Разрешающая способность телескопа
- минимальное угловое расстояние между точечными объектами, напр., звездами, к-рые можно различить в телескоп раздельно. Р.с. телескопа теоретически ограничена тем, что вследствие дифракции света на краю объектива изображение даже точечного источника представляет собой кружок конечного размера. Изображения двух светящихся точек окажуться слившимися, если угловое расстояние между источниками не превышает радиуса первого темного дифракционного кольца в каждом из них:


Р.с. радиотелескопов также определяется приведенной выше формулой (D - диаметр антенны радиотелескопа). Для повышения Р.с. используют радиоинтерферометры. В этом случае под D следует понимать расстояние между антеннами радиоинтерферометра. Р.с., достигнутая при помощи радиоинтерферометров, примерно на четыре порядка лучше Р.с. оптич. телескопов. Для повышения Р.с. при оптич. наблюдениях созданы оптич. интерферометры (см. Интерферометрия). Используя их, удается непосредственно определять угловые диаметры близких звезд.
Лит.:
Мартынов Д.Я., Курс парктической астрофизики, 3 изд., М., 1977; Щеглов П.В., Проблемы оптической астрономии, М., 1980.
(А.В. Засов)
![]() | |