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:
(рад), где 
- длина волны излучения, D - диаметр объектива. Величина 
определяет Р.с. идеального телескопа при идеальных условиях наблюдения. Различные несовершенства
оптич. системы телескопа ухудшают его Р.с. Однако в большинстве случаев практич. предел Р.с. телескопа обусловлен наличием воздушных потоков в атмосфере (турбулентностью воздуха).
Турбулентность размывает изображение звезды, увеличивает его размеры и тем самым ухудшает Р.с. телескопа (см. Астроклимат). При наблюдении
слабых звезд повышение Р.с. играет столь же важную роль, как и увеличение диаметра объектива телескопа. Фактически Р.с. крупных телескопов составляет при хорошем качестве
изображения от неск. угловых секунд до неск. десятых долей секунды.
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)
| |
