основи астрономії

Телескопи бувають самими різними - оптичні (загального астрофізичного призначення, коронографи, телескопи для спостереження ШСЗ), радіотелескопи, інфрачервоні, нейтрино, рентгенівські. При всьому своєму різноманітті, всі телескопи, що приймають електромагнітне випромінювання, вирішують два основні завдання:

• 1) створити максимально різке зображення і, при візуальних спостереженнях, збільшити кутові відстані між об'єктами (зірками, галактиками і т. П.)
• 2) зібрати якомога більше енергії випромінювання, збільшити освітленість зображення об'єктів.

Оптичні телескопи - типи і пристрій.

Паралельні промені світла (наприклад, від зірки) падають на об'єктив. Об'єктив будує зображення в фокальній площині. Промені світла, паралельні головній оптичній осі, збираються в фокусі F, що лежить на цій осі. Інші пучки світла збираються поблизу фокусу - вище або нижче. Це зображення за допомогою окуляра розглядає спостерігач. Діаметри вхідного і вихідного пучків сильно розрізняються (вхідний має діаметр об'єктива, а вихідний - діаметр зображення об'єктива, побудованого окуляром). В правильно налаштованому телескопі весь світ, зібраний об'єктивом, потрапляє в зіницю спостерігача.

При цьому виграш пропорційний квадрату відносини діаметрів об'єктива і зіниці. Для великих телескопів ця величина складає десятки тисяч разів. Так вирішується одна з основних задач телескопа - зібрати більше світла від спостережуваних об'єктів. Якщо мова йде про фотографічному телескопі - астрографі, то в ньому збільшується освітленість фотопластинки. Друге завдання телескопа - збільшувати кут, під яким спостерігач бачить об'єкт. Здатність збільшувати кут характеризується збільшенням телескопа. Воно дорівнює відношенню фокусних відстаней об'єктива F і окуляра f. Перший телескоп з'явився на початку XVII століття. Історія телескопа. Перший телескоп був побудований в 1609 році італійським астрономом Галілео Галілеєм. Телескоп мав скромні розміри (довжина труби 1245 мм, діаметр об'єктива 53 мм, окуляр 25 діоптрій), недосконалу оптичну схему і 30-кратне збільшення. Він дозволив зробити цілу серію чудових відкриттів (фази Венери, гори на Місяці, супутники Юпітера, плями на Сонці, зірки в Чумацькому Шляху). Дуже погана якість зображення в перших телескопах змусило оптиків шукати шляхи вирішення цієї проблеми. Виявилося, що збільшення фокусної відстані об'єктива значно поліпшує якість зображення.

Телескопи Галілея (Музей історії науки, Флоренція). Два телескопа укріплені на музейній підставці, В центрі віньєтки розбитий об'єктив від першого телескопа Галілея.

Телескоп Гевелия. Телескоп Гевелия мав довжину 50 м і підвішувався системою канатів на стовпі. Телескоп Озу мав довжину 98 метрів. При цьому він не мав труби, об'єктив розташовувався на стовпі на відстані майже 100 метрів від окуляра, який спостерігач тримав в руках (так званий повітряний телескоп). Спостерігати з таким телескопом було дуже незручно. Озу не зробив жодного відкриття. Християн Гюйгенс, спостерігаючи в 64-метрова повітряна телескоп, відкрив кільце Сатурна і його супутник - Титан, а також зауважив смуги на диску Юпітера. Інший великий астроном того часу, Жан Кассіні, за допомогою повітряних телескопів відкрив ще чотири супутники Сатурна (Япет, Рея, Діона, Тефия), щілину в кільці Сатурна (щілину Кассіні), «моря» і полярні шапки на Марсі. 1663 року Грегорі створив нову схему телескопа-рефлектора. Грегорі першим запропонував використовувати в телескопі замість лінзи дзеркало. Основна аберація лінзових об'єктивів - хроматична - повністю відсутня в дзеркальному телескопі.

Перший в світі телескоп-рефлектор.

Перший телескоп-рефлектор був побудований Ісааком Ньютоном в 1668 році. Схема, за якою він був побудований, отримала назву «схема Ньютона». Довжина телескопа становила 15 см.

Телескоп Шмідта-Кассергена (див. Зображення праворуч) дуже популярний серед астрономів-любителів. 1672 році Кассегрен запропонував схему двухзеркальной системи, незабаром стала найбільш популярною. Перше дзеркало було параболічних, друге мало форму опуклого гіперболоїда і розташовувалося перед фокусом першого. В даний час практично всі телескопи є дзеркальними. Спочатку дзеркала робили з металевих заготовок. Зараз їх виготовляють зі скла, а потім наносять на поверхню тонкий шар срібла (використовується в основному любителями) або алюмінію, який напилюється в вакуумі.

Телескоп ім. Кека - спільний проект Каліфорнійського технологічного інституту і Каліфорнійського університету. Найбільший в світі дзеркальний телескоп ім. Кека має діаметр 10 м і знаходиться на Гавайських островах. ВУкаіни на Кавказі працює телескоп БТА розміром 6 м.

До оптичних телескопів відносять, перш за все, Рефрактори і рефлектори. Головна частина найпростішого рефрактора - об'єктив - двоопуклої лінзи, встановлена ​​в передній частині телескопа. Об'єктив збирає випромінювання. Чим більше розміри об'єктива D, тим більше збирає випромінювання телескоп, тим слабші джерела можуть бути виявлені ім. Щоб уникнути хроматичної аберації, лінзові об'єктиви роблять складовими. Однак у випадках, коли потрібно звести до мінімуму розсіювання в системі, доводиться використовувати і одиночну лінзу. Відстань від об'єктива до головного фокуса називається головним фокусною відстанню F. Найбільший рефрактор у світі, який знаходиться в Йоркській обсерваторії в США, має лінзу діаметром в 1 м. Лінза з великим діаметром була б занадто важка і складна у виготовленні.

Рефрактор Йоркській обсерваторії в США.

Основним елементом рефлектора є дзеркало - відбиває поверхня сферичної, параболічної або гіперболічної форми. Зазвичай воно робиться зі скляної або кварцовою заготовки круглої форми і потім покривається відбиваючим покриттям (тонкий шар срібла або алюмінію). Точність виготовлення поверхні дзеркала, тобто максимально допустимі відхилення від заданої форми, залежить від довжини хвилі світла, на якій буде працювати дзеркало. Точність повинна бути краще, ніж # 955; / 8. Наприклад, дзеркало, яке працює у видимому світлі (довжина хвилі # 955; = 0,5 мікрона), має бути виготовлено з точністю 0,06 мкм (0,00006 мм). Звернена до ока спостерігача оптична система називається окуляром. У найпростішому випадку окуляр може складатися тільки з однієї позитивної лінзи (в цьому випадку ми отримаємо сильно спотворене хроматичної аберацією зображення). Найважливішими характеристиками телескопа (крім його оптичної схеми, діаметра об'єктива і фокусної відстані) є проникаюча сила, роздільна здатність, відносний отвір і кутове збільшення. Проникаюча сила телескопа характеризується граничною зоряною величиною m найслабшою зірки, яку можна побачити в даний інструмент при найкращих умовах спостережень. Для таких умов проницающую силу можна визначити за формулою: m = 2,1 + 5 lgD, де D - діаметр об'єктива в міліметрах.

Роздільна здатність - мінімальний кут між двома зірками, видимими окремо. Якщо неозброєним оком можна розрізнити дві зірки з кутовою відстанню не менше 2 ', то телескоп дозволяє зменшити цю межу в # 915; раз. Обмеження на граничне збільшення накладає явище дифракції - огибание світловими хвилями країв об'єктива. Через дифракції замість зображення точки виходять кільця. Для видимих ​​довжин хвиль при # 955; = 550 нм на телескопі з діаметром D = 1 м теоретичне кутовий дозвіл дорівнюватиме # 948; = 0,1 ". Практично кутовий дозвіл великих телескопів обмежується атмосферних тремтінням. При фотографічних спостереженнях роздільна здатність завжди обмежена земною атмосферою і похибками гидирования і не буває краще 0,3". При спостереженнях оком через те, що можна спробувати зловити момент, коли атмосфера відносно спокійна (достатньо кількох секунд), роздільна здатність у телескопів з діаметром D, великим 2 м, може бути близька до теоретичної. Хорошим вважається телескоп, який збирає понад 50% випромінювання в гуртку 0,5 ".

У телескопів для візуальних спостережень типове значення відносного отвору 1/10 і менше. У сучасних телескопів вона дорівнює 1/4 і більше. Часто замість відносного отвору використовується поняття світлосили, що дорівнює (D / F) 2. Світлосила характеризує освітленість, створювану об'єктивом в фокальній площині.

Відносним фокусною відстанню телескопа (позначається перевернутою літерою А) називається величина, зворотна відносному отвору: = F / D. У фотографії ця величина часто називається діафрагмою. Відносна збільшення (або просто збільшення) показує, у скільки разів кут, під яким видно об'єкт при спостереженні в телескоп, більше, ніж при спостереженні оком. Збільшення дорівнює відношенню фокусних відстаней об'єктива і окуляра: # 915; = Fоб / Fок. Спотворення зображення, спричинене недоліками оптичної системи, називається аберацією. Аберації оптичних систем бувають фізичні і геометричні. Фізична аберація - хроматична. Геометричні аберації - сферична, кома, астигматизм, кривизна поля і дисторсия.

Хроматична аберація створює райдужний ореол навколо зірки. Хроматична аберація характерна для всіх заломлюючих оптичних приладів. Виникає через те, що коефіцієнт заломлення середовища залежить від довжини хвилі світла. Сині промені відхиляються лінзою сильніше червоних, і тому положення фокусів для променів різних довжин хвиль не збігаються. В результаті зображення зірки виглядає як набір райдужних кілець. Вже перші телескопи Галілея мали сильну хроматичну аберацію. Першим, хто вирішив «позбутися» від хроматичної аберації, був Ньютон. Спочатку він вирішив спробувати в телескопах дві лінзи, які мають негативну і позитивну оптичну сили, але не зміг створити телескопа, вільного від хроматичної аберації. Саме тому Ньютон став робити телескопи з увігнутими дзеркалами. Тільки в 1747 році Ейлер математично довів існування об'єктива, що складається з двох скляних менісків, позбавленого хроматичної аберації. Оптичні системи, в яких хроматична аберація усунена в об'єктивах, виготовлених із стекол з різними коефіцієнтами заломлення, називаються ахроматамі. Хроматична аберація повністю відсутня в дзеркальних системах. Сферична аберація виникає через те, що промені світла, паралельні головній оптичній осі об'єктива, падаючи на сферичну поверхню лінзи або дзеркала, після заломлення або відбиття перетинаються не в одній точці. Краї об'єктива будують зображення ближче до об'єктиву, а центральна частина - далі. В результаті зображення має в фокальній площині нерезкий вид. У рефракторах сферична аберація спільно з хроматичної аберацією усувається підбором лінз. У рефлекторах дзеркала надається не сферичну, а параболічну форму. Система, в якій сферична аберація виправлена, називається стігматічной.

Сферична аберація виправляється доданням дзеркала параболічної форми.

Кома - внеосевой аберація, пов'язана з нахилом променів світла, що йдуть від джерела, до оптичної осі телескопа. При цьому зображення зірки має вигляд краплі або комети з яскравим ядром і великим хвостом - звідси і пішла назва аберації. Лінійні розміри плями коми пропорційні відстані зірки від оптичної осі і квадрату відносного отвору об'єктива. Система, вільна як від сферичної аберації, так і від коми, називається апланатіческой.

Астигматизм полягає в розтягуванні точкового зображення в рисочку. Промені світла від об'єкта, що йдуть в різних площинах, не можуть сфокусуватися на одній площині зображення. Розмір астигматичного зображення зростає пропорційно квадрату кутової відстані зірки від центру оптичної системи. Оптичні системи, в яких виправлений астигматизм, називаються анастігматіческімі. Нарешті, дисторсия пов'язана з перекручуванням масштабів зображення. Зображення зірки збирається в одну точку, але ця крапка не збігається із зображенням зірки в ідеальному телескопі. Через це зображення квадрата матиме вигляд або подушки, або бочки. Оптичні системи, вільні від дисторсии, називаються ортоскопіческімі.

Подушкообразная і бочкообразная дисторсии. Зліва наведено неспотворене зображення. У 1929 році Бернгардт Шмідт вирішив проблему створення телескопа, вільного від коми і астигматизму і володіє великим полем. У камері Шмідта використовуються увігнуте сферичне дзеркало і корекційна платівка Шмідта, яка представляє собою майже плоске оптичне скло, належним чином заретушоване з одного боку. Центральна частина пластинки діє як слабка позитивна лінза, зовнішня частина пластинки - як слабка негативна лінза. Такі оптичні системи називаються камерами Шмідта або системами Шмідта.

На спостереження в телескоп накладаються також фізичні обмеження. Оскільки зірки - чи не абсолютні точки, а мають кінцевий кутовий розмір, (наприклад, Сонце (R = 7 # 8729; 108 м) з відстані d = 10 пк буде видно під кутом # 952; = R / d ≈ 6 # 8729; 10-4 "), потрібно враховувати явище дифракції: для монохроматичного джерела з довжиною хвилі # 955; розмір дифракційного гуртка

Крім цього існує і інша причина, що обмежує максимальний дозвіл телескопа, - тремтіння атмосфери. В результаті рідко коли зображення буває краще 1 ", що набагато більше кутових розмірів дифракційного гуртка. У багатьох обсерваторіях (особливо старих) непоганим результатом вважається дозвіл в 2-3". Однак це розмір усередненого в часі зображення. У кожен момент часу дозвіл може бути менше.

Обсерваторія Мауна-Кеа вночі. Найякісніші спостереження на Землі проводяться в високогірній обсерваторії Мауна-Кеа (4 000 м над рівнем моря) на Гавайських островах. Космічний телескоп вільний від впливу атмосфери, і там досягається дифракційну межу. Система з адаптивною оптикою є не стаціонарної, а може змінювати форми входять до неї поверхонь в залежності від зміни зображення об'єкта. Таким чином, вдається значною мірою придушити негативний вплив земної атмосфери. В результаті вдається досягти більш високої роздільної здатності, а значить, і отримати нові дані про спостережувані об'єкти. У 70-х роках ХХ століття став застосовуватися метод спекл-інтерферометрії, що складається в статистичній обробці дуже коротких експозицій (0,01 сек), за час яких дифракційне зображення не «розмазується» атмосферою. Першим приймачем зображень в телескопі, винайденим Галілеєм в 1609 році, був очей спостерігача. З тих пір не тільки збільшилися розміри телескопів, але і принципово змінилися приймачі зображення. На початку ХХ століття в астрономії стали вживатися фотопластинки, чутливі в різних областях спектру. Потім були винайдені фотоелектронні помножувачі (ФЕУ), електронно-оптичні перетворювачі (ЕОП).

Еволюція параметрів оптичних телескопів:

В сучасних телескопах в якості приймачів випромінювання використовують ПЗС-матриці. ПЗС складається з великої кількості (1000 × 1000 і більше) напівпровідникових чутливих осередків розміром в декілька мікрон кожна, в яких кванти випромінювання звільняють заряди, що накопичуються в певних місцях - елементах зображення. Зображення обробляються в цифровому вигляді за допомогою ЕОМ. Матриця повинна охолоджуватися до температур -130 ° С. Спостереження на сучасних телескопах проводяться із спеціальних приміщень; під час роботи телескопів людям в будівлі бажано не знаходиться, щоб не створювати зайвих вібрацій і потоків тепла. Деякі телескопи можуть передавати зображення безпосередньо користувачам Internet. В сучасних телескопах-рефлекторах головне дзеркало, як правило, має параболічну або гіперболічний форму. Вони здатні отримувати зображення не тільки в оптичному, а й в інфрачервоному й ультрафіолетовому діапазонах. Є механізми компенсування тремтіння атмосфери - адаптивна оптика і спекл-интерферометрия.

П'ятиметровий рефлектор Паломарской обсерваторії. Фотографія виконана з великою експозицією, протягом якої купол вежі з відкритою щілиною повернувся, що створило ефект його прозорості. На Паломарской обсерваторії за допомогою дзеркально-лінзового телескопа системи Шмідта був проведений огляд, що складається з тисячі карт, які закарбували в двох кольорах об'єкти неба до 21-ї зоряної величини. П'ятиметровий телескоп Паломарской обсерваторії є найстарішим з найбільших телескопів світу.

Система телескопів Very Large Telescop.