Зарегистрировано: 292




Помощь  Карта сайта

Текст дня

Государство назначило вам солидную пенсию

Вопрос: Представьте, что государство назначило вам солидную персональную пенсию. Допустим, в десять тысяч долларов ежемесячно. Пенсия начисляется с сегодняшнего дня, и уже послезавтра вы получите на почте первые десять тысяч. Изменится ли ваша жизнь? И если да, чем именно вы теперь займётесь? ..
Дальше..

Фото дня

PICT0061.JPG

PICT0061.JPG



Тексты. Прозариум

Тексты на сайте могут публиковаться как в составе книг, по которым они "разложены", так и по отдельности. Тексты можно публиковать на странице их владельца, в блогах, клубах или рубриках сайта, а так же в виде статей и объявлений. Вы можете публиковать на сайте не только собственные тексты, но и те, которыми хотите поделиться с читателями, соблюдая авторские права их владельцев.
Prozarium CMS | Реклама, сотрудничество | Разработка, продажа сайтов

Для добавления вашего собственного контента, а также для загрузки текстов целиком, загрузки текстов без разбиения на страницы, загрузки книг без разбиения на тексты, необходима авторизация. Если вы зарегистрированы на сайте, введите свой логин и пароль. Если нет, пожалуйста, пройдите регистрацию



Опубликовано в: Клуб: Телескопы - постройка, модернизация, эксплуатация
<--Любительская астрономия (ЛА)

не число





Астрономические наблюдения в городе. Астроклимат

15.08.2012


Астрономические наблюдения в городе. Астроклимат



С. Плакса

В наше время большинство любителей астрономии проживают в городах или достаточно крупных посёлках. Естественно, в таких населённых пунктах о чистом и незасвеченном небе остаётся только мечтать. Значит ли это, что в городе нельзя вести астрономические наблюдения на высоком уровне? Нет, конечно. Не все любители имеют возможность регулярно выбираться за город, выезд связан, со значительными потерями времени на подготовку оборудования и непосредственно переезд. В этом отношении наблюдения "на месте" гораздо мобильнее и комфортнее. Конечно, городское небо значительно проигрывает деревенскому, но соответствующая инструментальная база, терпение, настойчивость и опыт наблюдателя могут в значительной мере компенсировать неблагоприятные условия.

В городских условиях, не хуже, чем на высокогорье, можно наблюдать Солнце, Луну, планеты Солнечной системы с наиболее яркими спутниками. В соответствии с проницающей способностью телескопа доступны двойные и переменные звёзды, астероиды, в том числе и такие важные для науки явления, как покрытие звёзд астероидами или явления в системах спутников планет. Не имеет смысла в городе пытаться визуально открыть новую комету, здесь неблагоприятны условия для наблюдения метеорных потоков. С небулярными объектами, так называемыми "дип-скаями" дело обстоит сложнее. Кроме визуальной звёздной величины, как ограничивающего фактора, на передний план выходит ещё одна характеристика — поверхностная яркость — яркость объекта, отнесённая к его площади. Объекты с низкой поверхностной яркостью в условиях городской засветки наблюдать очень трудно, а зачастую просто невозможно.

Рассмотрим основные факторы, ухудшающие астроклимат в городе. Прежде всего, это искусственная засветка неба или "световое загрязнение" (lightpollution). Из-за яркого неба, подсвеченного городскими огнями, стали музеями многие обсерватории, расположенные вблизи промышленных центров. На сайте http://www.inquinamentoluminoso.it/worldatlas можно найти карты засветки для конкретной области земного шара, для Украины такие карты выложены на http://www.astroclub.kiev.ua/gallery. Для некоторыхобластей России такие карты находятся на http://www.astronomy.ru/forum. Световое загрязнение неба — глобальная проблема, напрямую связанная с ростом населения. В США, например, существует специальная организация, которая законодательным путём борется с искусственной засветкой. Это "Международное общество темного неба" (International Dark Sky Association — IDA, http://www.darksky.org). В качестве реальных мер, предпринятых этой организацией, можно отметить разработку специальных стандартов для осветительных приборов. В США существуют и специальные "заповедники тёмного неба" (http://www.dcnr.state.pa.us/stateparks/parks/cherrysprings_darkskies.aspx).

Рис. 1. Карта засветки южных областей Украины



Защитой обсерваторий от техногенных факторов занимается комиссия № 50 МАС (http://www.ctio.noao.edu/iau50). Искусственная засветка делится на местную и общую. Местная засветка — это близлежащие фонари, прожектора, окна домов или промышленные объекты. Вклад подобных источников в городскую засветку незначителен, но из-за близости к наблюдателю освещённость от них существенна, но локализована в определённом направлении. В небольших городах, где основную долю постороннего света дают окна домов, интенсивность засветки существенно изменяется в течение ночи, достигая максимума в 21-22 часа местного времени и минимума в 2-3 часа.

Общая засветка представляет собой суммарное свечение всех городских источников света, рассеянное на аэрозолях и молекулах воздуха. Рассеивание света на аэрозолях (дым, туман) — очень важный фактор, один и тот же уровень искусственной засветки производит совершенно разный эффект на прозрачном и замутнённом аэрозолями небе. При загрязнённой атмосфере видно резкое нарастание свечения неба к горизонту, начиная от высоты в 45º. В этом случае цвет неба меняется от чёрного в зените до белесого, с увеличением зенитного расстояния видны только яркие звёзды. Напротив, в ночи с высокой прозрачностью Млечный Путь виден до самого горизонта.

Прозрачность атмосферы — важнейший показатель астроклимата, во многом определяющий проницающую способность телескопа. Как показывают исследования, коэффициент прозрачности атмосферы из-за техногенных факторов неуклонно снижается. Например, в районе Пулковской обсерватории за 50 лет прозрачность уменьшилась в полтора раза [1].Главной причиной ухудшения прозрачности является выброс аэрозолей (мелких частиц) в атмосферу. Видимая даже невооружённым глазом область загрязнения от крупных ГРЭС и металлургических заводов составляет десятки километров.

Прозрачность атмосферы непостоянна и зависит от метеорологической обстановки: даже изменение направления ветра может существенно повлиять на этот показатель. Содержание аэрозолей в воздухезначительно уменьшается после проливных дождей, а также после прихода чистых и холодных воздушных масс из Приполярья. Часть аэрозолей "уходит" из атмосферы при выпадении росы. Точностепень прозрачности атмосферы измеряется с помощью полярископа, поскольку наличие даже небольшого количества аэрозолей в воздухе существенно снижает степень поляризации воздуха.

Рис. 2. Зависимость яркости свечения неба (LM) и поглощения света в атмосфере (Δmz) от зенитного расстояния (Z)



Как отличить прозрачную атмосферу от запылённой "на глаз"? Днём при прозрачной атмосфере видно появление и заход кучевых облаков за горизонт, небо имеет чистый бирюзовый цвет, а на высоте ≈30° над горизонтом зеленоватый оттенок. Ореол рассеянного света вокруг Солнца не превышает нескольких градусов. Цвет ореола тоже является показателем прозрачности: с увеличением доли аэрозолей он меняется в такой последовательности: сапфировый, голубой, стальной, белесый, золотистый [2]. Соответственно растёт и протяжённость ореола: от двух-трёх градусов до 30° и более. В лунные ночи ореол вокруг Луны отсутствует (чтобы убедиться в этом, диск Луны необходимо закрыть небольшим экраном).

Условия наблюденияLM,mSB,m/arcsec2Объекты длянаблюдений ПризнакиУслов.цвет
Центр 1-млн. города2 ≈ 16,0 Луна, планетыВсё небо ярко светится (ярко-белое или красноватое). Видны только самые яркие звёзды и планеты.▐█
Окраина 1-млн города или полнолуние 3 ≈ 17,0 Планетарные туманности, самые яркие объекты каталога Мессье.Слабые созвездия, ручка ковша UMi, Млечный Путь не видны. М45 – с трудом. У горизонта видны только звёзды ярче 2m▐█
20 км от окраины 1-млн. города или сумерки4 ≈ 18,0Объекты Мессье, яркие объектыNGCНебо белесоватое. Видны самые яркие участки Млечного Пути. Яркое свечение неба у горизонта▐█
35 км от окраины 1-млн. города или астрономические сумерки519,5Кометы, метеор.потоки, объекты NGC, тёмные туманностиХорошая видимость Мл. Пути. М33 видна в бинокль. М31, М44 заметны невооружённым глазом. Облака ярче фона, засветка у горизонта▐█
100 км от города. Безлу нная ночь6 21,0Слабые кометы, протяжённые туманностиВидны слабые части Мл. Пути. Зодиак.свет виден осенью и весной, М33 видна боковым зрением, М13-прямым. Посветление неба к горизонту▐█
Место с отличным астроклиматом722,0 Все виды наблюденийЗодиакальный свет (полоса), М33 видна неворуж. глазом. Множество слабых звёзд и скоплений. Облака темнее неба▐█


Кроме искусственной засветки, существует естественное свечение неба, которое складывается из суммарного свечения всех космических объектов и свечения земной атмосферы. В городе и за его пределами уровень естественной засветки одинаков. Наибольшую яркость в естественном фоне неба имеет красный кислородный дублет с длиной волны 630 и 636 нм. Минимум яркости приходится нафиолетовую часть спектра в районе 410 нм. По этой причине естественный фон неба имеет красноватый оттенок, его показатель цвета (B−V) ≈ +0,9. Яркость фона неба увеличивается к горизонту, особенно на зенитных расстояниях более 60° (рис. 2).

Этот эффект заметен глазом, когда наблюдатель находится в полевых условиях. Если в воздухе находится большое количество аэрозолей (пыль, дым, туман, смог), то яркость неба к горизонту резко увеличивается, а в случае полного отсутствия засветки, наоборот, снижается за счёт увеличенного светопоглощения.

Естественный фон неба при хорошем астроклимате имеет яркость около 22m с квадратной угловой секунды (arcsec2). Расчёты показывают, что с квадратной минуты тёмное небо светит как звезда 13m, а с квадратного градуса — как звезда 4m.
Яркость неба измеряется специальными фотометрами, сейчас появился в продаже карманный прибор для измерения фона неба: "Sky Quality Meter" (SQM, http://unihedron.com/projects/darksky).
Точность измерений этого прибора составляет не менее 0,1m/arcsec^2.
Профессиональные измерения показывают, что самоё тёмное небо (23m/arcsec^2) — на вершине гавайского вулкана Мауна-Кеа (высота 4,3 км).
На Майданаке (высота 2,5 км) этот показатель составляет 21,5 m/arcsec^2, что соответствует 2,5·106 квант/см2·сек·Å· arcsec2.

Природная яркость фона неба во многом зависит от солнечной активности, в годы активного Солнца она может увеличиться вдвое и более. Ночное небо светится неравномерно, кроме полосы зодиакального света и противосияния существуют и "быстрые" полосы свечений верхних слоёв атмосферы. В течение астрономической ночи яркость естественного фона меняется незначительно, достигая минимума к моменту нижней кульминации Солнца. Как видно из рис. 3, Луна оказывает существенное влияние на яркость фона неба, её свет служит серьезным препятствием для большинства астрофизических задач, связанных с исследованием протяжённых объектов.

Методы борьбы с засветкой.

Самый простой способ уменьшить яркость засвеченного неба — удалиться на максимально возможное расстояние от источников света. Даже переезд из центра на окраину крупного города уменьшает яркость фона неба в несколько раз. С удалением от города уровень светового загрязнения уменьшается по следующему закону [4]:
I ~ N·R−2,5, где:
I – интенсивность свечения неба, m/arcsec^2;
N – численность населения города, человек;
R – расстояние от города, км.

На основании этой зависимости построен график (рис. 3). Для сравнения на график нанесены пунктирными линиями природные уровни свечения неба [5]. У профессиональных астрономов для астрофизических исследований считается допустимым уровень засветки не более 10 % (0,1m), измеряемой на высоте 45°, это соответствует удалению на 100 км от 1.000.000-го города. Как видим, искусственная засветка неба не идёт в никакое сравнение с естественной: в центре даже небольших городов её уровень в десятки раз превышает природную яркость ночного неба.

Кривые на графике (рис. 3) носят ориентировочный характер, реальный уровень засветки зависит от наличия облачности, которая может отражать свет в сторону наблюдателя и рельефа местности: холмы или горы снижают уровень засветки. Немалую роль играет отражающая способность ландшафта: наибольшее альбедо (отражающую способность) имеет снег, наименьшее — пашня и растительность.

В крупных городах основная доля постороннего света приходится на бытовые лампы накаливания и галогенные лампы (автотранспорт, подсветка), меньший вклад дают люминесцентные фонари. Поскольку ртутные и натриевые лампы излучают свет только в определённых линиях, а небулярные объекты, напротив, этих линий не содержат, появляется возможность блокировать засветку люминесцентных источников света. Это делается с помощью специальных интерференционных фильтров, которые пропускают участки спектра вблизи основных линий излучения туманностей, но блокируют весь остальной свет. Поскольку городские источники освещения имеют разные спектральные характеристики, полностью устранить городскую засветку с помощью фильтров нельзя, её можно лишь ослабить в той или иной степени. Нужно сказать, что спектр искусственной засветки во многом зависит от конкретного города, местного времени и даже времени года.

Рис. 3. Изменение уровня засветки ночного небас удалением от крупного города



Для блокирования излучения люминесцентных (ртутных и натриевых) ламп чаще всего используется интерференционный фильтр "Celestron LPR" (Light pollution reduction). Фильтр пропускает участки спектра вблизи наиболее часто встречающихся линий небулярных объектов Hα (пропускание более 95%), Hβ, O-III (рис. 4). LPR-фильтр "режет" не только наиболее яркие линии в спектрах ртути и натрия, но и яркие линии атмосферного кислородного дублета. В результате он затемняет небо и улучшает видимость (контраст) небесных объектов в условиях городской засветки, особенно эмиссионных туманностей. В то же время по объектам с непрерывным спектром (галактики, шаровые скопления, отражательные туманности) этот фильтр не столь эффективен, поскольку одновременно с ослаблением искусственной засветки он вырезает значительную долю излучения самих объектов. Интерференционные фильтры для наблюдения объектов далёкого космоса можно разделить на следующие группы по ширине пропускания:

· широкополосные ("Sky Glow", "LPR", "Deepsky"),
· узкополосные ("Comet", "UHC-S", "UHC", "Ultra Block").
· монохроматические ("О-III", "Hβ", "Hα").

Рис. 4.
1-спектр паров ртути.
2- спектр ртутного фонаря городского освещения.
3-спектр лампы накаливания.





Снимки 2, 3 получены автором с помощью цифрового фотоаппарата "Nikon Сoolpix 4300" на 150-мм рефлекторе со 130-мм объективной призмой. Штриховая линия— полоса пропускания фильтра "Celestron LPR". Главная задача таких фильтров — повысить контраст объекта к фону. Однако если фон и объект имеют непрерывный спектр, то эта задача невыполнима. Непрерывным спектром, с одной стороны, обладают лампы накаливания, с другой — объекты, состоящие из звёзд (галактики и скопления). Спектры некоторых небесных тел и области пропускания популярных фильтров приведены на рис. 5.

Рассмотрим конкретный пример применения фильтра. Предположим, нам необходимо отыскать в городских условиях планетарную туманность NGC 7293 (7,5m; 840×720"; δ= –21°; "Улитка") с помощью 200-мм рефлектора. В видимом диапазоне спектра (380÷700 нм) туманность излучает в области O-III ≈53% света, в Нα ≈31%, в других линях ≈16% (рис. 6). Наблюда тель находится на 49° с.ш., предельная звёздная величина для невооружённого глаза (LM) на высоте 20° над горизонтом достигает 4m.




"Паспортная" проницающая способность 200-мм телескопа составляет 13,5m.1 Угловая высота туманности в верхней кульминации: (90° – 49°+(–21°)) = 20°. На высоте 20° над горизонтом (в конкретных городских условиях) мы теряем две звёздных величины (6 – 4m). Таким образом, проницание телескопа снижается до 11,5m. Поскольку визуальный блеск туманности Мv =7,5m, то она, если учитывать только проницание, должна быть уверенно видна. На самом деле это не так.




Поверхностную яркость небулярных объектов определяют по формуле:

J = m + 2,5·lg (S), где:

J— поверхностная яркость объекта с квадратной секунды, m/arcsec2;

m— блеск объекта;

S — площадь поверхности объекта, arcsec. Для эллипса S = (π·a·b)/4



Поверхностная яркость NGC 7293 составляет: j = 7,5 + 2,5·lg ((3,14·840·720)/4) = 21,7 m/arcsec^2.

Фон неба при видимой величине LM=4m имеет яркость около 18m/arcsec^2 (см. рис. 7).


Туманность на 3,7m слабее фона и, следовательно, не видна.




Что происходит с применением O-III фильтра? Видимая яркость туманности после фильтра составит 53% от первоначальной (доля О-III в её спектре). Фон неба при ширине полосы пропускания фильтра 10 нм ослабнет в (700−380)/10 = 32 раза. Контраст туманности по отношению к фону увеличится в 32·0,53 ≈ 17 раз, что соответствует 3,1m. Туманность практически сравняется с фоном по яркости и будет наблюдаема. Приведённый выше расчёт является ориентировочным, для более точных вычислений необходимо найти соотношение площади пиков линий (проинтегрировать спектр) до и после применения фильтра и учесть чувствительность приёмника (глаза) к разным участкам спектра.




Красные эмиссионные туманности (в отличие от голубых отражательных) содержат в спектре интенсивные линии водорода: на линию Нα приходится до 80% всего излучения. В настоящее время любителям доступны интерференционные Нα –фильтры с шириной пропускания всего 7 и 2 нм (http://www.baader-planetarium.de/zubehoer/okularseitiges_zubeh/farbfilter.htm). Несложный расчёт показывает, что в этом случае увеличение контраста к фону составит, как минимум, 5m. Однако чувствительность ночного зрения в области Нα снижена практически до нуля. Применяя такой фильтр для визуальных наблюдений, мы вряд ли сможем вообще зафиксировать какую-либо протяжённую туманность. Для этого нужно в сотни раз увеличить силу светового потока, попадающего на сетчатку. Напротив, в области пропускания O-III фильтра чувствительность ночного зрения максимальна: даже если туманность имеет всего 20% яркости в линиях дважды ионизированного кислорода, применение О-III фильтра будет иметь смысл. По этой причине такой фильтр является самым распространённым и самым применяемым на практике. Подробнее о применении фильтров для визуальных наблюдений можно прочитать в [6].




При астрофотографии всё обстоит иначе: CCD-матрицы, в отличие от сетчатки глаза, имеют высокую чувствительность в красной области (рис. 6). Применение узкополосного Нα –фильтра позволяет получать отличные снимки водородных туманностей даже в условиях интенсивной городской засветки (например, http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=3943.0). В условиях тёмного неба водородный фильтр позволяет выявить слабые объекты из каталогов Sh2, Simeiz, LBN, которые в обычных условиях сливаются с фоном неба. Для ярких "водородных" объектов обнаруживаются такие подробности в строении, которые невозможно зарегистрировать никаким другим способом. Интерференционные фильтры помогают не только зарегистрировать объект, но и установить распределение основных химических элементов по его объёму. Обычные же абсорбционные красные фильтры не столь эффективны: они пропускают достаточно широкие участки спектра, в том числе и линии атмосферного кислорода, резко снижающие контраст.






Проницающую способность телескопа с учётом ряда факторов можно определить с помощью калькулятора:
http://www.go.ednet.ns.ca/~larry/astro/maglimit.html.

В упрощённом виде m = 2,1+2,5·lg (D), где D— диаметр объектива телескопа, выраженный в мм.




Рис. 5: а) свечение неба; б) области пропускания некоторых фильтров; в) спектры различных небесных тел









Рис. 6. Спектр NGC 7293. 1 кривая видности сумеречного зрения;
2 кривая чувствительности CCD; 3 область пропускания визуального
О-III фильтра; 4 область пропускания Нα фильтра.










Какие конкретно небулярные объекты можно наблюдать в городе? Ответ зависит от многих факторов: уровня засветки, мощности телескопа, наличия фильтров и т.д. Как уже говорилось выше, стоит обратить внимание на дип-скаи с большой поверхностной яркостью, то есть имеющие достаточно яркий блеск и небольшие угловые размеры. К ним относятся компактные планетарные туманности и яркие скопления. Расчёты поверхностной яркости deep-sky объектов достаточно условны, поскольку их поверхностная яркость, как правило, неравномерна. Например, эта характеристика у М42 или М31 изменяется от центра к периферии в десятки раз.




Можно сказать, что объект воспринимается уверенно, если его поверхностная яркость не ниже яркости фона неба. Многие туманности и галактики имеют значительную площадь при малой яркости, расчёты показывают, что их поверхностная яркость зачастую ниже, чем яркость даже "деревенского" неба. Как же они наблюдаются? Дело в том, что яркость протяжённого объекта складывается с яркостью фона, а ограничивающим фактором является контраст объекта к фону: приблизительно 30% контраст является граничным. При фотографических наблюдениях "проработка" фона неба является обязательным условием для регистрации предельно слабых объектов.




Рис. 7. График зависимости пред. звёздной величины (LM) от яркости фона неба (SB0) в зените для невооружённого глаза. 1 - теоретическая кривая на восходе Солнца. 2 - теоретическая кривая для зависимости: LM = 7,93 - 5∙lg (10 (4,316-(SB0/5)) +1). 3 - усреднённые данные наблюдателей с SQM, в том числе в условиях городской засветки.









В профессиональной астрономии минимальная поверхностная яркость галактик, которые ещё поддаются ССD-регистрации, составляет 27m/arcsec^2.


При телескопических наблюдениях с темновой адаптацией глаза, предельно слабым можно считать объект, поверхностная яркость которого на 3m слабее яркости неба.


Например, при яркости фона 17,5m/arcsec^2 предельно слабым объектом будет "Крабовидная туманность", при 20,5m/arcsec^2— объекты с поверхностной яркостью 23m/arcsec^2 (галактики NGC 4236, IC 10, периферия М74 и т.д.).


Из-за особенностей нашего зрения объекты, имеющие резкие границы, при одной и той же поверхностной яркости воспринимаются лучше, чем постепенно "сходящие на нет".


В городе, при яркости фона 19m/arcsec^2 общее количество объектов, доступных 200мм телескопу, превышает несколько сотен.


Некоторые из них приведены в приложении 1. Предельная звёздная величина, видимая глазом, и яркость фона неба взаимосвязаны.


Однако, чтобы получить точные зависимости нужно учесть множество факторов, в целом "коридор значений" расширяется с увеличением яркости фона (рис. 7).


Жёлтая кривая построена с помощью htmlкалькулятора.2 Зелёная— с помощью базы данных (http://www.globe.gov/GaN/GaN2007.xls) и замеров российских обладателей SQM.




Одним из основных приёмов наблюдателя в городе является правильный подбор увеличен ия для наблюдения дип-скай объекта. Для конкретного телескопа и конкретного объекта всегда имеется определённое увеличение, при котором объект виден лучше всего [3]. Оптимальное увеличение для конкретного объекта лучше подбирать экспериментально, то есть рассматривать объект со всем набором увеличений. С ростом увеличения, видимая яркость объекта и яркость фона неба снижаются пропорционально квадрату увеличения. Однако, не смотря на снижение яркости, видимость объекта улучшается, из-за того, что разрешающая способность глаза при малых яркостях снижена: чем больше объект, тем меньший контраст нужен для его обнаружения. Соотношение сигнал/шум при этом увеличивается: количество фотонов, попадающих на сетчатку от объекта, остаётся постоянным, тогда как доля фоновых фотонов снижается. С ростом увеличения глаз различает всё больше подробностей, так происходит до тех пор, пока яркость объекта не приблизится к пороговой восприимчивости сетчатки или видимые размеры объекта не превысят 8÷12°. Следовательно, чем выше поверхностная яркость объекта и чем меньше его угловые размеры, тем большее увеличение можно и нужно применять для его изучения.






http://cleardarksky.com/others/BenSugerman/star.htm
http://members.csolutions.net/fisherka/astronote/plan/tlmnelm/html/NELM2BCalc.html




Для точечных объектов (звёзд) проницающая способность телескопа повышается с ростом увеличения до тех пор, пока увеличение не достигнет разрешающего, то есть равного диаметру объектива (мм). После этого звёзды становятся уже протяженными объектами, их яркость снижается пропорционально квадрату увеличения. На практике увеличения свыше 2·D× применять не имеет смысла (кроме некоторых случаев), из-за резкого падения контраста изображения. При наблюдении ярких планет, Луны, тесных двойных звёзд, исследовании астроклимата, применяются увеличения 1,5÷2·D×, изредка до 3·D×. Как правило, большие увеличения выдерживают телескопы с малой светосилой, относительные отверстия которых не превышают 1/8¸1/10. Для наблюдения компактных планетарных туманностей можно применять увеличения до 1,5·D×, шаровые скопления и галактики лучше всего видны при 0,4÷0,8·D×. Крупные диффузные туманности, по размерам сравнимые с полем зрения телескопа, требуют равнозрачкового увеличения ≈ 0,2·D×. Требования к "городскому" телескопу.




Какой телескоп лучше всего подходит для городских наблюдений? Для ярких объектов наиболее удобен рефрактор-апохромат, дающий чёткие, высококонтрастные изображения. Такой телескоп компактен и пригоден практически для всех видов наблюдений, в том числе фотографических, но стоимость уже 130-мм апохромата составляет несколько тысяч долларов. Крупные апохроматы по цене практически недоступны любителю, а по светопотерям приближаются к рефлекторам. Поскольку даже на окраине 100.000-го города из-за засветки мы теряем примерно полторы звёздных величины, нам необходимо наращивать апертуру применяемого телескопа. В первом приближении 250-мм телескоп на окраине города будет равноценен 150-миллиметровому, установленному в месте с идеально тёмным небом. Для визуальных наблюдений "дип-скаев" необходима крупная апертура, а в городе её необходимо дополнительно увеличивать, чтобы сравняться с возможностями загородных наблюдений. Таким образом, применение крупных рефлекторов (добсонов) в городе неизбежно, если мы желаем наблюдать не только самые яркие объекты. Ограничения здесь накладывают масса, габариты и стоимость телескопа, для каждого наблюдателя предельные значения этих параметров индивидуальны.




К конструкции "городского" рефлектора предъявляются особые требования: блики, общее светорассеяние внутри трубы и возможность паразитной засветки необходимо свести к минимуму. В этом отношении выгодна квадратная труба, поскольку тороидная поверхность круглой трубы работает как рефлектор, концентрируя световой пучок. Необходимо уделить внимание тщательному чернению внутренней поверхности трубы и всех частей конструкции, которые расположены в трубе. Часто качество фабричного чернения оставляет желать лучшего. В рефлекторах "SkyWatcher", например, кромка диагонального зеркала со стороны окуляра вообще не чернится. В этом случае диагональное зеркало необходимо вынуть из трубы, положить лицевой поверхностью на чистую и ровную плоскость и покрыть слоем матовой чёрной краски из баллончика. Обратите внимание на чернение фаски главного зеркала и трубки фокусёра.




Хорошего качества чернения трубы можно достигнуть, оклеив её чёрным бархатом, зачастую в целях экономии оклеивают только участок напротив окулярного узла. Чёрный бархат— дефицитный и дорогой материал, приклеить его к внутренней поверхности металлической трубы непросто. Существуют и альтернативные технологии [7], некоторые из них были применены в 265-мм телескопе автора и показали неплохие результаты: в городе неоднократно удавалось наблюдать предельно слабые объекты далёкого космоса, в том числе и из списка "45-ти труднейших неба".3 Кроме чернения, очень важны диафрагмы внутри трубы, отсекающие посторонний свет. Чаще всего ряд диафрагм, имеющих форму сегментов, устанавливают напротив окулярного узла (рис. 8, поз. 6). Желательны и кольцевые диафрагмы (4-7 шт), установленные по всей длине трубы. Построив в натуральную величину ход "полезных" и "паразитных" лучей в телескопе, можно определить места 3 NGC 609, 1275, 2419, 4236, 5053, 5097, 6791, IC 5146 и др.




Рис. 8. Конструкция окулярного узла "городского" рефлектора Ньютона.







1 окуляр;


2 фокальная плоскость (красный отрезок поле зрения);

3 труба телескопа;


4 отсекатель;

5 диагональное зеркало;

6 сегментные диафрагмы;

Dт диаметр трубы телескопа;

D диаметр главного зеркала (апертура);

ω 1/2 углового поля зрения.



установки и внутренний диаметр диафрагм. В трубку фокусёра желательно вставить цилиндрическую диафрагму-отсекатель особой конструкции (рис. 8, поз. 4). Она должна отсекать все лучи, идущие вне конуса поля зрения телескопа. В случае местной боковой засветки свет может попасть непосредственно в окуляр, минуя оптическую схему. Простое удлинение трубы телескопа здесь не лучший выход, поскольку внутренняя поверхность трубы (особенно круглой) всё-таки отражает свет. В этом случае необходимо применить одностороннюю бленду, похожие бленды устанавливают на светофорах. Бленда крепится на хомуте и разворачивается в сторону источника света. В трубе не должно быть зазоров, в которые может попасть свет, например, в месте крепления окулярного узла. Очень важно во время хранения защищать телескоп от пыли: слой пыли внутри трубы резко снижает качество даже самого лучшего чернения, пыль на зеркале способствует появлению рассеянного света в телескопе.




При наблюдениях слабых объектов в полной темноте пыль не играет особой роли, но при изучении деталей на дисках планет, поиске слабых спутников, изучении двойных звёзд с большой разницей в блеске, светорассеяние в телескопе выходит на первый план. К отрицательным свойствам рефлекторов относится рассеивание света отражающим слоем алюминия: примерно 5% от падающего на зеркало света работает против контраста. В небольших рефлекторах доля "собственного фона", достигающая окуляра, не превышает пороговой чувствительности глаза и не воспринимается. Когда же диаметр главного зеркала превышает 250 мм, рассеянный свет от зеркала становится уже вполне ощутимым: фон неба в таком рефлекторе значительно светлее, чем в рефракторе аналогичного диаметра. По этой причине важность борьбы со светорассеянием возрастает пропорционально диаметру телескопа.




Нужно уделить внимание и окулярам. Как правило, наибольший контраст обеспечивают простые схемы: "кёльнеры", "плёсслы" и "ортоскопики". Сложные многолинзовые "широкоугольники" не всегда соответствуют этим требованиям, не смотря на заявления производителей. Высококачестве нные окуляры имеют многослойное просветление ("full multicoated"), которое уменьшает блики, светорассеяние и светопоглощение внутри окуляра. Большое значение имеет чернение торцов линз в окуляре, эту операцию при определённом навыке можно сделать самому. Окуляры комплектуются наглазниками, лучшая форма наглазника — асимметричная, с выступом, полноценно защищающим глаз от бокового света. Такие наглазники редко встречаются в астрономических окулярах и применяются в некоторых биноклях и военной оптике.




Глаза наблюдателя необходимо защищать от интенсивного городского освещения. Проще всего накрываться тёмной накидкой, а при необходимости работы без неё, надевать тёмные очки. Темновая адаптация сетчатки — важный фактор повышения эффективности наблюдений, даже мгновенное воздействие яркого света нарушает темновую адаптацию для достижения которой необходимо пробыть в темноте не менее получаса. Как известно, на темновую адаптацию не влияет свет с длиной волны более 630 нм, если возникает необходимость использовать обычное освещение, можно закрыть ведущий глаз. Более подробно о зрительных приёмах можно прочитать в [8]. Турбулентность воздуха.




Ветра, всегда присутствующие в атмосфере, порождают турбулентность (хаотическое движение) воздуха. Кроме обычных ветров, в верхних слоях тропосферы (8÷12 км) наблюдаются струйные течения, дующие с запада на восток. Ширина таких течений сотни километров, скорость перемещения воздуха над территорией Европы достигает 400 км/час. Помимо масштабных движений воздушных масс, существуют и потоки, возникающие в приземном слое. Причиной возникновения местных потоков является градиент (перепад) температур между быстро остывающим воздухом и медленно остывающей поверхностью. Если воздушные массы имеют различную температуру (давление), то их оптическая плотность неодинакова. Прохождение перед объективом телескопа воздушных масс с разными оптическими характеристиками приводит к смещению изображения (случайная рефракция). Дифракционная картина, изображённая на рис. 9 (увеличение 5∙D×), видна лишь при отличных атмосферных условиях. В малых телескопах (D<100 мм) турбулентность проявляется как дрожание дисков звёзд. В крупных телескопах изображение звёзд размывается, но остаётся неподвижным, причём степень размытия соответствует амплитуде дрожания при наблюдениях в малый инструмент. Средний диаметр диска дрожания является важнейшей характеристикой астроклимата, эффективность работы крупных телескопов (при прочих равных условиях) определяется именно этим параметром. Как правило, минимальный размер диска дрожания наблюдается на изолированных горных вершинах, окружённых океаном.






Ряд крупных профессиональных телескопов уже имеют серебряное покрытие, не рассеивающее свет. В области Нα , например, отражение серебряного слоя достигает 94%, тогда как у алюминия —88 %.





Размер диска дрожания определяется "по факту", обычно для этой цели служит 100-мм рефрактор на жёсткой монтировке. Телескоп с увеличением не менее 500× направляется на Полярную звезду. Амплитуда дрожания оценивается либо по шкале, встроенной в окуляр, либо в долях диаметра дифракционного диска. Оценки производятся в течение 1 мин. несколько раз за ночь. Дневные оценки степени турбулентности атмосферы производятся по наблюдениям дрожания солнечного лимба, видимости грануляции и полутеней пятен [9]. При фотографических наблюдениях вместо диска дрожания используется величина FWHM (Full Width at Half Maximum)— диаметр дифракционного диска звезды на половине максимальной яркости5. Этот параметр можно определить по конкретному CCDснимку с помощью популярной программы MaxIm DL. Как показывает практика, FWHM не всегда соответствует размеру диска дрожания, определённому визуально.




Рис. 9. Дифракционная картина светящейся точки.









При наблюдениях в небольшие рефракторы влияние турбулентности минимально, но при переходе на крупные рефлекторы ситуация резко меняется. Как правило, размеры турбулентных областей превышают 200-300 мм. Следовательно, если диаметр телескопа менее 150 мм, появление воздушных неоднородностей приводит к сдвигу, а не размытию изображения. Частота дрожания редко превышает 10 Гц. Высокая частота дрожания указывает на сильные ветровые потоки в тропосфере, низкочастотные колебания— на волнение местных приземных слоёв. Система глаз-мозг легко компенсирует небольшие колебания изображения, и наблюдатель воспринимает его как резкое.




Это происходит до тех пор, пока частота колебаний не превысит 30÷60 Гц, после чего отдельные сдвиги изображения уже не различаются и оно выглядит размытым. По этой причине высокочастотные колебания атмосферы, а значит и волнового фронта в телескопе, гораздо "вреднее" низкочастотных. То же самое происходит при планетной съёмке: низкочастотные колебания волнового фронта компенсируются малым временем захвата кадра: изображение смещается от кадра к кадру, но остаётся более-менее резким.




Уменьшить влияние приземных потоков воздуха можно, подняв телескоп хотя бы на несколько метров над землёй: именно на границе земля-воздух происходит наиболее интенсивный теплообмен. На высоте свыше 3 м тёплый воздух уже в значительной мере смешан с более холодным, поэтому его влияние ослабевает. При наблюдениях с балкона или через (открытое) окно нужно следить за тем, чтобы тёплый воздух не выходил в сторону наблюдателя. В этом случае наихудшие условия бывают зимой, когда перепад температур между комнатой и улицей максимален. В это время, когда работает центральное отопление, даже с малыми телескопами наблюдать через окно весьма проблематично.




Наоборот, летом автору не раз удавалось применять увеличения свыше 200× без потери качества изображения. Плохо, когда телескоп расположен в ветровой тени здания и тёплый воздух скапливается в непосредственной близости от него. Нужно стараться избегать южных, прогреваемых солнцем стен зданий и асфальтированных площадок (выбирать газоны). Местная турбулентность тем меньше, чем меньше разница температур между воздухом и "струящим" объектом, при наблюдениях из окна, например, оптимальной в этом отношении будет северная и восточная сторона здания.




Кроме тепловых потоков, при наблюдениях с балкона (или через окно) мешают вибрации, создаваемые городским транспортом, движением наблюдателя и т.д. Особенно негативно вибрация сказывается при фотосъёмке с большими фокусными расстояниями (планеты, Луна). Если монтировка недостаточно жёсткая, ситуация усугубляется. Бороться с вибрацией можно только переносом телескопа в более "спокойное" место.




Спокойствие атмосферы и прозрачность зачастую взаимоисключают друг друга, любителю необходимо научиться быстро на глаз оценивать текущее состояние атмосферы и соответственно выбирать тематику наблюдений. Высокая прозрачность необходима для наблюдения слабых протяжённых объектов (галактики, туманности, кометы), спокойствие атмосферы — для наблюдений Солнца, Луны, планет, двойных звёзд. Практика показывает, что "спокойной" атмосферы следует ожидать, когда скорость ветра не превышает 2÷3 м/с, а суточный перепад температур менее 10°.






Для сравнения: на Мауна-Кеа FWHM=0,45"; Санглок —0,6"; Паранал, Майданак— 0,65"; КрАО —1,3"; САО — 1,5"; средний показатель на равнине 1,3÷2".


Автору приходилось наблюдать зимой в 500-мм рефлектор "Туманность Ориона" через закрытое окно с тройным стеклопакетом. При этом было видно больше подробностей, чем при наблюдениях в открытое окно.




Атмосферная дымка, легкие облака, высокая влажность, устойчивое атмосферное давление, низкая температура способствуют стабильности атмосферы. Замечено, что над территорией Европы лучшее качество изображения бывает осенью, худшее— весной [2]. Известно, что телескоп позволяет применять увеличения до 2·D´, например, для 500-мм рефлектора это теоретически сос тавит 1000 крат. Однако, состояние атмосферы чаще всего ограничивает разумное увеличение до 200¸300 крат. Это значит, что для 500-мм телескопа предельным увеличением будет уже 0,5∙D´, что в 4 раза меньше предельного. Турбулентность атмосферы в нашем случае снижает не только разрешающую способность, но и проницающая силу, которая максимальна при увеличениях около D´. Для "среднестатистического" состояния атмосферы максимальное увеличение телескопа, при котором ещё сохраняется дифракционное качество изображения, ориентировочно определяется по формуле:



Таким образом, для 150-мм телескопа Nmax составляет 213´, для 300-мм —134´, для 600 мм — 84´, что соответствует равнозрачковому, то есть минимально разумному. На таком телескопе получить точечное изображение звезд зачастую невозможно, при больших увеличениях звёзды похожи на ежей, а о дифракционной картине не может быть и речи. Нельзя сказать, что данный телескоп не будет работать, но бóльшую часть времени придётся ждать мимолётного успокоения атмосферы, если мы желаем полноценно использовать увеличение хотя бы 0,5 D´. Из чего следует, что для полноценной эксплуатации крупного инструмента необходимо специально подбирать место его установки, поскольку турбулентность во многом зависит от рельефа местности. Хорошим местом для установки можно считать район, в котором большую часть времени размер диска дрожания не превышает 1".

Рис. 10. 10-балльная шкала оценки состояния атмосферы Пикеринга [11]



1. Изображение звезды волнуется и размывается так, что диаметр в среднем вдвое превосходит третье дифракционное кольцо.
2. Изображение волнуется и слегка выходит за третье дифр. кольцо.
Плохие изображенияd>3"
3. Изображение не выходит за пределы третьего дифр. кольца. Яркость изображения увеличивается к центру.
4. Временами виден центральный дифр. диск с короткими дугами.
Посредственные2"
5. Дифракционный диск виден постоянно, дуги - периодически.
6. Дифракционный диск и короткие дуги видны постоянно.
Хорошие1,2"
7. Вокруг чётко видимого диска движутся дуги.
8. Вокруг чётко очерченного диска движутся кольца с разрывами.
Отличные0,6"
9. Ближайшее к диску кольцо неподвижно.
10. Все дифракционные кольца неподвижны.
Идеальныеd<0,6"


Рис. 11. Распределение диаметров изображений звёзд 10m, измеренных визуально на крупном телескопе [4].



Приложение 1. Объекты "глубокого неба" наиболее доступные в городе



В таблице использованы следующие обозначения: ***— созвездие; α — прямое восхождение (эпоха 2000.0); δ— склонение (эпоха 2000.0); m— визуаль- ный блеск объекта; dвиз— видимый размер; j— поверхностная яркость (m/arcsec2), ц. ч.— центральная часть.

Приложение 2. Джон Бортль. Шкала тёмного неба [12].

Насколько тёмное Ваше небо? Точный ответ на этот вопрос нужен для сравнения наблюдательных площадок и, что ещё важнее, для независимого определения соответствия проницающей способности Ваших глаз, телескопа или камеры теоретическим значениям. Также Вам нужны точные критерии оценки состояния неба при подтверждении необычных наблюдений или наблюдений на пределе возможностей, например, чрезвычайно длинного хвоста кометы, слабого полярного сияния или едва заметных подробностей в галактиках.

Я получаю множество интернет-сообщений от начинающих (а иногда и опытных наблюдателей), которые оценивают качество своего неба. К сожалению, большинство современных наблюдателей никогда не видели действительно тёмного неба, соответственно у них нет отправной точки для определения местных условий. Многие описывают наблюдения, сделанные в "очень тёмных местах", но из описаний ясно, что небо было только умеренно-тёмным. Большинство любителей сегодня не могут достичь истинно тёмных мест в пределах разумной продолжительности поездки. Сегодня Вам нужно удаляться от города на 300 км и более. За время моей "карьеры наблюдателя" я был свидетелем постепенного всеобщего светового загрязнения неба. В прошлом, на протяжении многих лет, я видел почти первобытное небо на урбанизированном северо-востоке Соединённых Штатов. Теперь это невозможно.

Предельной звёздной величины— ещё не достаточно. Любители астрономии обычно оценивают место наблюдения, отмечая величину предельно слабых звёзд, ещё видимых невооружённым глазом. Тем не менее, просто предельная величина для глаза является недостаточным критерием. Этот показатель во многом зависит от остроты зрения, а также времени и затраченных усилий для рассматривания слабых звёзд. Для одного "небо 5,5m", для другого "небо 6,3m". Помимо этого, наблюдателям "deep-sky" нужно оценивать видимость как звёздных, так и незвёздных объектов. Небольшая засветка ухудшает видимость диффузных объектов (комет, туманностей и галактик), в значительно большей степени, чем звёзд.Чтобы помочь любителям оценить истинную темноту места наблюдения, я создал девятибальную шкалу. Она основана на почти 50-ти годах опыта наблюдений. Я надеюсь, эта шкала будет полезна наблюдателям, хотя она может показаться некоторым неожиданной. Если шкала получит широкое распространение, то она станет хорошим стандартом для сравнения наблюдений. Наблюдатели смогут реально оценить правдоподобность необычного или "пограничного" наблюдения. В общем, это будет полезно всем, кто регулярно осматривает небо.

Класс 1: Отличное место с тёмным небом.Зодиакальный свет, противосияние, пояс зодиакального света (S&T: октябрь 2000 г., стр. 116) виден целиком — зодиакальный свет очень яркий, пояс зодиакального света прослеживается через всё небо. Даже прямым зрением галактика М33 легко видна невооружённым глазом. Облака Млечного Пути в Скорпионе и Стрельце создают размытые тени. Предельная звёздная величина для невооружённого глаза — от 7,6m до 8m (с трудом); присутствие на небе Венеры или Юпитера влияет натемновую адаптацию глаз. Свечение ночного неба (очень слабое, естественного происхождения, лучше всего проявляющееся на высоте 15° над горизонтом) легко видимо. С 32-см (12,5") телескопом можно с некоторым трудом достичь 17,5m, тогда как 50-см инструмент (20") с умеренным увеличением покажет звёзды 19-й величины. Если ваша наблюдательная площадка закрыта деревьями, то Ваш телескоп, товарищи и машина практически невидимы. Это— Нирвана для наблюдателя.

Класс 2: Типичное истинно тёмное место.Свечение ночного неба просматривается вдоль горизонта. М33 легко видна прямым зрением. Летний Млечный Путь имеет чётко выраженную структуру для невооружённого глаза, его яркие уча- стки похожи на прожилки мрамора, если смотреть с небольшим биноклем. Зодиакальный свет ещё достаточно яркий, чтобы отбрасывать слабые тени перед рассветом и после (вечерних) сумерек, его желтоватый цвет виден отчётливо, по сравнению с голубовато-белым оттенком Млечного Пути. Все облака в небе видны только как тёмные пятна на звёздном фоне. Вы видите Ваш телескоп и окру- жающие предметы только смутно, за исключением случаев, когда они располагаются на фоне неба.

Класс 3: Сельское небо.Небольшая засветка проявляется вдоль горизонта. Облака могут быть слабо освещены возле го- ризонта, там, где яркость неба повышена, но над головой они тёмные. Млечный Путь ещё виден во всех подробностях, и шаровые звёздные скопления, например, М4, М5, М15, М2 2, хорошо видны не- вооружённым глазом. М33 видна боковым зрением. Зодиакальный свет проявляется весной и осенью (когда его протяжённость достигает 60° над горизонтом вечером или перед рассветом), его цвет раз- личим с трудом. Ваш телескоп смутно различается на расстоянии 7÷10 метров. Предельная прони- цающая способность глаза составляет 6,6÷7m. 32-см рефлектор достигнет 16 m.



Класс 4: Переход от сельского к пригородному небу.
Конусы засветки отчётливо видны над населёнными пунктами в нескольких направлениях. Зо- диакальный свет виден достаточно хорошо, но не простирается даже до половины небосвода в начале утренних и в конце вечерних сумерек. Млечный Путь высоко над горизонтом выглядит впечатляю- ще, но в нём мало что видно за исключением самых заметных структур. М33 едва видима боковым зрением и обнаруживается только при высоте более 50°. Облака над источниками засветки освещены, но над головой всё ещё тёмные. Ваш телескоп неплохо виден на расстоянии. Максимальная прони- цающая сила для глаза — 6,1÷6,5m, 32-см рефлектор с умеренным увеличением покажет 15,5 звёзд- ную величину.



Класс 5: Пригородное небо.
Только намёки зодиакального света виды в самых лучших ночах весной и осенью. Млечный Путь очень слаб и невидим вблизи горизонта и с трудом— над головой. Источники света видны поч- ти в всех направлениях. Над большими участками небесной сферы или над всем небом облака замет- но ярче фона. Предел для невооружённого глаза — около 5,5÷6,0m, 32-см рефлектор покажет звёзды 14,5÷15,5m.



Класс 6: Яркое пригородное небо.
Никакие признаки зодиакального света не видны, даже в лучшие ночи. Млечный Путь просмат- ривается только в зените. Небо в пределах 35 градусов над горизонтом белесоватое. Облака, где бы они не находились, довольно яркие. Окуляры и принадлежности к телескопу видны без проблем на столике для аксессуаров. М33 невозможно найти без бинокля, М31 с трудом видна невооружённым глазом. Предел для невооружённого глаза является 5,5m, 32-см рефлектор, используемый "на полную мощность" даст 14,0÷14,5m.



Класс 7: Переход от пригородного к городскому небу.
Фон неба имеет неопределённый, серовато-белый оттенок. Яркие источники света видны во всех направлениях. Млечный Путь практически не виден. М44 и М31 едва видны невооружённым глазом. Облака ярко освещены. Даже в средние телескопы объекты Мессье— бледные призраки их настоя- щего вида. Предельная величина для адаптированного глаза — 5m, 32-см рефлектор едва достигает 14-ой звёздной величины.



Класс 8: Городское небо.
Небо белесое или рыжеватое, заголовки в газетах читаются без труда. М31 и М44 могут быть за- мечены опытным наблюдателем в хорошие ночи. С небольшими телескопами можно отыскать только самые яркие объекты каталога Мессье. Некоторые звёзды, образующие знакомые контуры созвездий, едва видны или отсутствуют вообще. Невооружённый глаз видит звёзды в лучшем случае до 4,5m, если Вы знаете, где их искать. Проницающая сила 32-см рефлектора около 13m.



Класс 9: Внутригородское небо.
Всё небо ярко светится, даже в зените. Множество звёзд, образующих знакомые созвездия— не- видимы, слабые созвездия, например, Рак и Рыбы не видны совсем. Помимо, возможно, Плеяд, ника- кие объекты Мессье не видимы невооружённым глазом. Единственные небесные объекты, которые имеют приятный вид в телескоп— Луна, планеты и несколько звёздных скоплений (если Вы сможете их найти). Невооружённым глазом видны звёзды четвёртой величины или более яркие.



Приложение 3.



Список материалов, использованных в данной статье:

[1] В. Горшков, А Попов. "Астроклимат Пулковской обсерватории и техногенный фактор".

[2] И. Кучеров. "Астроклимат".

[3] "On the Prediction of Visibility for Deep Sky Objects" http://www.uv.es/jrtorres/index.html

[4] П. Щеглов. "Проблемы оптической астрономии".

[5] Е. Цимеринов. "Яркость ночного неба". Ка-Дар Инфо № 6, 2007 г.

[6] Л. Ткачук. "Фильтры для любителей астрономии".

[7] http://www.astronomer.ru Статьи по телескопостроению:


"Чернение поверхностей в любительских телескопах",


"Как рассчитать и установить диафрагмы-отсекатели света в телескопе системы Ньютона...",


"Как улучшить контраст в телескопе системы Ньютона".

[8] С. Плакса. "Особенности зрения человека в практике астрономических наблюдений".

[9] П. Бакулин. "Астрономический календарь. Постоянная часть", 6-е издание.

[11] Андрианов, Марленский. Школьная астрономическая обсерватория.

[12] John Е. Bortle. " Introducing the Bortle Dark-Sky Scale". Sky@ Telescope, February 2001.