46, б).
42. СТЕРЖНЕВЫЕ СИСТЕМЫ
В некоторых случаях выгоднее вместо сплошного сечения взять отдельные стержни в самых напряженных поясах (правая колонка на рис. 44). Так, консоль превращается в кронштейн (рис. 44, а, б), а балка -- в плоскую ферму (рис. 44, в -- е). Консоль имеет растягиваемый верхний и сжимаемый нижний пояса, поэтому выгодно нижний пояс делать из достаточно толстого стержня, а верхний -- из тонкой трубы, называемой растяжкой или вантой.
Очень интересная система -- ферма. Она представляет собой комбинацию стержневых треугольников, построенных так, что одна из сторон треугольника служит основанием другого треугольника. При этом любые нагрузки, приложенный, в вершинах треугольников, вызывают в стержнях только растяжение или сжатие и никогда изгиб. Это позволяет применить значительно более тонкие стержни, чем в сплошных балках при той же жесткости. Нагружение стержня в середине его пролета в фермах нерационально и никогда не применяется.
Здесь нужно оговориться, что это относится только к случаю, когда стержни соединены между собой шарнирами, как, например, показано на рис. 44. На практике вместо шарниров часто применяют жесткое соединение стержней. В этом случае ферма работает несколько иначе, но в основном она остается фермой с ее основными свойствами.
На рис. 47 показаны различные случаи, когда разомкнутые конструкции выгодно заменить замкнутыми, а прямоугольники из стержней -- системой треугольников.
Рис. 47. "Разомкнутые" и "замкнутые" системы.
43 НЕБЕСНАЯ СФЕРА И СИСТЕМЫ НЕБЕСНЫХ КООРДИНАТ
Прежде чем перейти к описанию монтировок телескопов, необходимо кратко рассказать о небесных координатах.
Небесная сфера -- воображаемая поверхность, не имеющая определенного радиуса. Мы видим эту сферу изнутри, и ее центр находится точно там, где расположен наблюдатель.
Рассмотрим основные точки и круги небесной сферы (рис. 48), для чего выделим из двух сфер, изображенных на рисунке, наружную. Точки пересечения
воображаемой оси вращения небесной сферы с самой сферой называются полюсами. Северный полюс мира (Р) виден в северном полушарии Земли, южный (Р') -- в южном. Близ Северного полюса расположена Полярная звезда. Близ Южного нет сколько-нибудь заметной звезды.
Рис. 48. Подвижная и неподвижная экваториальные системы координат.
Неподвижная система нанесена на наружную сферу, подвижная -- на внутреннюю. Горизонт и меридиан, не участвующие в суточном вращении, на подвижную сферу нанесены штриховыми линиями.
Высоту полюса мира над горизонтом можно измерять в градусах, она равна географической широте места наблюдений (j).
Большой круг сферы, проходящий через точку севера (С, полюс (Р), зенит (Z) и точку юга (Ю), называется небесным меридианом. Меридиан делит небо на два полушария -- восточное и западное.
Линия пересечения плоскости земного экватора с небесной сферой называется небесным экватором. Каждая точка экватора удалена от полюса на 90є. Малые круги, плоскости которых параллельны плоскости экватора и вдоль которых происходит суточное движение светил, называются суточными параллелями.
Экватор проходит через точки востока (В) и запада (З). В южной части неба он максимально поднимается над горизонтом. Точка пересечения экватора с меридианом поднимается над горизонтом на высоту 90є-j.
Для уверенного поиска светил, особенно слабых и невидимых невооруженным глазом, созданы системы небесных координат. Мы рассмотрим только две из них -неподвижную (первую) экваториальную (наружная сфера на рис. 48) и подвижную (вторую) экваториальную (внутренняя сфера). Разделение сферы на две -условное, нужное для того, чтобы яснее различать обе системы.
В обеих системах координат одна координата общая. Эта координата указывает кратчайшее на небесной сфере расстояние светила от небесного экватора. Она называется склонением светила (d).
Если светило лежит на экваторе, его склонение равно 0є. Склонение северного полюса +90є, южного --90є. Склонение звезды Денеб (a Лебедя) равно 44є55', склонение звезды Ригель (b Ориона) равно --8є19'.
Вторая координата в каждой системе своя. В первой системе (наружная сфера на рис. 48) -- это часовой угол (t). Часовой угол измеряется от меридиана до светила. По мере вращения небесной сферы часовой угол светила непрерывно меняется, поэтому его удобно измерять в часах, минутах и секундах (ч, м, с или латинскими буквами h, m, s) от меридиана по ходу вращения небесной сферы (по часовой стрелке). Каждый час часового угла равен 15є в угловой мере. Предположим, сейчас меридиан пересекает Капелла (a Возничего), и ее часовой угол равен нулю. Через час часовой угол Капеллы станет 1h (15є), еще через полтора часа 2h 30m (37є,5). Эта система удобна для снабжения телескопа координатным кругом по часовому углу, но неудобна для составления каталогов и звездных атласов. Для каталогов принята вторая (подвижная) система координат (внутренняя сфера на рис. 48). Склонение здесь определяется так же, как и в первой системе, а вместо часового угла служит прямое восхождение (a), которое отсчитывается от так называемой точки весеннего равноденствия до светила против вращения небесной сферы (против часовой стрелки). Так как точка весеннего равноденствия (g) участвует в суточном вращении небесной сферы, вся система координат оказывается подвижной относительно наблюдателя, но
неподвижной относительно звезд. Прямое восхождение отсчитывается также в часах, минутах и секундах. Если сейчас меридиан пересекает светило с прямым восхождением 0h0m, то час спустя его пересечет светило с прямым восхождением 1h0m.
Интересно, что, так называемые звездные сутки начинаются в момент, когда меридиан пересекает точка весеннего равноденствия g В этот момент звездное время всегда равно 0h. Значит, прямое восхождение светил, пересекающих в данный момент меридиан, равно звездному времени в данный момент. Например, если сейчас меридиан пересекает Вега (a Лиры), прямое восхождение которой равно 18h34m, то звездное время равно 18 ч 34 мин. Это очень удобно, так как, взглянув на часы, идущие по звездному времени, мы можем сразу узнать прямое восхождение светил, проходящих меридиан. Предположим, сейчас 5 ч звездного времени. Это значит, что меридиан проходят звезды с прямым восхождением 5h. Но нам надо найти слабую галактику, прямое восхождение которой 3h. Так как прямое восхождение отсчитывается против вращения небесной сферы, нам надо повернуть телескоп к западу от меридиана на 2h. Но этому соответствует часовой угол 2h. Значит, установив на координатном круге телескопа часовой угол 2h, мы приведем галактику в поле зрения.
Звездные сутки--время полного обращения Земли относительно звезд -- на 4 минуты короче солнечных. Дело в том, что благодаря обращению Земли вокруг Солнца мы видим, как оно постепенно перемещается среди созвездий. Каждые сутки оно перемещается приблизительно на 1є к востоку, двигаясь в том же направлении, что и Земля, при вращении вокруг оси. Поэтому солнечные сутки на 4 минуты длиннее звездных. Мы живем по солнечному времени, но телескоп поворачивать за звездами надо со скоростью один оборот за звездные сутки. Это и вынуждает нас мириться с некоторыми неудобствами. О том, как перенести гражданское время, по которому мы живем, в звездное, можно прочесть в соответствующих руководствах [23, 24].
Итак, чтобы найти на небе звезду, которую мы не видим простым глазом, или если и видим, но не можем ее выделить среди мириад звезд, нужно воспользоваться координатными кругами телескопа и координатами звезды, которые можно найти в каталогах или на подробных картах, а для слабых планет (Уран, Нептун) и астероидов -- в астрономическом календаре. Координаты комет публикуются в кометных циркулярах. Во всех этих случаях мы можем путем несложных вычислений по прямому восхождению определить часовой угол светила.
44. ТИПЫ МОНТИРОВОК
Каждый телескоп снабжается штативом, позволяющим направлять телескоп в любую точку небесной сферы и закреплять его в этом положении. Так как небесная сфера совершает суточное движение, штативы телескопов, называемые монтировками, нередко снабжаются часовыми приводами, которые чаще всего представляют собой электромоторчик мощностью в 7--15 ватт, который через систему шестерен вращает весь телескоп со скоростью один оборот в сутки.
Большинство земных зрительных труб снабжается так называемыми азимутальными монтировками. Азимутальная монтировка имеет две оси -вертикальную и горизонтальную. На рис. 49 показаны несколько азимутальных монтировок для небольших телескопов.
Первая монтировка (а) представляет собой образец чрезвычайной устойчивости и простоты. Ее нижний конец опирается на два ролика, катящиеся по куску гладкой доски. У окулярного конца -- две ручки, связанные с роликами стержнями. Вращая ручку, мы заставляем вращаться ролики, а телескоп медленно поворачивается по горизонтали. Для грубого наведения по высоте выдвигаем две ножки, а для тонкого вращаем винт, который поднимает или опускает верхний конец. Эта монтировка предложенная в прошлом веке А. Холкомбом, в наше время переживает свое возрождение. Она пригодна для визуальных наблюдений, особенно комет и объектов Мессье, и фотографических наблюдений Солнца.
Вторая монтировка (б) предназначена для рефлекторов, с помощью которых ведутся только визуальные наблюдения туманностей, скоплений, галактик и комет. Эта довольно простая монтировка делается из многослойной фанеры (8--10 мм) с небольшим использо
ванием металлических деталей. Она подробно описана ниже ( 53). Это так называемая азимутальная вилка.
Рис. 49. Азимутальные монтировки а) Монтировка Холкомба, б) азимутальная вилка, в) кометоискатель Бредфилда.
На рис. 49 в изображен кометоискатель - короткофокусный рефрактор известного ловца комет Бредфилда (Австралия). Это также вилка, но с небольшими изменениями. Предыдущая монтировка предназначена для телескопов с относительным отверстием 1/4--1/6. Монтировка Бредфилда может применяться с телескопами, имеющими длинные трубы. Для этого ее консоли несколько отогнуты в сторону, а для противодействия дрожанию имеется стержень, который при наведении телескопа на светило открепляется, а затем закрепляется.
Все описанные монтировки страдают тем недостатком, что наблюдатель, следящий за суточным движением светила, вынужден поворачивать время от времени телескоп сразу по двум координатам. Это приходится делать тем чаще, чем больше увеличение телескопа.
Если вертикальную ось азимутальной монтировки наклонить на угол, равный широте места наблюдений, и направить ее на полюс мира, то она станет параллельной земной оси (направление, указанное стрелкой на рис. 50). Поворачивая телескоп только вокруг этой оси, мы сможем удерживать светило неопределенно долго в поле зрения телескопа. Эта ось носит название полярной оси, а вся монтировка -- полярной или экваториальной.
Разумеется, все из перечисленных ранее монтировок можно превратить в экваториальные, если их вертикальные оси наклонить, как было сказано. Конечно, несимметричные монтировки потребуют противовеса, который будет уравновешивать трубу относительно полярной оси. Чаще всего противовес устанавливается на продолжении оси, перпендикулярной к полярной и называемой осью склонений. Поворачивая телескоп вокруг полярной оси, мы изменяем часовой угол, а при повороте вокруг оси склонений изменяем склонение.
На экваториальной "немецкой" монтировке крепятся небольшие телескопы. Монтировка асимметричная и требует противовеса, который для небольших телескопов незначительно увеличивает вес всей установки (рис. 50, а, б). Подробнее о монтировке мы расскажем ниже.
"Немецкая" монтировка имеет тот недостаток, что при прохождении светила через меридиан в районе от зенита до точки севера труба своим нижним концом упирается в колонну. Телескоп приходится "перекладывать", повернув на 180є по склонению и на 12 ч по прямому восхождению. После этого наблюдения можно продолжать. Чтобы избежать этого, колонну изгибают
Рис. 50. Немецкие монтировки.
а) Монтировка с регулируемым наклоном полярной оси, б) монтировка со складным штативом из 10-миллиметровой фанеры, в) монтировка из толстых водопроводных труб, г) монтировка с опущенным противовесом.
под углом, равным широте места, или увеличивают длину полярной оси и опускают опору (рис. 50, в, г).
Если полярную ось удлинить и опереть на две опоры, монтировку можно сделать значительно жестче. Такая монтировка называется английской (рис. 51,а,б).
Чем больше вес телескопа, тем больше должен быть противовес и тем больше прогибается полярная ось. Можно "раздвоить" полярную ось, превратив ее в ярмо
(Рис.51, в )
Труба крепится на полуосях, а ярмо вращается на двух подшипниках, установленных на двух опорах - северной и южной. Ярмо делает недоступной полярную область неба. Это не очень страшно, так как в околополярной области мало интересных объектов. Однако можно преодолеть этот недостаток ярма, несколько искривив его две длинные балки. Ось склонений несколько переместится с полярной оси, и телескоп можно будет направить на полюс мира, но это дается ценой установки противовеса (рис. 51, г).
Чтобы оставить ярмо симметричным и избежать применения противовеса, при строительстве 5-метрового телескопа обсерватории Маунт Паломар было решено северный подшипник ярма выполнить в виде подковы, в которую погружается телескоп во время наблюдений около полюса мира*). Эта подкова в любительских монтировках катается на двух небольших роликах, как это показано на рис. 52, а.
*) Этот тип монтировки предложил в начало века художник, полярный исследователь и любигель телескопостроения Рассел Портер. Когда в 30-е годы он был привлечен к строительству 5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Паломар, он применил этот тип монтировки для телескопа-гиганта. Портер предложил многочисленные варианты устойчивых и удобных и работе монтировок [14].
Подшипники полуосей оси склонений можно установить на подкове, как это сделано у 4-метровых телескопов обсерваторий Китт Пик и Серро Тололо.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27