложный туманный дип-скай объект. Обычно это галактика. Во второй половине года удобно начать со спутника Туманности Андромеды М110. В отличие от яркой маленькой галактики М32, видимой в телескоп практически всегда, если видна сама Туманность Андромеды, М110 – более сложный объект. Эта продолговатая эллиптическая галактика имеет больший размер, чем М32, но меньшую поверхностную яркость и при плохом небе не обнаруживается. Если так и случилось, можно пока распрощаться с мыслью о наблюдении дип-скаев – не исключено, что не на всю ночь, а лишь на ее часть: можно ведь надеяться, что дымка рассосется и висящий в воздухе туман выпадет на почву росой. Если, напротив, галактика видна уверенно, это хороший знак. Можно на этом и остановиться, а можно навести телескоп еще и на маленькую эллиптическую галактику NGC404, находящуюся рядом с яркой звездой β Андромеды. Этот красный гигант носит имя Мирах (или Мирак), а галактика, расположенная в 7 угловых минутах от него, получила прозвище Призрак Мираха. И неспроста! Подобно призраку она может «пропасть», утонуть в ореоле звезды, и это значит, что условия для наблюдения дип-скай объектов плохи. Тут остается разве что утешить себя шуткой насчет «ошибки 404» и поискать объекты полегче. Напротив, если галактика NGC404 видна уверенно – условия хороши.

Весной можно протестировать небо по галактикам в созвездии Девы. Поскольку в этом созвездии находится ближайшее к нам скопление галактик, их там весьма много, и самых разных. Думаю, вы без особого труда найдете среди них подходящий для вашего телескопа объект, который при хорошем небе заметен, а при плохом – нет.

В качестве всесезонного (ну почти) тест-объекта можно порекомендовать, например, галактику NGC3077, находящуюся вблизи знаменитой пары галактик М81 и М82, а для малых (до 100 – 120 мм) апертур – большую спиральную галактику М101 малой поверхностной яркости или планетарную туманность М97. Все эти объекты находятся в Большой Медведице.

Очень хорошее небо сразу выдаст себя столь богатой россыпью звезд, что даже поиск давно знакомых созвездий окажется затруднительным – их рисунок утонет в «посторонних» звездах. В таком случае можно обойтись без тест-объектов и сразу начинать наблюдать то, что запланировано. В Средней полосе России, не говоря уже о Севере, такие ночи выпадают редко, зато на Юге вдали от городов и курортных центров они довольно обычны.

Поиск дип-скай объектов по-своему увлекателен. Если вы не лентяй с телескопом, снабженным системой GoTo, используйте при поиске объектов равнозрачковое (минимальное полезное) увеличение и ведите телескоп по небу, ориентируясь на опорные звезды и при необходимости сверяясь со звездной картой. Желателен окуляр с большим полем зрения. Бывает, что поиск объекта занимает продолжительное время, заставляя наблюдателя, мысленно чертыхаясь, вновь и вновь двигаться по одной и той же цепочке опорных звезд, но если объект все же обнаружен хотя бы в виде едва различимого пятна, то положительные эмоции, как правило, вытесняют мысли о пережитом неудовольствии. Случаются, увы, и неудачи: ну не видно объекта, и хоть ты тресни! Не помогают ни боковое зрение, ни покачивание трубы. Что ж, вы хотя бы попытались. Попробуйте повторить попытку в более прозрачную ночь...

Пожалуй, наиболее простые (и самые неинтересные, на мой личный вкус) дип-скай объекты – это рассеянные звездные скопления. Их очень много. Наиболее яркие из них можно наблюдать и при засвеченном небе, хотя бы даже с балкона городской квартиры. Классический пример – Плеяды (рис. 58). Разнообразие рассеянных скоплений велико: есть среди них богатые, содержащие несколько тысяч звезд, и крайне бедные системы из всего-то 5-6 звездочек, есть резко выделяющиеся на звездном фоне, а есть и тонущие в нем, есть рассеянные скопления, погруженные в туманность, есть молодые скопления, состоящие из бело-голубых звезд, и есть старые, где преобладают желтые и красные звезды, есть скопления, ярчайшие звезды которых образуют некий рисунок, иногда забавный...

Рис. 58. Рассеянное скопление М45 (Плеяды).

Рис. 59. Рассеянное скопление М11 "Дикие утки".

Большая апертура для наблюдения рассеянных скоплений чаще всего не так уж насущно необходима, а вот качественная оптика, наоборот, желательна. Ведь для подробного рассматривания многих рассеянных скоплений приходится использовать средние и даже большие увеличения. Попробуйте, к примеру, рассмотреть рассеянное скопление М11 «Дикие Утки» (рис. 59) с малым увеличением, а затем с большим. Не покажется ли вам, что вы наблюдаете два разных объекта?

Обязательно ведите дневник наблюдений! Чтобы не отрываться от окуляра и экономить время, можете воспользоваться диктофоном, но лишь в том случае, если вам потом будет не лень перенести важнейшие фрагменты своей надиктовки на бумагу или в текстовый файл. Отметьте в дневнике место и время наблюдения, тип телескопа, его апертуру и качество неба по шкале Пикеринга, Данжона-Куде или своей собственной. Лично я ставлю небу школьные оценки с плюсами или минусами, оценивая его пригодность на глаз. Такой способ отдает профанацией, но для любителей он в большинстве случаев пригоден.

Для чего нужен дневник? Увлекшись наблюдательной астрономией, вы очень скоро почувствуете, что не в состоянии удержать в памяти то множество объектов, которое вы уже успели «освоить», и будете вынуждены невольно возвращаться к уже пройденному. По мне, возвращаться к знакомым вам объектам, безусловно, следует, но не случайно, а осмысленно: при смене инструмента, ином месте наблюдения, ином качестве неба и т. д. Очень может быть, что вы совершенно иначе опишете объект, чем год или пять лет назад, и тогда вам будет интересно сравнить два описания. Ведите дневник, не пожалеете.

При наблюдении рассеянных скоплений следует оценить богатство скопления, его размеры, форму, суммарный блеск, цвет и блеск ярчайших звезд. А также записать все, о чем вы сочтете нужным упомянуть. Вы ведь любитель, а не профи. И если вам захочется оставить запись о том, что именно в момент наблюдения такого-то объекта вас напугал прошуршавший в траве ёжик, небо прочертил яркий метеор или над головой пролетела МКС, то кто станет возражать? Ваш дневник – ваша территория, и вы ее хозяин.

Для шаровых скоплений качество оптики имеет большее значение, чем для рассеянных. Не все шаровые скопления, доступные наблюдениям, разрешаются на звезды в любительский инструмент, но те, которые разрешаются, хорошо бы разрешить. Зрелище замечательное! Даже если скопление разрешается не до центра, а лишь по краям, наблюдателю все равно гарантировано удовольствие. Вид «алмазной пыли» завораживает. Однако нужны большие увеличения. Без них, а следовательно, без качественной оптики шаровое скопление предстанет просто более или менее рыхлым «снежком» с большей или меньшей концентрацией яркости к центру. Конечно, это уже кое-что, но ведь можно получить больше!

Шаровые скопления нашей Галактики – старые объекты, содержащие от нескольких десятков тысяч до нескольких миллионов желтых и красных звезд. Бело-голубые звезды встречаются в них крайне редко. Типичное шаровое скопление содержит порядка 100 тысяч звезд и имеет поперечник в несколько десятков световых лет.

В нашей Галактике насчитывается более 180 шаровых скоплений, из них 30% находятся в созвездии Стрельца, концентрируясь к направлению на галактический центр. Правда, в том же направлении находятся наиболее плотные пылевые облака, катастрофически ослабляющие блеск объектов, особенно находящихся по другую сторону галактического ядра, так что наблюдения многих шаровых скоплений Стрельца с любительскими средствами просто невозможны. Соседнее созвездие Змееносца богаче доступными шаровыми скоплениями, чем Стрелец. Если вас (с телескопом) занесет в место с географической широтой менее 50 градусов, от души советую вам потратить одну прозрачную ночь на наблюдения шаровых скоплений в Змееносце. Вряд ли вы пожалеете об этом.

На что нужно обратить внимание и что записать в дневник после того, как вы вволю налюбуетесь новым для вас шаровым скоплением?

Нужно оценить яркость скопления, его размер, форму (круглое, овальное или с какими-нибудь особенностями), степень конденсации, то есть концентрации яркости к центру. По последнему параметру шаровые скопления принято делить на 12 классов – от очень сплоченных скоплений I класса до чрезвычайно рыхлых скоплений XII класса. Скажем, шаровое скопление NGC5466, находящееся в Волопасе и упомянутое в 4-й главе первой части этой книги, относится к XII классу. Соответственно, оно имеет низкую поверхностную яркость и является сложным объектом при засвеченном небе.

Впрочем, будет совершенно достаточно, если вы оцените степень конденсации чисто субъективно, например: «очень конденсированное», «слабая конденсация» и т. п.

Обязательно попробуйте разделить скопление на звезды и, если это удастся, запишите, разрешилось ли скопление до центра или лишь по краям, какую величину и цвет имеют ярчайшие звезды, образуют ли они какую-нибудь фигуру и так далее.

С моей субъективной точки зрения, доступных шаровых скоплений в Галактике прискорбно мало. Это приятные объекты.

Планетарные туманности – еще один класс объектов, относящихся к дип-скаям. Вы, конечно, в курсе, что планетарными эти туманности названы из-за их сходства с атмосферами планет, а на самом деле это внешние слои старых звезд (красных гигантов), сорванные мощным излучением звездных ядер и расширяющиеся в пространстве со сравнительно небольшими скоростями порядка десятков км/с. В центре планетарной туманности всегда находится неяркая, но очень горячая звезда – бывшее ядро красного гиганта, будущий белый карлик. Обычно центральная звезда имеет блеск менее 14m и в небольшой любительский телескоп чаще всего вообще не видна, либо – как исключение – различается на пределе возможностей телескопа и глаза.

Чаще всего сброшенная оболочка звезды при разлете напоминает форму кольца, если смотреть вдоль оси вращения звезды, или песочных часов, если смотреть сбоку. Пример первого варианта – М57 в Лире (рис. 60), пример второго – М27 в Лисичке (рис. 61). Часто встречаются более сложные варианты, обусловленные не только тем, каким боком туманность повернута к нам, но и «физикой» сброса оболочки, наличием или отсутствием звезд-спутников, а также – в гораздо меньшей степени – плотностью и составом межзвездной среды.

Рис. 60. Планетарная туманность М57 "Кольцо".

Рис. 61. Планетарная туманность М27 "Гантель".

Природа излучения газа туманности – эмиссионная. Крохотная, но очень горячая центральная звезда разогревает вещество туманности до температур порядка 10000 градусов, заставляя его светиться. В целом планетарная туманность тем ярче, чем она моложе, а значит, компактнее. Очень часто поперечник ярких планетарных туманностей мал – всего лишь десятки угловых секунд. Исключение – близкие к нам объекты, такие как М27.

Яркие планетарные туманности могут выглядеть цветными при визуальном наблюдении в телескоп. Чаще всего преобладает зеленый цвет запрещенных спектральных линий ионизованного кислорода, но могут наблюдаться красные и голубые цвета. Яркость, цвет, размер, форма, какие-нибудь интересные особенности – вот что вы можете записать в дневник при наблюдении планетарной туманности. А вдруг вам удастся разглядеть центральную звезду?

Диффузные галактические туманности суть не один, а несколько классов объектов. Темные пылевые туманности выглядят как черные провалы в газовых облаках или на фоне звездных полей Млечного пути; мало кто из любителей увлечен их наблюдениями. Светлые туманности бывают эмиссионными, нагретыми излучением горячих звезд, и отражательными, они могут быть облаками газово-пылевой материи, где идет звездообразование, а могут быть остатками взрывов сверхновых. Из числа последних широко известна Крабовидная туманность, или М1 – довольно компактный объект. В противоположность ему, туманность Рыбачья Сеть[1] в Лебеде, также являющаяся остатком взрыва сверхновой, занимает на небе область в 3 градуса поперечником и благодаря своим размерам мало пригодна для телескопических наблюдений.

Бинокль – вот наиболее подходящий инструмент для наблюдения больших туманностей с малой поверхностной яркостью, таких как Рыбачья Сеть, Северная Америка и Пеликан в Лебеде, Калифорния в Персее (рис. 62) и других подобных объектов. Бинокль и черное прозрачное небо!

Рис. 62. Туманность NGC 1499 "Калифорния".

Но для наблюдения сравнительно небольших ярких туманностей телескоп незаменим. Туманности М8, М17 и М20 в Стрельце, знаменитая М42 в Орионе и некоторые другие раскроют детали своего строения лишь при большей, чем у бинокля, апертуре и большем увеличении.

Об увеличении телескопа при наблюдении туманных объектов следует сказать особо. Теория гласит, что при использовании вдвое более сильного окуляра площадь изображения объекта увеличится в 4 раза, а значит, в те же 4 раза уменьшится его освещенность. И теория права. Значит ли это, что при наблюдении протяженных объектов надо обязательно использовать минимальное полезное (равнозрачковое) увеличение?

Нет, не значит. Человеческий глаз устроен так, что из двух слабо освещенных объектов он легче различит более протяженный объект и отметит в нем большее количество деталей. Поэтому при наблюдении туманных объектов есть смысл применять не только малые, но и средние увеличения. Некоторые – но далеко не все! – объекты как раз лучше выглядят при увеличениях, превышающих равнозрачковое вдвое-втрое. Опытные наблюдатели давно сошлись во мнении, что для каждого протяженного туманного объекта, будь то галактическая туманность или далекая галактика, существует свое оптимальное увеличение. Оно также зависит от индивидуальных особенностей зрения наблюдателя.

При рассматривании в телескоп галактических туманностей иногда есть смысл применить и большое увеличение – например, в том случае, когда туманность содержит в себе рассеянное скопление или кратную систему.

В дневник запишите: яркость туманности, ее размер, форму, детали строения, какие-либо интересные особенности.

Галактики я сознательно оставил напоследок. Это мои любимые объекты, к тому же их на небе очень много. Я не имею в виду все 100 миллиардов галактик, находящихся в доступной наблюдениям части Вселенной; речь идет лишь о том, что может наблюдать любитель со своим – увы, далеко не профессиональным – оборудованием. Но и таких объектов на небе, поверьте, немало.

Уже 150-мм телескоп легко покажет вам сотню-другую галактик, а телескоп с апертурой 250 мм – многие сотни. Особенно много их весной, когда на юге достаточно высоко стоят созвездия Девы и Волос Вероники, где находятся два ближайших к нам богатых скопления галактик. В это же время года вблизи зенита проходит Большая Медведица, а по соседству с ней находятся созвездия Гончих Псов, Дракона, Малого Льва, Рыси и Жирафа, также очень богатые галактиками. Но и другие времена года могут кое-что предложить! К примеру, знаменитая Туманность Андромеды М31 – объект, который удобнее всего наблюдать в Средней полосе России начиная со второй половины лета, а еще лучше осенью.

Подавляющее большинство галактик совершенно бессмысленно наблюдать на недостаточно темном небе. До наступления полной темноты лучше развлечься наблюдениями объектов со значительно большей поверхностной яркостью – планет, ярких шаровых скоплений и ярких же планетарных туманностей. Луну не упоминаю; Луна – враг всякого наблюдателя дип-скай объектов, а галактик в особенности. Излишне говорить и о том, что чем дальше от места наблюдения находятся земные источники света и чем они слабее, тем лучше, а зрение наблюдателя должно быть в достаточной степени адаптировано к темноте.

Слово «призрачные» по отношению к галактикам избито, но другое слово подобрать трудно. Нередко бывает, что недостаточно адаптированный к темноте глаз не видит в поле зрения никакого дип-скай объекта, но по мере вглядывания вдруг – именно вдруг – «из ничего» сгущается некий призрак в виде слабо светящегося облачка круглой, овальной или веретенообразной формы. Тогда – ах – и замирает сердце! Это прекрасный миг.

Немало галактик имеет яркие небольшие, а то и вовсе звездоподобные ядра. Разумеется, такую галактику легче обнаружить на небе, но рассмотреть ее периферию часто не так-то просто.

Не так уж редко на небе попадаются и галактики иного рода – без яркого ядра и с низкой поверхностной яркостью по всей площади. Таковы, например, галактики NGC147 и NGC185 – дальние спутники Туманности Андромеды. Для обнаружения их в телескоп с небольшой апертурой даже в хорошую ночь придется постараться. Видимая звездная величина NGC185 составляет 9,3m, но размеры галактики значительны, а в итоге – низкая поверхностная яркость. Более тусклую NGC147 рассмотреть еще труднее, а порой трудно и обнаружить.

Как добиться успеха? Прежде всего нужно, двигаясь по опорным звездам, навести телескоп на заданный участок неба. Галактика где-то в поле зрения, но ее не видно. Вглядывайтесь! Закройтесь от земных источников света, если это необходимо. Все равно нет галактики? Попробуйте смотреть боковым зрением, то есть направляйте свой взгляд не на то место, где вы ожидаете увидеть галактику, а несколько в сторону. Опять неудача? Попробуйте чуть-чуть покачать трубу телескопа. Глаз человека устроен так, что ему легче заметить слабый движущийся объект, чем такой же, но неподвижный. Увидели?

Если нет, то еще рано отчаиваться. Попробуйте подышать всей грудью. И животом тоже. Я серьезно. Неопытный наблюдатель, прильнув к окуляру, нередко задерживает дыхание, а делать этого нельзя ни в коем случае, чтобы не уменьшить чувствительность зрения. Любую ткань организма надо питать кислородом, а глаза и подавно. Фразу «дышите глубже, вы взволнованы» Ильф и Петров вполне могли бы адресовать наблюдателям слабых протяженных объектов.

Не помогает и усиленное дыхание? Вы готовы отчаяться, плюнуть и навести телескоп на объект полегче? Попробуйте сначала еще одно средство: положите в рот кусочек сахара или карамельку. Клетки глазного дна и сосуды надо не только снабжать кислородом, но и кормить. Какой-нибудь легко усваиваемый углевод – то, что надо. Ваше зрение благодарно отзовется на подкормку уже через несколько минут, в течение которых было бы полезно посидеть с закрытыми глазами. Ну как, получилось?

Если нет, ну что ж – по крайней мере вы честно пытались. Отложите этот объект до лучшей ночи.

Те же приемы полезны для того, чтобы разглядеть детали в более ярких галактиках, скажем, пылевые прослойки или, еще лучше того, спиральные рукава. Вспомните, что говорилось об увеличении, и попытайтесь разглядеть больше, поставив окуляр посильнее. Возможно, будет польза, а возможно, и нет, но попытаться стоит.

В дневник наблюдений запишите: яркость, размер и форму галактики, наличие или отсутствие яркого ядра, любые детали, которые вам удастся рассмотреть, а также ближайшее окружение объекта (другие галактики, звезды переднего фона и др.). Если обнаружение галактики потребовало от вас каких-либо ухищрений вроде описанных выше, укажите и их. Эти записи могут пригодиться вам впоследствии, когда вы вновь вернетесь к этому объекту с другим телескопом, в другом месте или просто в другую ночь. Любопытно будет сопоставить. Просто удивительно, насколько два описания одного и того же объекта, сделанные одним наблюдателем, но в разных условиях, могут отличаться друг от друга! Порой сильнее, чем описания того же объекта, сделанные в разных условиях разными наблюдателями!

О борьбе с условиями наблюдения, коль скоро они неблагоприятны, следует сказать особо. Конечно, наблюдатель дип-скай объектов не может бороться с облаками, туманом, запыленностью и турбуленцией, но ему вполне по силам побороться с засветкой при помощи дип-скай фильтров. Что это такое?

Конструктивно эти фильтры выполнены точно так же, как и обычные цветные фильтры, то есть в виде насадки на окуляр. И смысл их работы в общем-то тот же: пропускание световых волн определенных длин и непропускание волн других длин. Но есть тонкости.

Предположим, мы рассматриваем в телескоп некую газовую туманность или, допустим, комету. В спектре этих объектов основное излучение приходится на волны определенной длины. Например, свет, идущий от эмиссионных туманностей, наиболее интенсивен в линиях излучения водорода Hα – 656,3 нм и Hβ – 486,1 нм, а также дважды ионизованного кислорода OIII – 495,9 нм и 500,7 нм. Имеется прямой резон пропустить свет этих длин волн сквозь полосовой (пропускающий) фильтр и вырезать тем же фильтром все остальные участки спектра в видимом диапазоне. Само собой, яркость объекта фильтр не увеличит – наоборот, он ее слегка ослабит, – зато гораздо сильнее он ослабит световой фон неба (в предположении, что источники паразитной засветки имеют непрерывный спектр), и таким образом контрастность изображений будет повышена. Как следствие, станут доступны более слабые объекты, поверхностная яркость которых едва-едва выше фона неба.

С галактиками иная ситуация: их спектр непрерывен, а значит, единственный по сути путь борьбы за повышение их контрастности сводится к наблюдению их в том диапазоне длин волн, где нет или почти нет спектральных линий паразитной засветки. Да, яркость галактики при этом заметно снизится, но фон неба будет ослаблен еще больше, а значит, выигрыш налицо. Выигрыша не будет лишь в случае паразитной засветки от ламп накаливания, также имеющих непрерывный спектр. Но в наше время уличные фонари снабжены совсем другими лампами, а ведь именно они являются главными источниками засветки неба.

Было бы хорошо вырезать их основные спектральные линии режекторным фильтром, но – увы и ах! – основная доля излучения натриевых и ртутных ламп не сосредоточена в узких линиях, а приходится на достаточно широкую полосу спектра: 550 – 630 нм для натриевых (желтых) ламп и 405 – 436 нм, а также 540 – 630 нм для ламп ртутных. Вдали от искусственной засветки все равно имеется – правда, довольно слабое – свечение ночного неба преимущественно в диапазоне 560 – 630 нм благодаря возбуждению атомов кислорода космическими частицами. В итоге приходится использовать все-таки полосовые фильтры.

Их три вида: широкополосные, узкополосные и монохроматические.

Широкополосные фильтры, как правило, пропускают свет в диапазоне 430 – 550 нм. Их главное назначение – борьба с искусственным световым загрязнением в городах и близ оных.

Узкополосные фильтры пропускают свет в пределах 480 – 520 мм. Эти фильтры значительно увеличивают контрастность многих туманностей и потому широко распространены среди любителей астрономии. Типичные представители этих фильтров – те, в названии которых имеется маркировка UHC.

Монохроматические фильтры имеют очень узкую полосу пропускания и предназначены для рассматривания небесных объектов в наиболее интересных спектральных линиях. Это фильтры OIII и Hβ.

Для начинающего наблюдателя дип-скай объектов дам совет: не торопитесь с покупкой полного набора дип-скай фильтров. При наблюдении в местности, лишенной паразитной засветки, фильтры вам могут и вовсе не понадобиться. Если же засветка присутствует, довольно глупо «караулить» идеальную ночь с атмосферой высокой прозрачности – она может наступить еще очень нескоро. Тут фильтры помогут делу. И если вы пока еще не знаете, какие из них подходят вам более всего, остановите для начала свой выбор всего на двух фильтрах: UHC и OIII.

[1] Эта туманность носит также имя Вуаль, каковое не кажется мне очень уж удачным. Вуалеобразных туманностей на небе много, а Рыбачья Сеть – одна.

Глава 7. Каталог Мессье и другие дип-скай объекты на первое время

1

Шарль Мессье был астрономом по профессии, а по увлечению – охотником за кометами. Эта категория наблюдателей существовала в XVIII веке, когда жил и работал Мессье, существует она и теперь. Что тут скажешь? Чужие пристрастия надо уважать, если только они никому не мешают. А обнаружить на небе новую хвостатую странницу, опередив других ловцов комет, и дать ей свое имя – это ли не награда за труды? Короче говоря, Мессье увлеченно и весьма трудолюбиво обшаривал небо в телескоп в поисках слабых туманных пятнышек и действительно открыл по меньшей мере 13 комет. Ему мешали туманные небесные объекты, не перемещавшиеся, в отличие от комет, относительно звезд. Некоторые из них как раз были похожи на кометы: звездообразное ядро, туманная оболочка... Беда в том, что кометами они заведомо не являлись. Мы не знаем, сколько раз Мессье досадовал на то, что «открыл» давно известную астрономам туманность, и какие слова при этом произносил, но итог был закономерен: чтобы облегчить себе жизнь, Мессье создал каталог туманных объектов, похожих на кометы, но кометами не являющихся.

Каталог Мессье был не первым каталогом такого рода, но на момент выхода его второго издания (1784 г.) он являлся наиболее полным. В нем насчитывалось 103 объекта, около 60 из которых были открыты самим Мессье. Впоследствии в каталог были добавлены еще 7 объектов, и общее их количество достигло 110. В каталоге Мессье числятся 6 галактических туманностей, 4 планетарные туманности, 28 рассеянных звездных скоплений, 29 шаровых скоплений, 40 галактик и 3 иных объекта. В нескольких случаях Мессье указал неверные координаты объекта, и позднейшим астрономам пришлось потрудиться, чтобы понять, какие же объекты он, собственно, наблюдал. Таких объектов четыре: М47, М48, М91, М102. Неясность относительно М102 сохраняется и по сей день.

Несмотря на это, а также на то, что в каталог попали не все яркие туманные объекты, северного неба, каталог Мессье пользуется популярностью и поныне – главным образом, правда, среди любителей астрономии, однако и профессионалы нередко предпочитают употреблять короткие обозначения Мессье вместо более длинных обозначений каталога NGC (New General Catalogue). Ведь правда же гораздо проще сказать или написать, например, М2 вместо NGC7089?

Какую-либо логику в построении каталога Мессье усмотреть трудно. Автор каталога просто помещал туда объекты по принципу собственного удобства. Нет ранжирования ни по типу объектов, ни по их яркости, ни по положению на небе. Внимательный читатель обнаружит лишь одну закономерность: чем ближе к концу каталога, тем больше в нем трудных для наблюдения в небольшой телескоп объектов. Но и тут можно говорить лишь о тенденции, а не о строгом правиле. Впрочем, убедитесь сами. Ниже приведен перечень объектов каталога Мессье с краткой характеристикой каждого. Упомянуты лишь те свойства объектов, которые насущно важны для наблюдателя.

Примечание: в других источниках вы можете найти иные значения видимых звездных величин и угловых размеров представленных ниже дип-скай объектов. Разница может превышать одну звездную величину! Связано это с несколькими обстоятельствами, и вот одно из них: часто трудно точно определить размеры галактики или шарового скопления и решить вопрос: включать в них слабое внешнее гало или нет? И учитывать ли слабую периферию при определении визуальной звездной величины объекта? Я пользовался данными, кажущимися мне – лично мне – наиболее адекватными.

М1 – Крабовидная туманность в Тельце. Остаток сверхновой 1054 года. Совершенно непонятно, почему А.С. Лабузов, автор книги «Наблюдение галактик, туманностей и звездных скоплений» дает такое определение этой туманности: «Очень слабый туманный клочок». Видимая звездная величина этого овального «клочка» равна 8,4m, а угловые размеры 6*4', то есть поверхностная яркость объекта не слишком мала. При хорошем небе он вполне доступен небольшому телескопу, а в рефлектор с апертурой от 150 мм можно различить в «Крабе» темный «залив», делающей туманность похожей на рачью или крабью клешню (отсюда и название). Впрочем, некоторые считают, что форма туманности напоминает не клешню краба, а его панцирь.

Рис. 63. Крабовидная туманность

М2 – яркое шаровое скопление в Водолее. Видимая звездная величина 6,5m, угловой размер 16'. Довольно большое, чуть вытянутое, сильно конденсированное, с ярким плотным ядром. При апертуре от 150 мм и увеличениях свыше 100 крат разрешается по краям на звезды. Приятный объект.

М3 – яркое (6,3m), почти круглое, очень большое (38') и богатое шаровое скопление в Гончих Псах близ границы с Волопасом. Уже при апертуре 100 мм разрешается по краям на звезды, а при апертуре от 250 мм разрешается до центра. Объект, несомненно, приятный, но какой-то особой «изюминки» не содержит и очень уж красивым лично я его не назвал бы.

М4 – яркое (5,6m) благодаря близости к нам (расстояние 7200 световых лет) шаровое скопление в Скорпионе рядом с Антаресом. Очень большое (36') и рыхлое, с невысокой конденсацией и неправильной структурой ядра. Легко находится на вечернем, еще не совсем темном небе. Замечательный объект. Немного в стороне от условной линии, соединяющей М4 и Антарес, ближе к Антаресу, находится менее яркое (9,0m) и куда менее крупное (7,4') шаровое скопление NGC 6144.

М5 (рис. 64) – большое (23') и яркое (5,6m) шаровое скопление в созвездии Змеи (недалеко от границы Хвоста Змеи и Девы). Весьма значительное по размерам (поперечник 165 св. лет) и массе (до 2 млн. масс Солнца), но содержащее, по-видимому, не более 500 тыс. звезд. Несколько вытянутое. Конденсация средняя. При апертуре 100 мм разрешается на звезды по краям, а в 200 мм – почти до центра. При этом цепочки звезд напоминают лапы какого-то членистоногого создания. Замечательный объект.

Рис. 64. Шаровое скопление М5.

М6 – рассеянное скопление Бабочка в Скорпионе. Размер 25', видимая звездная величина 4,2m. Содержит около 80 звезд, наиболее яркие из которых действительно выстроены в фигуру, напоминающую бабочку. Приятный объект.

М7 – рассеянное скопление в Скорпионе, известное также как Скопление Птолемея. Содержит около 100 звезд общей яркостью 3,3m. Ярчайшая звезда 5,6m. Угловой поперечник более 1 градуса. К сожалению, скопление проецируется на самую гущу Млечного Пути, из-за чего много теряет в привлекательности.

М8 – туманность Лагуна в Стрельце. Большое (90*40') и яркое (5,0m) облако межзвездного газа, содержащее также рассеянное скопление. В ясную ночь видно невооруженным глазом как слабое туманное пятнышко. Даже маленький телескоп покажет саму туманность и скопление немного в стороне от ее яркой части, а в инструмент с апертурой от 150 мм уже можно разглядеть пылевую полосу, делящую туманность на две части. Поистине замечательный объект! Для различения более мелких деталей строения туманности желательны апертура от 200 мм, темновая адаптация глаза и дип-скай фильтры.

Рис. 65. Туманности М8 Лагуна (внизу) и М20 Триффид.

М9 – не очень большое (12') и не слишком яркое (7,7m) шаровое скопление в Змееносце. Форма – слегка искаженная сфера. Конденсация значительная, из-за чего поперечник скопления кажется меньшим, чем есть на самом деле. В 200-мм телескоп края скопления уверенно разрешаются на звезды, но центр остается сплоченным.

М10 – яркое (6,6m) и довольно большое (20') шаровое скопление в Змееносце. Конденсация средняя. Практически круглое, но кажется, что наиболее яркая его часть немного смещена относительно центра. При апертурах от 150 мм разрешается до центра. Приятный объект, притом находящийся в центральной части созвездия Змееносца и потому доступный наблюдениям в Средней полосе России в летний период.

М11 – рассеянное скопление «Дикие Утки» в созвездии Щита. Очень плотное, компактное (14'), общей яркостью 5,8m. Содержит более 2000 звезд. В небольшие телескопы выделяется «клин» наподобие стаи летящих уток. При апертурах 150 – 200 мм с большими увеличениями вид скопления преображается. Мерещится даже, что «звездная пыль» в скоплении закручена в спирали. Замечательный объект!

М12 – шаровое скопление в Змееносце неподалеку от М10. Тоже яркое (6,7m) и довольно большое (16'), но отличающееся от М10 меньшей плотностью и меньшей конденсацией. Круглое. При апертурах от 150 мм разрешается до центра. Окружено яркими звездами фона. Приятный объект.

М13 (рис. 66) – шаровое скопление в Геркулесе. Наверное, это самое известное шаровое скопление северного неба. Большое (23') и весьма яркое (5,8m). Ищется на небе очень легко, поскольку расположено почти точно на одной из сторон трапеции, составляющей центральную часть созвездия Геркулеса. При очень хорошем небе видно невооруженным глазом. Умеренно конденсированное. Круглое. Исключительно приятный объект. Распадается на звезды по краям уже при 70-мм апертуре, но для разрешения до центра требуется апертура от 250 мм. При наблюдении в небольшой телескоп наблюдатель зачастую видит темный «трехлопастный пропеллер» с «осью» близ ядра скопления, но при использовании более крупного телескопа «пропеллер» исчезает. В полуградусе от М13 находится спиральная галактика NGC6207. Она неяркая (11,4m) и в любительский телескоп выглядит просто маленьким продолговатым пятнышком, но начинающему наблюдателю стоит ее поискать, чтобы оценить возможности своего инструмента и свою квалификацию.

Рис. 66. Шаровое скопление М13. Если приглядеться, можно различить "трехлопастный пропеллер".

М14 – шаровое скопление в Змееносце, уступающее своим соседям М10 и М12 яркостью (7,6m) и размерами (11'). Слегка эллиптическое, со значительной конденсацией. Разрешается лишь по краям при апертурах не менее 200 мм. Вместе с М10 и М12 может наблюдаться летом в Средней полосе России.

М15 – шаровое скопление в Пегасе близ границы с крохотным созвездием Малого Коня. Яркое (6,2m), круглое, поперечник 18', но кажется меньше из-за большой концентрации звезд к центру. Одно из самых плотных шаровых скоплений Млечного Пути. Легко разрешается по краям даже в небольшие телескопы, но для разрешения центра требуются значительные апертуры. Приятный объект. Находится на продолжении условной линии, связывающей звезды θ и ε Пегаса.

М16 – рассеянное скопление и эмиссионная туманность в южной части созвездии Змеи близ границы с созвездием Щита. Состоит из 50-60 звезд общей яркостью 6,0m на участке поперечником 7'. Активная область звездообразования. Известна также как туманность Орел, поскольку дымка туманности напоминает расправленные крылья орла. Для того чтобы различить знаменитые пылевые столбы в виде темных провалов, требуется апертура от 300 мм и очень хорошее небо.

М17 – яркая, необычной формы туманность Омега в Стрельце (6,0m, 11'). Вытянутая, содержит пылевые области. При малых увеличениях напоминает хвост кометы. Содержит рассеянное скопление из 35 звезд. Интересный объект.

М18 – рассеянное скопление в Стрельце с яркостью 6,9m (по другим оценкам 7,5m), известное также под именем Черный Лебедь. Расположено всего в 1 градусе к югу от М17. Группа молодых звезд, образующих на небе V-образную фигуру поперечником 9'. Всего в скоплении около 20 звезд. К сожалению, это скопление, как и все объекты Стрельца, расположено в самой гуще Млечного Пути, что несколько мешает оценить его красоту.

М19 – шаровое скопление в Змееносце. Яркое (6,8m), большое (17'), конденсированное, слегка эллиптическое. Разрешается на звезды по краям при апертурах от 200 мм. Приятный объект для наблюдений с крупным телескопом, однако расположенный в южной части созвездия и поэтому практически недоступный наблюдателям в Средней полосе России.

М20 – Тройная эмиссионно-отражательная туманность в Стрельце, она же Трехдольная, она же Триффид. Содержит молодые горячие звезды, которые большей частью не видны, а также протозвезды. Находится немного севернее М8. Видимая звездная величина 6,3m, поперечник 28'. В центре туманности находятся радиальные пылевые прожилки, делящие туманность на 3, а если вглядеться, то и на 4 сектора, что хорошо заметно уже в 150-мм «ньютон». Интересный объект.

М21 – рассеянное скопление в Стрельце. Содержит два десятка звезд, доступных небольшому любительскому телескопу (а всего около 50). Видимая звездная величина 6,5m, поперечник 13'.

М22 – очень яркое (5,1m) и большое (около 30') шаровое скопление в Стрельце. Круглое, с умеренной конденсацией. При хорошем небе заметно невооруженным глазом как слабая туманная звездочка. Легко разрешается на периферии, демонстрируя цепочки звезд, как бы вылетевшие из ядра. При апертуре от 100 мм и больших увеличениях разрешается и до центра. Превосходный объект.

М23 – богатое (около 150 звезд) рассеянное скопление в Стрельце. Видимые размеры 27'. Наиболее яркая звезда имеет блеск 9,2m, а все скопление – около 6,9m. В некоторых источниках указан более яркий блеск, что, вероятно, связано с тем, что М23 проецируется на полосу Млечного Пути.

М24 – звездное облако Стрельца. Яркий (3,1m) кусок Млечного Пути как раз в той области неба, где звезды ядра Галактики и внутреннего рукава кое-где просвечивают сквозь пылевые облака. Форма продолговатая, длина до 2 градусов. Содержит рассеянное скопление NGC6603, состоящее примерно из 30 звезд.

М25 – рассеянное скопление в Стрельце. Видимая звездная величина 4,6m, поперечник около 30'. В бинокль видно не более 15 звезд, но уже в 150-мм телескоп – до полусотни. В состав скопления входит цефеида U Стрельца.

М26 – рассеянное скопление в Щите. Видимая звездная величина 8m, размер 15'. Ярчайшая звезда имеет блеск всего лишь 11,9m. В отличие от великолепного скопления М11, его соседа, М26 выглядит довольно невзрачно, а при малых апертурах оно и вовсе едва заметно.

М27 – знаменитая планетарная туманность Гантель в созвездии Лисички. В некоторых переводных источниках она названа туманностью Гантеля, как будто был такой астроном – Гантель. Больше всего туманность похожа не на современную гантель (в позапрошлом веке и ранее гантели были другие), а на огрызок яблока. Видимая звездная величина 7,4m, размер 8*6'. Форму туманности можно разглядеть в телескоп с апертурой от 80 мм. Владельцы крупных инструментов могут отметить слегка зеленоватый цвет туманности. Превосходный, очень популярный объект. Центральная звезда имеет яркость 13,5m.

М28 – шаровое скопление в Стрельце. Яркость 6,9m. Круглое, с ярким и плотным ядром. Видимый размер 11', но кажется меньше из-за значительной конденсации. Начинает разрешаться по краям на звезды при апертурах от 150 мм.

М29 – рассеянное скопление в Лебеде. Яркость около 7m, размер 7'. Всего лишь 7 одинаково ярких звезд и более сотни гораздо более тусклых, которых крайне трудно выделить на фоне Млечного Пути.

М30 – шаровое скопление в Козероге. Видимая звездная величина 6,9m, размер 11'. Круглое. Конденсированное, с очень плотным ядром. Разрешается на звезды при апертурах от 250 мм. По краям выделяются цепочки ярких звезд. Приятный объект, но, к сожалению, из-за большого отрицательного склонения доступный только наблюдателям на Юге России. Единственный объект каталога Мессье, не входящий из-за недоступности для российских наблюдателей в «Марафон Мессье», о котором речь пойдет ниже.

М31 – самый знаменитый объект Мессье. Спиральная галактика Туманность Андромеды, член Местной группы, ближайший крупный сосед Млечного Пути, превышающий его размерами и массой. В ясную ночь галактика видна как туманное пятнышко. Яркость 3,4m, видимые размеры 178*63'. На самом деле длина М31 достигает 5 градусов, но периферийные части этой галактики слабы и доступны лишь крупным профессиональным телескопам. При наблюдениях в бинокль или телескоп с малой апертурой видимый размер галактики составляет всего около 1 градуса, так как видна по сути лишь центральная, наиболее яркая часть галактики, а слабая периферия остается необнаруженной. То же самое происходит и при наблюдении в более крупный инструмент при мутном, засвеченном небе. Но при хороших условиях и телескопе с апертурой от 150 мм галактика прекрасна! Различаются спиральные рукава, пылевые прослойки и другие детали. Владельцы крупных инструментов могут поохотиться за шаровыми скоплениями М31, ярчайшее из которых имеет звездную величину 13,8m. При поиске М31 на небе удобнее двигаться от звезды β Андромеды к звезде μ Андромеды и продолжить движение еще примерно на столько же.

Рис. 67. Галактика М31 Туманность Андромеды с галактиками-спутниками М32 (маленькая, выше и чуть левее центра М31) и М110.

М32 – карликовая эллиптическая галактика (8,1m, 8*6'), спутник М31. На фотографиях «налезает» на Туманность Андромеды, но при визуальных наблюдениях, как правило, находится рядом. Форма овальная. Яркое ядро окружено слабым гало. Желательны апертуры от 100 мм.

М33 – спиральная галактика в созвездии Треугольника. Нередко так и называется: Галактика Треугольника, хотя в этом небольшом созвездии есть и другие галактики, доступные любительским наблюдениям. В очень ясную безлунную ночь может быть замечена невооруженным глазом, особенно при использовании бокового зрения. Также член Местной группы. Яркость 5,7m, видимые размеры 73*45'. Искать легко: звезда β Андромеды находится почти точно посередине отрезка, соединяющего М31 и М33. Не самый легкий и не самый приятный объект для визуальных наблюдений, поскольку из-за малой поверхностной яркости М31 чаще всего видна лишь как большое размытое пятно без каких-либо подробностей. Для наблюдения деталей строения М31 нужна апертура от 200 мм при исключительно хорошем небе.

М34 – рассеянное скопление в Персее, почти на границе с Андромедой. Содержит до 100 звезд общей яркостью 5,2m. Видимый размер 35'. В телескоп с апертурой 120 мм можно обнаружить около 50 звезд. Легкий, довольно приятный объект.

М35 – рассеянное скопление в созвездии Близнецов, в его западной части, близ границы с созвездиями Тельца и Ориона. Около 120 звезд общей яркостью 5,3m расположены на участке поперечником 28'. Из-за формы скопление получило кличку Подошва. Желательна апертура от 150 мм. Наблюдениям несколько мешают звезды фона Млечного Пути.

М36 – рассеянное скопление в созвездии Возничего. Около 60 звезд общей яркостью 6,3m на участке поперечником 12'. Желательна апертура от 100 мм.

М37 – также рассеянное скопление в Возничем. Очень богатое, содержит до 1500 звезд. Видимая звездная величина 6,2m, размер 24'. Имеет концентрацию к центру, из-за чего несколько напоминает сильно растрепанное шаровое скопление. В центре выделяется яркая двойная оранжевая звезда. Приятный объект.

М38 – рассеянное скопление опять-таки в Возничем. Видимая звездная величина 7,4m, размер 21'. В телескоп с апертурой от 100 мм разрешается на десятки белых и желтоватых звезд, собранных в фигуру, напоминающую птичий след.

М39 – рассеянное скопление в Лебеде. Около 30 звезд суммарной яркостью 4,6m, расположены на участке поперечником 32'. При наблюдении в небольшой телескоп выделяется с десяток ярких белых звезд, образующих Т-образный или треугольный (зависит от воображения наблюдателя) рисунок. Звезды меньшей яркости трудно выделить на фоне Млечного Пути.

М40 – как ни странно, это двойная звезда 9-й величины в созвездии Большой Медведицы. Почему Мессье поместил в свой каталог туманных объектов двойную звезду – загадка.

М41 – рассеянное скопление Малый Улей в созвездии Большого Пса. Около 100 звезд суммарной яркостью 4,6m на участке размером 38'. Малым Ульем названо из-за некоторого сходства с М44. Красивый объект, но неудобный для наблюдений в Средней полосе России из-за низкого склонения (в 4 градусах южнее Сириуса) и притом чисто зимний.

М42 – знаменитая Большая Туманность Ориона. Видимая звездная величина 4,0m, размеры 65*60'. Видна даже в театральный бинокль как пятнышко в «мече» Ориона, а в очень хорошую ночь заметна и невооруженному глазу как слабое свечение. Один из немногих «цветных» дип-скай объектов, но, впрочем, он предстает таковым не всегда даже в относительно крупный любительский телескоп. При особо чистой атмосфере М42 похожа на невиданную птицу с малиново-фиолетовыми крыльями. В менее удачные, хотя вполне годные для наблюдения туманностей ночи объект предстает серым даже в телескоп с 400-мм апертурой. В центре М42 хорошо заметны 4 звезды Трапеции Ориона. Это кратная система минимум из 9 звезд, но видны лишь 4 – 6 наиболее ярких. Туманность является эмиссионной, то есть светящейся благодаря разогреву газа молодыми горячими звездами, находящимися в туманности. Великолепный объект, который можно рассматривать долго.

М43 – эмиссионная туманность рядом с М42. Фактически она является частью М42, отделенной от нее темным облаком. Имеет форму, похожую на запятую. Видимая звездная величина 9,0m, размеры 20*15'.

М44 – рассеянное скопление Ясли в созвездии Рака. Видно невооруженным глазом. Состоит более чем из 500 звезд, из которых около 200 прекрасно видны в телескоп с апертурой от 150 мм. Суммарная яркость скопления составляет 3,7m, размер 95'. Очень приятный объект.

М45 (рис. 60) – знаменитое рассеянное скопление Плеяды, погруженное в отражательную туманность. Видимая звездная величина 1,6m, размер 110'. Звездная природа скопления видна невооруженным глазом как маленький «ковшик» из 6-7 звезд (люди с острым зрением видят до 11), поэтому не очень понятно, зачем Мессье поместил это скопление в свой каталог туманных объектов. Скопление содержит не менее 1000 звезд, в том числе кратных, но в любительский 150 – 200-мм телескоп можно рассмотреть лишь 100 – 150. Отражательная туманность, также хорошо заметная в телескоп, не имеет генетической связи со скоплением – в настоящую эпоху Плеяды просто пролетают сквозь нее в своем движении по Галактике.

М46 – рассеянное скопление в созвездии Кормы. Яркость 6,0m, размер 27'. Содержит около 500 звезд 13m и слабее. Планетарная туманность NGC2438 (10,8m), накладывающаяся на скопление, является объектом переднего фона. Объект находится в северной части созвездия Кормы и может наблюдаться в Средней полосе (и, конечно, на Юге) России в зимнее время.

М47 – еще одно рассеянное скопление в Корме. Находится рядом с М46 и также является зимним объектом. Состоит из 50-60 звезд суммарной яркостью 4,2m. Размер 30'. Ярчайшие звезды скопления имеют блеск 5,7m.

М48 – рассеянное скопление в созвездии Гидры. Видимая звездная величина 5,5m, размер 54'. При апертуре от 100 мм разрешается на полсотни желтых и белых звезд. В более крупные телескопы можно различить до 80 членов скопления. Наиболее яркие звезды образуют фигуру, напоминающую подкову или бумеранг.

М49 – эллиптическая галактика в созвездии Девы, ярчайшая из скопления галактик в Деве. Видимая звездная величина 8,3m, размеры 10,2*8,3'. Выглядит диффузным овалом с небольшой концентрацией яркости к центру. На периферию галактики проецируются звезды переднего фона. Находится в окружении более слабых галактик.

М50 – рассеянное скопление в Единороге. Яркость 6,3m, размеры 20*15'. При апертуре 150 мм разрешается на 40-50 звезд разной яркости, образующих фигуру, похожую на восьмерку. Зимний объект.

М51 (рис. 68) – спиральная галактика Водоворот в Гончих Псах. Яркость 8,4m, размеры 11*7'. Находится в 3 градусах к югу от звезды Бенетнаш – крайней в ручке ковша Большой Медведицы. Одна из немногих галактик, в которых с любительскими телескопами можно наблюдать спиральные рукава, и, пожалуй, лучшая из них. Один из спиральных рукавов искажен гравитационным взаимодействием с неправильной галактикой NGC5195. При мутном небе рукава пропадают и видны лишь ядра обеих галактик, почти равные по яркости. Прозрачное небо, напротив, позволяет видеть хотя бы один спиральный рукав М51 уже при апертуре 150 мм. Наблюдать лучше весной и летом. Замечательный объект.

Рис. 68. Галактика М51 Водоворот, взаимодействующая с неправильной галактикой.

М52 – рассеянное скопление в Кассиопее близ границы с Цефеем. Яркость 5,0m, размер 13'. В малые апертуры видны лишь несколько звезд и свечение фона. В телескоп с апертурой от 200 мм скопление разрешается на сотню звезд разной яркости. Выделяются два десятка желтых звезд. Ярчайшая звезда 8.6m является кратной (четверной). В одном поле зрения (на расстоянии около 30') находится эмиссионная туманность Пузырь (NGC7635).

М53 – шаровое скопление в Волосах Вероники. Яркость 7,6m, размер 13'. Расположено в одном градусе к востоку от α Волос Вероники. Умеренно конденсированное, с ярким ядром. Для разрешения на звезды нужны апертуры от 250 мм. Приятный объект.

М54 – шаровое скопление в Стрельце. Яркость 7,6m. Размер 12'. Очень конденсированное, с очень плотным ядром, из-за чего кажется меньшим, чем есть на самом деле. Разрешается лишь на периферии при апертуре от 200 мм.

М55 – шаровое скопление в Стрельце (6,3m, 19'). Полная противоположность М54. Большое, яркое, слабо конденсированное. При апертуре от 100 мм уже начинает разрешаться по краям, а от 200 мм – и до центра. Приятный объект. К сожалению, как и М54, может успешно наблюдаться лишь на Юге России.

М56 – шаровое скопление в созвездии Лиры. Довольно заурядное: яркость 8,3m, угловой размер 9'. Находится на фоне богатого звездами участка Млечного Пути. Для разрешение на звезды нужен телескоп с апертурой от 250 мм.

М57 – знаменитая планетарная туманность Кольцо в Лире. Находится почти точно посередине между звездами β и γ Лиры. Яркость 8,8m, размеры 2,5*2'. Выглядит слегка овальным кольцом. Желательны средние и большие увеличения. Центральная звезда видна только в очень крупные (от 400 мм) любительские телескопы. Приятный, очень популярный объект.

М58 – спиральная галактика в Деве. Видимая звездная величина 9,6m, размеры 6,0*4,8'. В телескоп с апертурой от 150 мм можно обнаружить намек на ядро, а боковым зрением увидеть слабое гало. В более крупный телескоп удается обнаружить бар (перемычку). В полуградусе к юго-востоку расположены две взаимодействующие галактики 11-й величины – NGC4567/8, выглядящие в небольшой инструмент как единый объект.

М59 – эллиптическая галактика в Деве. Видимая звездная величина 9,7m, размеры 5,4*3,7'. Выглядит как вытянутый диффузный овал с ярким ядром и размытыми краями.

М60 – также эллиптическая галактика в Деве. Находится по соседству с М59. Она ярче (8,8m) и крупнее (7,2*6,2') своей соседки. Выглядит округлым диффузным пятном. Всего в 2,5' к северо-западу расположен слабый (11,5m) спутник – галактика NGC4647.

М61 – спиральная галактика в Деве (9,3m, 6,5*5,9'). В небольшой телескоп видна как округлое туманное пятнышко с концентрацией яркости к центру. При апертуре от 250 – 300 мм можно попытаться различить спиральный узор или хотя бы некоторую клочковатость, а также компактное звездоподобное ядро.

М62 – шаровое скопление в Змееносце на самой границе со Скорпионом. Довольно яркое (6,5m) и большое (15'), умеренно конденсированное, с более плотной концентрацией звезд в юго-восточной части, из-за чего ядро скопления кажется смещенным. Для разрешения на звезды нужна апертура от 200 мм. Из-за значительного отрицательного склонения скопление практически недоступно для наблюдений в Средней полосе России.

М63 – спиральная галактика Подсолнух в Гончих Псах. Название получила из-за большого количества спиральных рукавов и их ответвлений. Яркость 8,5m, размеры 12,6*7,2'. Видна как вытянутый овал с ярким компактным ядром и обширным слабым гало. На край гало накладывается звезда 9m. Спиральные рукава можно заметить только в очень крупные любительские телескопы, но при апертуре от 200 мм можно попытаться различить боковым зрением клочковатость строения ядра и гало.

М64 (рис. 69) – спиральная галактика Черный Глаз в Волосах Вероники. Яркость 8,5m, размеры 10,0*5,4'. В телескоп небольшой апертуры видна вытянутая форма галактики и звездообразное ядро. При апертуре от 250 мм становится виден темный провал яркости, очерчивающий ядро. Интересный, популярный объект.

Рис. 69. Галактика М64 Черный Глаз.

М65 – спиральная галактика в Трио Льва – группе из трех галактик (М65, М66 и менее яркой NGC3628, повернутой к нам ребром). Яркость 9,2m, размеры 9,8*2,9'. Видна даже в хороший бинокль, а в небольшой телескоп выглядит эллиптическим пятнышком с ярким компактным ядром. В телескоп с апертурой от 300 мм можно попытаться рассмотреть темную полосу на восточном краю галактики.

М66 – спиральная галактика во Льве, ближайший сосед М65. Яркость 8,9m, размеры 9,1*4,1'. Менее вытянута, чем М65. Выглядит как диффузное эллиптическое пятно с ярким компактным ядром. В телескоп с апертурой от 250 – 300 мм можно попытаться увидеть спиральную структуру галактики.

М67 – рассеянное скопление в созвездии Рака. Содержит более 500 звезд суммарной яркостью 6,1m, размер 30'. В телескоп 200 мм и более можно различить более сотни звезд, наиболее яркие из которых – красные и оранжевые. Звезды сильно концентрируются к центру скопления. Наилучшее время наблюдения – зима.

М68 – шаровое скопление в созвездии Гидры. Яркость 7,8m, размер 12'. Круглое, слабо конденсированное, не очень плотное. Гало скопления разрешается на звезды при апертуре 150 – 200 мм, а в 300 мм при хороших условиях разрешается до центра. Однако низкая высота над горизонтом может помешать наблюдению этого скопления в Средней полосе России.

М69 – шаровое скопление в Стрельце. Яркость 8,3m, размер 7'. Маленькое, не слишком яркое, конденсированное. При апертуре 150 – 200 мм и увеличении от 100 крат начинает разрешаться по краям на звезды-искорки.

М70 – еще одно шаровое скопление в Стрельце. Яркость 7,9m, размер 8'. Маленькое, сильно конденсированное. При апертуре 150 – 200 мм и увеличении от 100 крат начинает разрешаться на звезды на юго-восточном краю.

М71 – известное шаровое скопление в созвездии Стрелы. Яркость 8,2m, размер 7'. Рыхлое, небогатое, слабо конденсированное. В небольшой телескоп выглядит имеющим как бы два центра. Одно время считалось переходной формой между шаровыми и рассеянными скоплениями. Разрешается на звезды при апертуре от 200 мм. Широкую известность среди любителей приобрело в первую очередь благодаря удачному расположению (на линии между звездами γ и δ Стрелы) и близости к М27.

М72 – шаровое скопление в Водолее. Яркость 9,2m, размер 6'. Самое тусклое шаровое скопление в каталоге Мессье. Конденсация умеренная. Выглядит диффузным округлым пятном, при апертуре 200 мм и увеличении от 200 крат становятся заметны отдельные звездочки на южной и восточной периферии. Для более уверенного разрешения скопления требуется апертура от 350 – 400 мм.

М73 – группа из 4 звезд 10 – 12 звездной величины в Водолее рядом с М72. Поперечник группы около 1'. Суммарная яркость 8,9m. Является ли эта группа кратной системой – неясно.

М74 – спиральная галактика в созвездии Рыб. Яркость 9,1m, размеры 10,5*9,5'. Яркое компактное ядро, окруженное округлым слабым гало. Преимущественно осенний объект, не самый простой для наблюдателей с маленькими телескопами.

М75 – шаровое скопление в Стрельце у границы с Козерогом. Яркость 8,5m, видимый поперечник около 7'. Круглое, маленькое, но яркое благодаря высокой сплоченности звезд. Разрешается лишь по краям и то в крупные инструменты.

М76 – планетарная туманность Малая Гантель в Персее. Яркость 10,1m, размеры 3*2'. Желательна апертура от 150 мм.

М77 – спиральная галактика в созвездии Кита. Видимая звездная величина 8,9m, размеры 7*6'. Выглядит овальным диффузным пятном с ярким центром. Сравнительно легкий объект, но периферия галактики слаба. М77 является ярчайшим членом группы галактик. В полуградусе к северо-северо-востоку от М77 находится галактика NGC1055 (10,6m), видимая с ребра, а в полутора градусах к северо-северо-западу – галактика NGC1073 (10,8m) с ярким баром и слабыми спиральными рукавами. Есть смысл обратить внимание и на галактику NGC1087 (10,8m), расположенную чуть более чем в одном градусе на юго-запад от М77.

М78 – отражательная туманность в Орионе. Видимая звездная величина 8,3m, размеры 8*6'. Состоит из трех объектов: NGC2064, NGC2067 и NGC2071. На самом деле это части одной туманности, разделенные облаками темной материи и входящие вместе с М42 и М43 в Облако Ориона. В пределах М78 находится знаменитая темная туманность Конская Голова, недоступная для визуальных наблюдений в небольшие телескопы.

М79 – шаровое скопление в созвездии Зайца. Яркость 8,5m, размер 9'. Неяркое, очень конденсированное, разрешатся по краям при апертурах от 200 мм. Не самый впечатляющий объект, вдобавок преимущественно зимний.

М80 – шаровое скопление в Скорпионе. Видимая звездная величина 7,8m, размер 10'. Круглое, конденсированное, разрешается по краям лишь в крупные любительские инструменты. Находится недалеко от великолепного М4 и часто наблюдается заодно с ним. Довольно приятный объект.

М81 – спиральная галактика в Большой Медведице. Видимая звездная величина 7,0m, размеры 21*10'. Находится в гравитационном взаимодействии с расположенными поблизости галактиками М82 и NGC3077. М81 и М82 хорошо видны в бинокль. В телескоп с апертурой от 250 мм в очень хорошую ночь можно попытаться разглядеть красивый спиральный узор М81. У галактики наблюдается яркий балдж[1] и отсутствует видимое компактное ядро. Замечательный, очень популярный объект.

Рис. 70. Пара галактик: М81, она же Галактика Боде (слева) и М82 Сигара.

М82 – спиральная (ранее считавшаяся неправильной) галактика в Большой Медведице, известная под кличкой Сигара. Видимая звездная величина 8,6m, размеры 11,2*4,3'. Видна в одном поле зрения с М81, спутником которой и является. Вытянутая, без серьезной концентрации яркости к центру. В телескопы от 100 – 150 мм можно заметить пылевые прослойки, а в более крупные инструменты – выбросы светящегося газа из ядра галактики. Привлекательный объект.

М83 – спиральная галактика в Гидре, известная под именем Южная Вертушка. Яркая (7,5m), довольно большая чуть вытянутая (12*11'). В бинокль выглядит округлым туманным пятном. Телескоп 150 мм позволяет различить бар (перемычку) и темные пятна. Для обнаружения спиральной структуры нужен инструмент с апертурой от 250 мм.

М84 – эллиптическая галактика в Деве близ границы с Волосами Вероники. Яркость 9,2m, размеры 6,5*5,5'. В небольшой телескоп выглядит слегка эллиптическим диффузным пятном с ярким центром. В 17' восточнее находится галактика М86. Как и все объекты созвездий Девы, Льва и Волос Вероники, является весенним объектом.

М85 – эллиптическая галактика в Волосах Вероники. В телескоп выглядит как эллиптическое пятно с ярким центром. Видимая звездная величина 9,1m, размеры 7*5,5'. Взаимодействует со спиральной галактикой NGC4394 (11,2m), находящейся в 7' к востоку.

М86 – эллиптическая галактика в Деве. В телескоп выглядит как овальное пятно с ярким центром. Видимая звездная величина 9,1m, размеры 8*6'. Находится в одном поле зрения с М84. Входит в цепочку Маркаряна (см. ниже).

М87 – опять-таки эллиптическая галактика в созвездии Девы, она же радиогалактика Дева А. Круглая, яркая (8,6m), поперечником 7'. В крупные любительские телескопы можно обнаружить обширное слабое гало, но рассмотреть джет (хорошо известную по фотоснимкам тонкую протяженную струю газа, вырывающуюся из центра галактики) в любительский телескоп не удастся.

М88 – спиральная галактика в Волосах Вероники. Видимая звездная величина 9,4m, размеры 7*4'. В телескоп с апертурой 100 мм выглядит овальным пятнышком без подробностей. При апертуре 150 мм заметно центральное ядро. Спиральный узор галактики требует апертуры от 250 мм.

М89 – эллиптическая галактика в Деве. Круглая, яркостью 9,9m, поперечником 3,5'. Яркая центральная часть окружена слабым гало.

М90 – спиральная галактика в Деве. Яркость 9,4m, размеры 10*5'. Спиральные рукава недостаточно ярки для обнаружения в любой любительский телескоп, кроме самых крупных. Выглядит овальным пятном с яркостью, возрастающей к центру. На центр галактики накладывается звездочка 12-й величины.

М91 – спиральная галактика в Волосах Вероники. Неяркая (10,1m) и относительно небольшая (5*4'). Непростой объект для малых телескопов. При апертуре от 200 – 250 мм в очень ясную ночь можно попробовать рассмотреть бар и спиральные рукава.

М92 – шаровое скопление в Геркулесе. Яркое (6,3m), круглое (11'), со значительной конденсацией. Разрешается по краям уже при апертуре 100 мм и напоминает взорвавшийся фейерверк. В 200 мм разрешается до центра. Очень приятный объект, нередко наблюдаемый заодно с М13.

М93 – рассеянное скопление в созвездии Кормы.Около 80 звезд суммарной яркостью 6,0m на участке поперечником 22'. В бинокль или небольшой телескоп выделяется группа ярчайших звезд скопления в виде треугольника. В телескоп 200 мм видны десятки звезд. Зимний объект.

М94 – спиральная галактика в созвездии Гончих Псов. Яркая (8,1m), довольно большая (14*12'). При апертуре 150 – 200 мм видно яркое ядро с окружающей его туманностью. Спиральную структуру туманности и кольцо вокруг ядра можно попытаться разглядеть в инструмент с апертурой от 250 мм. Привлекательный объект.

М95 – спиральная галактика в созвездии Льва. Вместе с М96 и М105 образует группу. Видимая звездная величина 9,8m, размеры 7,4*5', но в любительские телескопы галактика кажется менее протяженной. Выделяется яркое ядро, окруженное округлым туманным гало.

М96 – спиральная галактика во Льве, ближайшая соседка М95. Почти такая же по размерам (7,8*5,2'), она превосходит М95 яркостью (9,3m). В небольшие и средние любительские телескопы выглядит туманным пятном эллиптической формы с ярким ядром.

М97 – планетарная туманность Сова в Большой Медведице. Неяркая (9,9m), почти круглая (3,4*3,3'). Сложный объект для малых апертур. Совой названа из-за двух темных пятен, схожих с глазами совы, однако пятна заметны лишь при апертуре от 300 мм. На диск туманности накладываются три неяркие звездочки переднего фона. На расстоянии менее одного градуса от М97 находится спиральная галактика М108.

М98 – спиральная галактика в Волосах Вероники, видимая почти с ребра. Видимая звездная величина 10,1m, размеры 9,8*2,8'. Один из слабейших объектов каталога Мессье, вдобавок с низкой поверхностной яркостью. Нужна темная ночь с прозрачной атмосферой. При апертуре 200 мм и более видна как светлая полоска с относительно ярким центром.

М99 – спиральная галактика в Волосах Вероники. Не слишком яркая (9,7m) и сравнительно небольшая (5,3*4,6'), она тем не менее привлекает владельцев крупных инструментов. При апертуре от 200 мм можно разглядеть намек на спиральные рукава.

М100 – также спиральная галактика в Волосах Вероники. Видна почти плашмя. Видимая звездная величина 9,3m, размеры 7,5*6'. Отличается невысокой поверхностной яркостью и сложна для наблюдений в телескоп малой апертуры или бинокль. В телескоп от 200 мм при хорошем небе заметно ядро, погруженное в туманность, и некоторые детали пылевой структуры. Можно также заметить галактики-спутники NGC4323 и NGC4328.

М101 – широко известная спиральная галактика в Большой Медведице, она же галактика Вертушка (рис. 71). Видна плашмя. Искать легко: вместе со звездами ς (Мицар) и η (Бенетнаш, он же Алькаид) в «ручке ковша» Большой Медведицы М101 образует почти равносторонний треугольник. Несмотря на значительную яркость (7,5m), галактика имеет столь большие размеры (27*26'), что ее поверхностная яркость низка. Ключевой фактор успеха при наблюдении этой галактики – темное прозрачное небо. В телескоп 200 мм можно заметить клочковатую структуру туманности, а при большей апертуре различить и спиральные рукава, буквально усеянные звездными ассоциациями. Некоторые из них так ярки, что получили собственные обозначения в каталоге NGC. Галактика имеет несколько галактик-спутников, доступных телескопам от 200 мм.

Рис. 71. Галактика М101 Вертушка.

М102 – загадочный объект, точно не идентифицированный до сих пор. Вероятно, это галактика, но какая? Есть версия, что это галактика NGC5866 из созвездия Дракона (она же галактика Веретено). Есть и другая версия, обидная для Шарля Мессье: он-де дважды посчитал одну и ту же галактику М101. А может быть, он сумел разглядеть один из спутников М101? Ясности нет.

М103 – рассеянное скопление в Кассиопее. Видимая звездная величина 7,4m, размер 6'. В бинокль выглядит как светлое пятно. Ярчайшие звезды становятся видны в телескоп с апертурой 100 мм. Содержит около 170 звезд, ярчайшая из которых имеет блеск 10,2m.

М104 – спиральная галактика Сомбреро в южной части созвездия Девы близ границы с созвездием Ворона. Повернута к нам почти ребром. Видимая звездная величина 8,3m, размеры 8,6*4,2'. Темная пылевая полоса становится видна в телескоп с апертурой 150 мм при хорошем небе. Приятный весенний объект, но трудно наблюдаемый в Средней полосе России из-за значительного отрицательного склонения.

М105 – эллиптическая галактика в созвездии Льва, соседка М95 и М96. Видимая звездная величина 9,5m, размеры 5,3*4,8'. Выглядит как слегка эллиптическое туманное пятно с повышением яркости к центру.

М106 – спиральная галактика в Гончих Псах. Видимая звездная величина 8,3m, размеры 18*7'. Галактика с довольно высокой поверхностной яркостью. Особенно ярок центр. Видна в бинокль как слабое продолговатое туманное пятнышко. В 100 мм отчетливо видно ядро, а в 200 мм – и некоторые детали структуры. Для обнаружения спиральных рукавов желательно иметь инструмент с апертурой 300 мм или более. М106 – ярчайший член группы галактик, за которыми можно поохотиться с апертурой от 150 мм. Приятный объект.

М107 – шаровое скопление в Змееносце. Не слишком яркое (8,8m), но не слишком маленькое (13'), со слабой периферией, без сильной конденсации в хорошо выраженной центральной части (3'), которая по сути только и доступна для наблюдений в любительский телескоп. Начинает разрешаться на звезды в телескоп с апертурой 150 мм, а в 300 мм разрешается полностью.

М108 – спиральная галактика в Большой Медведице. Находится всего в 48' от М97. Видимая звездная величина 9,9m, размеры 8,6*2,4'. Уже в 80-мм телескоп можно заметить светлую полосу с ярким ядром. В 200 мм можно разглядеть пылевые участки.

М109 – спиральная галактика в Большой Медведице. Находится в 40' от Фекды – одной из звезд «ковша». Видимая звездная величина 9,8m, размеры 7,5*4,4'. Имеет бар (перемычку) и 4 спиральных рукава, из-за чего считается похожей на нашу Галактику. При апертуре от 150 мм можно попытаться рассмотреть галактический центр и бар.

М110 – эллиптическая галактика, второй после М32 яркий спутник Туманности Андромеды М31. Видимая звездная величина 7,9m при размерах 22*11' говорит о невысокой поверхностной яркости. В небольшой телескоп при хорошем небе выглядит призрачным вытянутым пятном. В 200 мм различается яркое ядро и более слабая периферия.

При наличии спортивной жилки и известной настойчивости каждый владелец телескопа с апертурой 200 мм или более может – самостоятельно или в компании таких же «спортсменов» – принять участие в «марафоне Мессье». Суть его в том, чтобы пронаблюдать за одну ночь все (или сколько получится) объекты каталога Мессье. Подходящие для этого условия складываются дважды в году: во второй половине марта вблизи дня весеннего равноденствия и в октябре, причем март предпочтительнее. Нужно также, чтобы дата «марафона» приблизительно совпала с новолунием. Участниками марафона обычно предполагается, что М101 и М102 – один и тот же объект, а значит, в течение ночи необходимо найти 109 объектов. Увы, это возможно лишь в местах, находящихся между 10 и 35 градусами северной широты, а самая южная точка России лежит несколько севернее. В Крыму и на Кавказе можно увидеть за одну ночь лишь 108 объектов. Шаровое скопление М30 остается «за бортом». На широте 55 градусов максимально возможное число объектов в «марафоне» равно 103. К ненаблюдаемому М30 добавляется еще несколько объектов с большим отрицательным склонением, а именно М7, М54, М55, М69 и М70. На Севере России число объектов «марафона» не превысит 85. «Марафон» начинают с поиска М74, М77 и М79 вскоре после захода Солнца и заканчивают объектами М15, М2, М72, М73, М75 и М55 уже в лучах утренней зари. Вот почему для «марафона» нужен относительно крупный инструмент и, конечно, наблюдательный опыт. Желаете попробовать? Дерзайте.

Надо сказать, что Шарль Мессье упустил несколько достаточно ярких туманных объектов северного неба, которые вполне могли бы войти в его каталог. Они довольно просты для наблюдения, популярны среди любителей и безусловно заслуживают внимания. О некоторых я сейчас расскажу.

Безусловный фаворит – NGC869 и NGC884, то есть двойное рассеянное скопление χ и h (Хи и Аш) Персея (рис. 72). В хорошую ночь оно видно невооруженным глазом почти точно посередине между γ Персея и δ Кассиопеи. Видимая звездная величина 3,7m и 3,8m, размер 60'. Редкий случай, когда в бинокль объект производит большее впечатление, чем в телескоп. При использовании телескопа следует пользоваться равнозрачковым увеличением, в противном случае оба скопления не помещаются в поле зрения. Это действительно два рассеянных скопления, находящихся на несколько разных расстояниях от нас, хотя и близко друг к другу. В каждом скоплении находятся более 300 бело-голубых звезд.

Рис. 72. "Двойное" рассеянное скопление Хи и Аш Персея.

Эмиссионная туманность NGC2237, иначе называемая туманностью Розетка, является украшением созвездия Единорога. Туманность имеет форму пышного бублика, в его «дырке» находится молодое рассеянное скопление NGC2244, в звездном населении которого имеются 16 горячих О-звезд. Их наличием как раз и объясняется форма туманности – газ и пыль из центральной ее части выметены давлением света. В пределах «бублика» находится немало пылевых волокон. Видимая звездная величина туманности достигает 6,1m, размеры 80*50'. Из-за столь больших размеров туманности для ее наблюдения лучше выбирать прозрачную безлунную ночь.

Планетарная туманность NGC7662, находящаяся в созвездии Андромеды, носит название Голубой Снежок. Это маленький (0,6'), но яркий (8,3m) объект, причем один из немногих дип-скай объектов, обнаруживающих свой истинный цвет при визуальных наблюдениях в любительский телескоп. Наблюдать лучше в телескоп от 150 мм. При малых увеличениях Голубой Снежок выглядит как «лишняя» немного туманная звезда в Андромеде. При увеличениях от 100 крат становится различим несколько вытянутый диск туманности.

Еще одна планетарная туманность, находящаяся в созвездии Близнецов, а именно NGC2392, носит имя Эскимос, поскольку на фотографиях напоминает голову человека в меховом капюшоне. Яркость 9,1m, размер 0,9'. Круглая, с ярким центром.

В созвездии Геркулеса можно найти планетарную туманность Черепашка, иначе говоря, NGC6210. Яркость 9,3m, размер 0,35', форма неправильная.

Определенно заслуживает внимания планетарная туманность NGC6543 в Драконе, известная также под именем Кошачий Глаз. Этот небольшой (0,4') и довольно яркий (8,1m) объект выглядит в любительский телескоп как слегка сплющенный диск равномерной яркости насыщенного бирюзового цвета. К сожалению, сложная структура туманности проявляется лишь на фотографиях.

Предыдущие четыре объекта малы, но планетарную туманность Геликс (Улитка) NGC7293 в Водолее малой не назовешь. Ее поперечник 17,5', а видимая звездная величина 7,3m. Туманность большая, яркая, слегка овальная. Казалось бы, типичный объект Мессье – но чего нет, того нет.

NGC7009 – еще одна планетарная туманность в Водолее (8,0m, 0,6'). Из-за своей формы она носит имя Сатурн. В небольшой телескоп выглядит довольно ярким продолговатым пятнышком. Поблизости от этого объекта расположены шаровое скопление М72 и группа звезд М73.

В созвездии Кита находится планетарная туманность NGC246, получившая не очень-то веселую кличку Череп. Форма туманности и темные пятна на ней и впрямь могут навести на мысль о бренности земной жизни. Туманность достаточно яркая (8,0m), ее поперечник составляет 3,8'. Еще она хороша тем, что в небольшой любительский телескоп можно разглядеть породившую туманность звезду – белый карлик 11,8m, находящийся, как и положено, в центре туманности. Мало какая планетарная туманность может похвастать центральной звездой такой яркости!

В маленьком созвездии Дельфина имеются две планетарные туманности и два шаровых скопления, доступных любительским телескопам, но лишь одно шаровое скопление NGC6934 могло бы претендовать на включение в каталог Мессье. Яркость 8,9m, размер 7'. Почти круглое, довольно сплоченное. В телескоп с апертурой от 200 мм можно попытаться разрешить его на звездную пыль или хотя бы увидеть зернистость.

Созвездие Геркулеса, известное своими великолепными шаровыми скоплениями М13 и М92 содержит еще один объект данного класса – шаровое скопление NGC6229. Оно гораздо скромнее своих соседок: видимая звездная величина 9,1m, размер 4,5'. На звезды не разделяется. Яркость равномерно повышается к центру. Не самый впечатляющий объект, но, ей-ей, стоит найти его после М13 и М92.

В ясную весеннюю ночь попробуйте найти шаровое скопление NGC2419 в малоприметном созвездии Рыси. Что примечательного в этом слабом (не ярче 10m) и небольшом (3') объекте, не разделяющемся на звезды? Только то, что это Межгалактический Скиталец – шаровое скопление, находящееся настолько далеко от нас (300 тыс. св. лет), что его по праву можно назвать не деталью нашей Галактики, а самостоятельным членом Местной группы. Возможно, это не настоящее шаровое скопление, а ядро карликовой эллиптической галактики, внешние слои которой были «ободраны» Млечным Путем при их сближении в прошлом, подобно тому как М31 «ободрала» внешние слои с М32, оставив по сути лишь ее ядро.

Перейдем теперь к галактикам. В созвездии Льва близ границы с созвездием Рака находится спиральная галактика NGC2903. Ее видимая звездная величина 8,8m, а размеры 12*6'. Имеется бар. При наличии телескопа с апертурой от 250 мм можно попытаться разглядеть спиральные рукава. Замечательный объект.

Еще одна яркая спиральная галактика – NGC2403 в созвездии Жирафа. Видимая звездная величина 8,2m, размеры 23*12'. Опять-таки можно попытаться разглядеть часть спиральной структуры в апертуру от 250 мм. Лучше всего наблюдать весной и осенью. Одно плохо: эту галактику непросто найти, так как в созвездии Жирафа отсутствуют удобные опорные звезды.

В Пегасе нетрудно найти спиральную галактику NGC7331 (9,5m, 10*4'). Яркую часть одного из спиральных рукавов смогут увидеть владельцы относительно крупных любительских телескопов. Галактика проецируется на группу более слабых (дальше расположенных) галактик. Примерно в одном градусе от NGC7331 находится Квинтет Стефана – тесная группа из 5 взаимодействующих галактик. К сожалению, они примерно 14-й звездной величины. На чистом небе Квинтет Стефана обычно становится заметен в апертуру от 250 мм. На уровне «чуть выше глюка» мне удавалось наблюдать его в 220-мм «ньютон».

Спиральная галактика NGC253 в созвездии Скульптора носит имя Серебряная Монета. Вот уж какой галактике непременно следовало быть включенной в каталог Мессье! Ее видимая звездная величина 7,3m, размеры 29*7'. Очень приятный объект благодаря достаточно большой поверхностной яркости. Правда, разглядеть спиральную структуру даже в крупный любительский телескоп затруднительно: диск галактики виден нам под довольно острым углом. Это осенний объект, притом преимущественно южный: на широте Москвы галактика, увы, не поднимается выше 10 градусов над горизонтом.

В каталоге Мессье отсутствуют галактики, видимые с ребра. Отчасти это понятно: во-первых, Шарль Мессье был прежде всего ловцом комет, а длинная узкая туманная полоса, вдобавок рассеченная пылевой прослойкой, не слишком похожа на комету; во-вторых, визуально обнаружить такую галактику труднее, чем галактику, повернутую к нам плашмя. Но для любителей астрономии галактики, наблюдаемые в профиль, интересны уже тем, что позволяют со сравнительно скромными наблюдательными средствами увидеть часть структуры галактики – ту самую пылевую прослойку. Вдобавок это просто красивые объекты.

Одна из галактик, повернутых к нам ребром – NGC3628 в «трио Льва» – упоминалась выше, в списке объектов Мессье заодно с М65 и М66. Ее блеск 9,6m, размеры 13*3'. Пылевая полоса наблюдается уверенно при апертуре 150 мм.

Другой объект того же рода – широко известная среди любителей галактика иглообразной формы NGC4244 в Гончих Псах. Видимая звездная величина 10m, размеры 17*2'. В центральной части «иглы» можно разглядеть пылевую полосу.

NGC891 в созвездии Андромеды – еще одна галактика, повернутая ребром. Видимая звездная величина 10,1m, размеры 11,7*1,6'. Пылевая полоса видна уверенно.

Напоследок упомяну NGC2683 в созвездии Рыси. Эта галактика, имеющая блеск 9,7m и размеры 9*2', видна почти – но не совсем – с ребра, из-за чего напрасно было бы пытаться высмотреть в ней пылевую прослойку. Но владельцы крупных инструментов могут попытаться рассмотреть пылевые волокна, очерчивающие спиральный узор.

Если я продолжу описывать здесь сравнительно яркие галактики, доступные любительскому телескопу, то эта глава растянется на полкниги, чего мне вовсе не хочется. Скажу лишь о том, что в созвездии Дракона, где, между прочим, нет ни одного объекта Мессье, можно отыскать 5 галактик не слабее 10m, а в небольшом по площади созвездии Малого Льва – даже 7. Не говоря уже об изобилии галактик в Деве и Волосах Вероники, куда далеко не все любители направляют свои телескопы, поскольку найти там галактику проще, чем отождествить ее!

Но об одной группе объектов все-таки скажу – это замечательно красивая цепочка Маркаряна в Деве (рис. 73), состоящая из галактик М84, М86, NGC4435, NGC4438, NGC 4458, NGC4461, NGC4473, NGC4477. Эти восемь галактик, четыре из которых красиво сгруппированы попарно, вытянуты изогнутой цепочкой длиной 1,5 градуса. Найдите их на весеннем небе, не пожалеете!

Рис. 73. Цепочка Маркаряна.

[1] Центральная область спиральной или линзообразной галактики, окружающая ядро. Имеет форму сплюснутого сфероида, состоит преимущественно из старых звезд.

Глава 8. Другие каталоги дип-скай объектов

Разумеется, кроме «хитов», бегло описанных в предыдущей главе, на небе имеется великое множество других дип-скай объектов, может быть, не столь ярких и броских, но по-своему примечательных.

Квазар 3С273 в созвездии Девы рядом с небесным экватором является ярчайшим (около 13m) объектом этого класса благодаря его относительной близости к нам и единственным квазаром, доступным для наблюдений в любительский телескоп средней апертуры. Хоть этот объект и представляет собой галактику с чрезвычайно активным ядром, выглядит он как самая обыкновенная тусклая звездочка. Собственно, слово «квазар» есть сокращение от словосочетания «квазизвездный объект». Для любителей 3С273 представляет интерес лишь в том смысле, что неплохо бы увидеть еще и этот объект, если апертура телескопа позволяет сделать это. Только увидеть, больше ничего. Исследование квазаров выходит за рамки скромных возможностей любительской астрономии. Любители вынуждены наблюдать что-нибудь попроще.

Каталог NGC (New General Catalogue), известный также как каталог Дрейера и составленный в 1880-х годах, содержит 7840 дип-скай объектов. Большинство из них, однако, невозможно наблюдать в телескоп средних любительских размеров – нужна по меньшей мере полуметровая апертура. Впоследствии к каталогу NGC были добавлены еще два каталога: IC I и ICII, содержащие еще 5326 объектов. Как водится, в каталоги IC попали в основном более слабые объекты, чем каталог NGC, но есть приятные исключения. В целом можно считать, что любителю с телескопом 200 – 250 миллиметровой апертуры, не путешествующему в южные широты, доступны при идеальном небе не более одной-двух тысяч дип-скай объектов.

Разумеется, и этого немало. Но факт есть факт: каталоги NGC и ICдля большинства любителей избыточны, а каталог Мессье – прискорбно мал.

Вместо него, очень привычного, но лишенного какой бы то ни было системы, любители иногда пользуются каталогом Калдвелла (Колдуэлла), опубликованным в 1995 г. Он составлен известным британским астрономом и популяризатором Патриком Калдвеллом-Муром. В качестве популяризатора любительской астрономии и автора ряда книг он больше известен под фамилией Мур, но фамилия Калдвелл позволяет именовать объекты каталога как C1, C2 и т. д., избежав путаницы с каталогом Мессье. Объекты в каталоге Калдвелла пронумерованы в порядке убывания их склонений: от +85 градусов (ближе к Северному полюсу нет достаточно ярких дип-скай объектов) до -81 градуса.

Каталоги Мессье и Калдвелла не повторяют, а дополняют друг друга. Как и каталог Мессье, каталог Калдвелла содержит 109 реальных объектов – но уже других, не попавших в каталог Мессье. Объекты каталога Калдвелла в среднем более слабые, однако многие из них доступны любителям с небольшими телескопами. Более того, Калдвелл поместил в свой каталог такой простой и обширный, более 5 градусов в поперечнике, объект, как Гиады, вообще не требующий телескопа! Тут можно сказать многозначительное «гм», а можно и принять вводную: каждый сам хозяин на своей «территории», и что должно быть, а чего не должно быть в каталоге Калдвелла, решать никак не нам. Тем более что надо признать: Калдвелл собрал немало «жемчужин», упущенных Мессье.

Каталог Калдвелла содержит одну темную туманность, 35 галактик, 18 шаровых скоплений, 9 газовых облаков, 25 рассеянных скоплений, 6 рассеянных скоплений с туманностью, 13 планетарных туманностей и 2 остатка сверхновых. Ниже приведен список этих объектов до склонения -45 градусов с указанием яркости. Некоторые из этих объектов нам уже знакомы.

C1 (NGC188) – рассеянное звездное скопление в Цефее.

C2 (NGC40) – Туманность Бабочка. Цефей.

C3 (NGC4236) – спиральная галактика в Драконе.

C4 (NGC7023) – отражательная туманность Ирис с рассеянным скоплением. Цефей.

C5 (IC342) – спиральная галактика в Жирафе, видимая плашмя.

C6 (NGC6543) – планетарная туманность Кошачий Глаз в Драконе.

C7 (NGC2403) – спиральная галактика в Жирафе.

C8 (NGC559) – рассеянное скопление в Кассиопее.

C9 – туманность Пещера в Цефее. Комбинация светлой и темной туманностей.

C10 (NGC663) – рассеянное скопление в Кассиопее.

C11 (NGC7635) – эмиссионная туманность Пузырь в Кассиопее.

C12 (NGC6946) – спиральная галактика в Лебеде, видимая плашмя.

C13 (NGC457) – рассеянное скопление в Кассиопее.

C14 (NGC868/884) – двойное рассеянное скопление χ и h (Хи и Аш) Персея.

C15 (NGC6826) – планетарная туманность Мерцающая в Лебеде.

C16 (NGC7243) – рассеянное скопление в созвездии Ящерицы.

C17 (NGC147) – карликовая сфероидальная галактика в Кассиопее, дальний спутник Туманности Андромеды.

C18 (NGC185) – еще одна галактика-спутник М31. Находится в Кассиопее недалеко от C17.

C19 (IC5146) – рассеянное скопление, погруженное в отражательно-эмиссионную туманность. Лебедь.

C20 (NGC7000) – туманность Северная Америка в Лебеде.

C21 (NGC4449) – неправильная галактика в Гончих Псах.

C22 (NGC7662) – планетарная туманность Голубой Снежок в Андромеде.

C23 (NGC891) – спиральная галактика в Андромеде, повернутая к нам ребром.

C24 (NGC1275) – линзообразная галактика в Персее.

C25 (NGC2419) – шаровое скопление в созвездии Рыси. «Межзвездный скиталец».

C26 (NGC4244) – спиральная галактика в Гончих Псах, повернутая к нам ребром.

C27 (NGC6888) – диффузная туманность Полумесяц в Лебеде.

C29 (NGC5005) – спиральная галактика в Гончих Псах.

C30 (NGC7331) – спиральная галактика в Пегасе.

С31 (IC405) – диффузная туманность в созвездии Возничего, окружающая нерегулярную переменную звезду.

C32 (NGC4631) – спиральная галактика в Гончих Псах, видимая с ребра.

C33, C34 – туманность Рыбачья Сеть (также носящая названия Вуаль и Петля) в Лебеде. Остаток сверхновой.

C35 (NGC4889) – эллиптическая галактика в Волосах Вероники.

C36 (NGC4559) – спиральная галактика в Волосах Вероники.

C37 (NGC6882) – рассеянное скопление в созвездии Лисички.

C38 (NGC4565) – спиральная галактика в Волосах Вероники, видимая с ребра (рис.74).

Рис. 74.

C39 (NGC2392) – планетарная туманность Эскимос в Близнецах.

C40 (NGC3626) – линзообразная галактика в созвездии Льва.

C41 – рассеянное скопление Гиады в созвездии Тельца.

C42 (NGC7006) – шаровое скопление в созвездии Дельфина.

C43 (NGC7814) – спиральная галактика в Пегасе, повернутая к нам ребром.

C44 (NGC7479) – спиральная галактика в Пегасе.

C45 (NGC5248) – спиральная галактика в Волопасе.

C46 (NGC2261) – диффузная и отражательная туманность в Единороге.

C47 (NGC6934) – шаровое скопление в Дельфине.

C48 (NGC2775) – спиральная галактика в созвездии Рака.

C49 (NGC2237) – эмиссионная туманность Розетка в Единороге.

C50 (NGC2239) – рассеянное скопление в Единороге.

C51 (IC1613) – карликовая неправильная галактика, входящая в Местную группу галактик.

C52 (NGC4697) – эллиптическая галактика в Деве.

C53 (NGC3115) – линзообразная галактика в созвездии Секстанта.

C54 (NGC2506) – рассеянное скопление в Единороге.

C55 (NGC7009) – планетарная туманность Сатурн в Водолее.

C56 (NGC246) – планетарная туманность в созвездии Кита.

C57 (NGC6822) – карликовая неправильная галактика Барнарда, входящая в Местную группу галактик.

C58 (NGC2360) – рассеянное скопление в созвездии Большого Пса.

C59 (NGC3242) – планетарная туманность Призрак Юпитера в созвездии Гидры. Легкий объект для небольших телескопов.

C60 (NGC4038) – спиральная галактика в созвездии Ворона. Взаимодействует с галактикой NGC4039.

C61 (NGC4039) – спиральная галактика в Вороне, взаимодействующая с NGC4038.

C62 (NGC247) – яркая спиральная галактика в созвездии Кита, повернутая к нам почти ребром.

C63 (NGC7293) – планетарная туманность Геликс (Улитка) в Водолее (рис. 75). Легкий объект для небольших телескопов.

Рис. 75.

C64 (NGC2362) – рассеянное скопление в созвездии Большого Пса.

C65 (NGC253) – яркая спиральная галактика Серебряная Монета (рис. 76) в созвездии Скульптора.

Рис. 76.

C66 (NGC5694) – шаровое скопление в Гидре.

C67 (NGC1097) – спиральная галактика в созвездии Печи.

C68 (NGC6729) – эмиссионная и отражающая туманность в созвездии Южной Короны.

C69 (NGC6302) – планетарная туманность Жук (или Бабочка) в созвездии Скорпиона.

C70 (NGC300) – спиральная галактика в Скульпторе.

C71 (NGC2477) – рассеянное скопление в созвездии Кормы.

C72 (NGC55) – спиральная галактика в Скульпторе, повернутая к нам почти ребром.

C73 (NGC1851) – шаровое скопление в созвездии Голубя.

С74 (NGC3132) – планетарная туманность в созвездии Парусов.

C75 (NGC6124) – рассеянное скопление в Скорпионе.

C76 (NGC6231) – небогатое, но яркое рассеянное скопление в Скорпионе.

C77 (NGC5128) – яркая линзообразная галактика Центравр А. Радиогалактика.

C78 (NGC6541) – шаровое скопление в Южной Короне.

Существуют и другие каталоги дип-скай объектов, например, каталог Гершель 400, состоящий, как легко догадаться, из 400 объектов, которые были отобраны из значительно более полного оригинального каталога Уильяма Гершеля. Каталог Гершель 400 содержит часть объектов каталогов Мессье и Калдвелла, но в целом он предназначен для сравнительно опытных наблюдателей, имеющих в своем распоряжении не самые маленькие любительские телескопы. По этой причине, а также из-за объема я не привожу его в этой книге. Интересующиеся могут найти данный каталог в Интернете. Там же можно найти каталоги «100 лучших объектов NGC» , «45 труднейших объектов неба» и другие.

Некоторые (не слишком многочисленные) любители астрономии увлечены наблюдением темных туманностей – облаков пыли и холодного газа, закрывающих от нас некоторые участки звездного неба. Почти всегда темные туманности видны на фоне светлых туманностей либо на фоне Млечного Пути. Это вполне понятно: искать черное на черном крайне затруднительно. Самую известную из темных туманностей можно без труда наблюдать невооруженным глазом – это Большая трещина, темное облако, удаленное от нас на несколько сотен световых лет и делящее пополам Млечный Путь от Лебедя до Змееносца. Но для наблюдения большинства темных туманностей нужен бинокль или телескоп.

Большая апертура при этом полезна (она почти всегда полезна), но не обязательна. Идеальное качество оптики – тоже. Ведь наблюдать темные туманности нужно с минимальным увеличением и, соответственно, с большим полем зрения, чтобы увеличить контраст между темной туманностью и окружающим ее фоном. Весьма полезен широкоугольный окуляр. Темная туманность выглядит как лишенный звезд островок в звездном море. Если применить более сильный окуляр, уменьшив тем самым поле зрения, то количество звезд, окружающих туманность, уменьшится, световой фон в целом выровняется, и туманность может остаться незамеченной. Лишь очень небольшие темные туманности требуют большого увеличения.

Чернота неба – важнейшее условие. При наблюдении темных туманностей требования к отсутствию засветки еще жестче, чем при наблюдении галактик. Наблюдения в городской черте совершенно невозможны.

Первый каталог темных туманностей составил более ста лет назад Эдвард Барнард. В первую версию каталога было включено 182 туманности, затем их количество было доведено до 369. Они обозначаются как B1, B2 и т. д. Вот несколько наиболее интересных объектов:

Курительная трубка, иначе говоря, комплекс темных туманностей B59, B65-67, B78 в созвездии Змееносца на границе со Скорпионом. В хорошие ночи контур курительной трубки виден невооруженным глазом. Наилучший инструмент для наблюдения – бинокль. Контур трубки обрамлен искривленной цепью звезд. Вместе с туманностью B63 Курительная трубка образует более сложный комплекс, названный Темной лошадью. К брюху этого животного примыкает небольшая темная туманность Змея (B72), выглядящая как тонкая изогнутая темная линия. Для ее наблюдения уже желателен телескоп.

Литера Е, или B142, B143 в созвездии Орла. Две туманности образуют контуры буквы Е с полустертой нижней частью.

B133 также в созвездии Орла. Небольшая, очень темная, продолговатая, напоминает то ли рыбку, то ли головастика. Обнаруживается в бинокль, но для детального рассмотрения желателен телескоп от 200 мм.

Черная дыра, или B133 в созвездии Щита расположена северо-восточнее скопления М24. Будучи окруженной бесчисленными звездами так называемого «облака Щита», темная туманность хорошо выделяется на этом фоне. Желателен телескоп от 150 мм. Считается, что туманность имеет форму полумесяца, но лично мне она напоминает скорее какое-то членистоногое из-за двух темных «антенн» или, может быть, «конечностей».

Чернильное пятно, или B86 в Стрельце находится в четырех градусах южнее туманности Лагуна (М8) поблизости от рассеянного скопления NGC6520. Туманность имеет форму тупого клина или, может быть, бумеранга и соседствует с красивой оранжевой звездой.

От светлой туманности Кокон (IC5146, 7,2m, 10*10') в созвездии Лебедя, представляющей собой молодое рассеянное скопление, погруженное в отражательно-эмиссионную туманность, отходит к западу вытянутая на 2 градуса темная туманность B168, окруженная богатым фоном звезд Млечного Пути. Это легкий объект для наблюдений в бинокль или небольшой телескоп с минимальным увеличением.

Зато знаменитая Конская голова (B33) в Орионе, столь хорошо выглядящая на фотографиях, сделанных при помощи крупных астрографов, – напротив, сложный объект для визуальных наблюдений. Нужны хорошее небо и телескоп от 300 мм. И даже в этом случае объект предстанет вам всего лишь в виде небольшой выемки на краю светлой туманности IC434. Печально, но ничего не поделаешь. Впрочем, можно увеличить контраст между светлой и темной туманностями применением фильтров OIII и UHC.

Глава 9. Астрономические мероприятия

Где любитель астрономии может пообщаться с себе подобными? Прежде всего, конечно, на Интернет-форумах. А где он может «пощупать» чужие самоделки, задать вопросы и тут же получить ответы на них, а с наступлением темноты понаблюдать различные небесные объекты в телескопы разных систем и апертур и сравнить качество изображений? Ответ очевиден: на всякого рода астрономических мероприятиях.

Нотабене: «мероприятие» – отвратительное казенное слово, и я использую его лишь для того, чтобы не употреблять термин «тусовка», который еще хуже.

Итак. Тротуарная астрономия не в счет – она для совсем уж новичков, если не людей посторонних. Речь идет о любителях астрономии с телескопами или хотя бы с серьезными намерениями. И мероприятия для них существуют.

В России их не так уж мало, хотя могло бы быть и побольше. Наверное, самое известное из них – Астрофест, проводящийся ежегодно с 1999 года в каком-либо пансионате ближнего Подмосковья. Близость мегаполиса делает наблюдения дип-скай объектов проблематичными, но планетным наблюдениям нисколько не мешает. Главное же в этом фестивале – общение с единомышленниками, которых съезжается несколько сотен, обмен опытом, доклады профессиональных астрономов и продвинутых любителей, астробарахолка и явная польза начинающему в итоге. Любитель-одиночка, не контактирующий с себе подобными, с высокой вероятностью обрекает себя на топтание на месте; контактирующий же эволюционирует.

Похожие, хотя и менее масштабные слеты любителей астрономии регулярно проводятся в Тульской и Нижегородской областях, в Карелии и кое-где еще. На форуме сайта www.astronomy.ru существует специальный раздел «Астрономические мероприятия, экспедиции, выезды, слеты», где каждый может посмотреть анонсы предстоящих мероприятий, отзывы о мероприятиях прошедших, изучить условия участия, задать вопросы и зарегистрироваться на участие в мероприятии, если принято такое решение.

Безусловно, полезны и групповые выезды за город на наблюдения с одной ночевкой. Но любителя астрономии всегда тянет на Юг, где небесные объекты кульминирует выше, и притом в такие места, где его телескоп может показать все, на что он способен.

Таких мест в России не так уж много: Крым, Кавказ, Алтай и южная часть Дальнего Востока. По понятным причинам наиболее популярны Кавказ и Крым. Пожалуй, лучшие места в них – те самые, которые в свое время были выбраны для постройки обсерваторий. Руководство некоторых из них ничего не имеет против приезда организованных групп любителей астрономии. Налицо сразу три плюса: хорошее небо, общество единомышленников и пристойные условия проживания.

В Крыму это весьма живописный поселок Научный в Бахчисарайском районе, где находится Крымская астрофизическая обсерватория (КрАО). Дважды в году – обычно в июне и сентябре – там проводится слет «Южные ночи». Лучше, конечно, приехать со своим телескопом или хотя бы с хорошим астрономическим биноклем, чтобы не надоедать телескоповладельцам, у которых, как правило, есть своя программа наблюдений. Несмотря на близость к Бахчисараю, а особенно к Симферополю и Севастополю, небо над КрАО вполне приличное, так как окружающие источники мощной засветки закрыты горами. Во всяком случае, на том небе мне случалось видеть зодиакальный свет и замечать невооруженным глазом М33, а это о чем-то говорит. Наблюдательная площадка расположена вблизи гостиницы, но свет от нее вредит не сильно. Время «горной» части слета выбирается так, чтобы наблюдениям слабых объектов не мешала Луна. В дневное время проводятся экскурсии по обсерватории и крымским достопримечательностям. Присутствие жен и детей не возбраняется, а если учесть, что часть времени участники слета проживают в Кацивели близ Симеиза, под чашей радиотелескопа и рядом с пляжем, то получается недурной и притом слегка экзотический отдых для всей семьи. Правда, небо в Кацивели совсем не то, что в Научном, но тут уж либо наблюдения, либо морской курорт, одно из двух...

В Научном проводится еще один слет, и тоже дважды в году (август и конец декабря – начало января): «Астроканикулы». Информацию по обоим слетам можно легко найти в вышеуказанном разделе форума cайта www.astronomy.ru.

Кавказ куда обширнее Крыма, но в смысле мероприятий для любителей астрономии не богаче. В Специальной астрофизической обсерватории (САО) РАН в Зеленчукском районе Карачаево-Черкесской республики по состоянию на сегодняшний день слетов любителей астрономии не бывает. Однако любители все же ездят туда в частном порядке и активно наблюдают. Тому, кто этого желает, нужно просто взять инициативу в свои руки. Небо над САО в среднем лучше, чем над КрАО, что и неудивительно: САО расположена значительно выше в горах.

Кубанский астроклуб «45» проводит ежегодный слет астрономов-любителей близ поселка Мезмай на 44 градусе широты и 1200 метрах над уровнем моря. Ни туристов, ни фанатов звездного неба не отпугивает перспектива жить в палатках и готовить пищу на костре. При хорошей погоде небо – чудесное, но погода в среднем более капризная, чем в Крыму, что связано с гораздо более влажным климатом Кавказа.

И так далее, и тому подобное – вплоть до поездок в совсем уж южные широты. Время от времени группы любителей астрономии совершают поездки на наблюдения в Египет, на Канары и даже в Намибию и Чили. Где же еще можно наблюдать объекты, которые не видны с территории России? Можно, конечно, поставить свой телескоп в какой-нибудь южной обсерватории и управлять им через Интернет, но этот путь годится не для всех как по вкусовым соображениям, так и по финансовым. Что остается? Разве что рассматривать чужие фотоснимки в Интернете?.. Истинный наблюдатель пренебрежительно скривится: пфе! Суррогат! Дайте мне настоящее небо!

И попробуйте осудить его за это.

Лично мне – не хочется. В добрый час и в добрый путь, человек с телескопом!

Литература

Буняк Б.Н (сост.) Звездный подвижник. – Ростов-на-Дону, 1015.

Гвоздева И.П., Коркина К.И. Теория оптических систем и оптические измерения. – М.: Машиностроение, 1981.

Громов А.Н, Малиновский А.М. Вселенная: вопросов больше, чем ответов. – М.: Эксмо, 2010.

Дагаев М.М. Наблюдения звездного неба. – М.: Наука, 1978.

Кривояз Л.М., Пуряев Д.Т., Знаменская М.А. Практика оптической измерительной лаборатории. – М.: Машиностроение, 1974.

под ред. Кукаркина Б.В. Пульсирующие звезды. – М.: Наука, 1970.

Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. – М.: УРСС, 2002.

Лабузов А.С. Наблюдение галактик, туманностей и звездных скоплений. – М.: Физматлит, 1993.

Луцкий В.К. История астрономических общественных организаций в СССР. – М.: Наука, 1982.

Михельсон Н.Н. Оптика астрономических телескопов и методы ее расчета. – М.: Физматлит, 1995.

Мур, Патрик. Астрономия с Патриком Муром. – М.: Фаир-Пресс, 2004.

Навашин М.С. Телескоп астронома-любителя. – М.: Наука, 1975.

Наумов А.Д. Изготовление оптики для любительских телескопов-рефлекторов и ее контроль. – М.: Наука, 1988.

Оптические телескопы будущего / Под ред. Ф. Пачини, В. Рихрета и Р. Вильсона. – М.: Мир, 1981.

Позднякова И.Ю. Любительская астрономия: люди, открывшие небо. – М.: Аванта, 2018.

Попов Г.М. Современная астрономическая оптика. – М.: Наука, 1988.

Сикорук Л.Л. Телескопы для любителей астрономии. – М.: Наука, 1990.

Современные телескопы / Под ред. Дж. Бербиджа и А. Хьюитт. – М.: Мир, 1984.

Смирнов В.А. Обработка оптического стекла. – Л.: Машиностроение, 1980.

Фатыхова Р.К., Фатыхов Р.Ф., Кравцов Э.А. Контроль оптико-механических приборов. – М.: Машиностроение, 1988.

Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. – М.: Наука, 1984.

Цесевич В.П. Переменные звезды и их наблюдение. – М.: Наука, 1980.

Шимбалев А.А. Атлас звездного неба. Все созвездия Северного и Южного полушарий с подробными картами. Под ред. И.А. Малевича. – Мн: Харвест, 2004.

The Best of amateur telescope making journal / Edited by William J. Cook. Volume 1, Volume 2. – Richmond, Virginia 23235, USA, 2003.

Rutten & van Venrooij. Telescope optics. A Comprehensive Manual for Amateur Astronomers. – Willmann-Bell, Inc, 1999.