Телескопы и история их создания

Но еще раньше, в 1885 году Альван Кларк побил свои прежние достижения. В 1878 году Пулковская обсерватория обратилась к фирме Кларка с заказом на изготовление 30-дюймового рефрактора, самого крупного в мире. На изготовление этого телескопа российское правительство ассигновало 300000 рублей. Заказ был выполнен за полтора года, причем объектив изготовил сам Альван Кларк из стекол парижской фирмы Фейль, а механическая часть телескопа была сделана немецкой фирмой Репсальд.

Новый Пулковский рефрактор оказался превосходным, одним из лучших рефракторов мира. Но уже в 1888 году на горе Гамильтон в Калифорнии начала свою работу Ликская обсерватория, оснащенная 36-дюймовым рефрактором Альвана Кларка. Отличные атмосферные условия сочетались здесь с превосходными качествами инструмента.

Рефракторы Кларка сыграли огромную роль в астрономии. Они обогатили планетарную и звездную астрономию открытиями первостепенного значения. Успешная работа на этих телескопах продолжается и поныне.

1.5. Создание рефлекторов (зеркальные телескопы)

Идея создания зеркального телескопа, или рефлектора (рис.9) была высказана при жизни Галилея Н. уки (1616 г.) и М. Мерсеном (1638 г.).

Рис.9 Рефлектор Ньютона 

Однако они, как позже Д. Грегори(1663 г.) и Г. Кассегрен (1672 г.) предложили лишь теоретические схемы этих телескопов, но ни один образец изготовлен не был. В 1664 году Роберт Гук изготовил рефлектор по схеме Грегори, но качество телескопа оставляло желать лучшего. Лишь в 1668 году Исаак Ньютон, наконец, построил первый действующий рефлектор. Этот крошечный телескоп по размерам уступал даже галилеевским трубам. Главное вогнутое сферическое зеркало из полированной зеркальной бронзы имело в поперечнике всего 2.5 см., а его фокусное расстояние составляло 6.5 см. Лучи от главного зеркала (рис. 3а) отражались небольшим плоским зеркалом в боковой окуляр, представлявший собой плоско-выпуклую линзу. Первоначально рефлектор Ньютона увеличивал в 41 раз, но, поменяв окуляр и, снизив увеличение до 25 раз, ученый нашел, что небесные светила при этом выглядят ярче и наблюдать их удобнее.

Рис.3 Ход луча в рефраторах Ньютона (а),Грегори (б),Кассеврена (в)

В 1671 году Ньютон соорудил второй рефлектор, чуть больше первого (диаметр главного зеркала был равен 3.4 см. при фокусном расстоянии 16 см.). Система Ньютона получилась весьма удобной, и она успешно применяется до сих пор.

Рефлектор по схеме Грегори (рис 3 б) имеет несколько другое устройство. Лучи от главного зеркала падают на небольшое вогнутое эллипсоидальное зеркало, отражающее их в окуляр, который укреплен в центральном отверстии главного зеркала. Эта система имеет некоторые преимущества перед системой Ньютона. Так как эллипсоидальное зеркало находится дальше главного фокуса телескопа, изображения в рефлекторе Грегори прямые (как в театральном бинокле). При рассматривании земных предметов это удобно, а при наблюдении небесных тел – безразлично. Так как эллипсоидальное зеркало как бы удлиняет фокусное расстояние телескопа, в рефлекторах Грегори при прочих равных условиях можно применять большие увеличения, чем в рефлекторах Ньютона. Кроме того, наблюдатель смотрит на небесный объект прямо, что при наведении на светило представляет некоторое неудобство.

Если вогнутое эллипсоидальное зеркало заменить выпуклым гиперболическим, получаем систему Кассенгрена (рис. 3в). Так как гиперболическое зеркало встречает лучи, отраженные главным зеркалом до фокуса, кассенгреновские рефлекторы короткие, практичные, что удобно для некоторых астрофизических наблюдений.

Главное преимущество рефлекторов – отсутствие у зеркал хроматической аберрации. Если же главному зеркалу придать форму параболоида вращения, то можно теоретически свести к нулю сферическую аберрацию (во всяком случае, для лучей, падающих на главное зеркало параллельно его оптической оси). Изготовление зеркал – дело более легкое, чем шлифовка огромных линзовых объективов, и это также предрешило успех рефлекторов. Из-за отсутствия хроматических аберраций рефлекторы можно делать очень светосильными (до 1:3), что совершенно немыслимо для рефракторов. При изготовлении рефлекторы обходятся гораздо дешевле, чем равные по диаметру рефракторы.

Есть, конечно, недостатки и у зеркальных телескопов. Их трубы открыты, и токи воздуха внутри трубы создают неоднородности, портящие изображение. Отражающие поверхности зеркал сравнительно быстро тускнеют и нуждаются в восстановлении. Для отличных изображений требуется почти идеальная форма зеркал, что трудно исполнить, так как в процессе работы форма зеркал слегка меняется от механических нагрузок и колебаний температуры. И все-таки рефлекторы оказались наиболее перспективным видом телескопов.

1.6 . Катадиоптрические (зеркально-линзовые)  телескопы

Стремление свести к минимуму всевозможные аберрации телескопов рефлекторов и рефракторов привело к созданию комбинированных зеркально-линзовых телескопов. В этих инструментах функции зеркал и линз разделены таким образом, что зеркала формируют изображение, а линзы исправляют аберрации зеркал. Первый телескоп такого типа был создан жившим в 1930 году в германии оптиком Б. Шмидтом (эстонцем по происхождению). В телескопе Шмидта главное зеркало имеет сферическую отражающую поверхность, а значит, тем самым отпадают трудности, связанные с параболизацией зеркал. Естественно, что сферическое зеркало большого диаметра обладает весьма заметными аберрациями, в первую очередь сферической. Для того чтобы максимально уменьшить эти аберрации, Шмидт поместил в центре кривизны главного зеркала тонкую стеклянную коррекционную линзу (рис 4а).

 На глаз она кажется обыкновенным  плоским стеклом, но на самом  деле поверхность ее очень  сложная (хотя отклонения от плоскости  не превышают нескольких сотых  долей мм.). Она рассчитана так, чтобы исправить сферическую аберрацию, кому и астигматизм главного зеркала. При этом происходит как бы взаимная компенсация аберраций зеркала и линзы. Хотя в системе Шмидта остаются неисправленными второстепенные аберрации (например, дисторсия), телескопы такого вида заслуженно считаются лучшими для фотографирования небесных тел. В отличии от рефлекторов, тубус камеры Шмидта наглухо закрыт коррекционной пластинкой и это исключает возникновение токов воздуха в трубе, которые портят изображение. Одно из главных достоинств телескопов Шмидта – огромное поле зрения и светосила. У большинства таких телескопов диаметр поля зрения доходит до 250, а в некоторых и того больше. Но есть недостатки и у таких телескопов. Так как коррекционная линза укреплена на двойном фокусном расстоянии от зеркала, тубус шмидтовских камер получается сравнительно длинным. Главная же беда заключается в том: из-за сложной формы коррекционной пластинки изготовление её сопряжено с огромными трудностями. Поэтому создание крупных камер Шмидта – редкое событие в астрономической технике.

Рис.11 Катадиоптрический Максутова-Кассегрена 

В 1941 году известный советский оптик Д. Д. Максутов изобрел новый тип зеркально-линзового телескопа (рис.11), свободного от главного недостатка камер Шмидта. В системе Максутова (рис. 4б) как и в системе Шмидта главное зеркало имеет сферическую вогнутую поверхность. Однако вместо сложной коррекционной линзы Максутов использовал сферический мениск – слабую рассеивающую выпукло-вогнутую линзу, сферическая аберрация которой полностью компенсирует сферическую аберрацию главного зеркала. А так как мениск слабо изогнут и мало отличается от плоско – параллельной пластинки, хроматическую аберрацию он почти не создает. В системе Максутова все поверхности зеркала и мениска сферические, что сильно облегчает их изготовление. Центральная часть мениска посеребрена и используется как второе отражающее зеркало в системе Кассенгрена. Из-за этого максутовские телескопы получаются относительно короткими, компактными, удобными в обращении. В инструментах такого типа можно использовать ньютоновскую систему (рис.10) и систему Грегори.

Рис.10 Катадиоптрический Ньютона                                              

1.7. Радиотелескопы

В радиотелескопе (рис.12) радиоволны собирает металлическое зеркало, иногда сплошное, а иногда решетчатое. Форма зеркала в телескопе, как и в рефлекторе, параболическая (или, точнее, параболоидальная) поверхность способна собирать в фокусе падающее на нее электромагнитное излучение. Если бы глаз мог воспринимать радиоволны, то устройство радиотелескопа было бы неотличимым от устройства телескопа-рефлектора. На самом деле приемником радиоволн вы радиотелескопах служит не человеческий глаз или фотопластинка, а высокочувствительный радиоприемник. Зеркало концентрирует радиоволны на маленькой дипальной антенне, облучая её. Вот почему эта антенна называется облучатель. Радиоволны, как и всякое другое излучение, несут в себе некоторую энергию. Поэтому, попадая на облучатель, они возбуждают в этом металлическом проводнике упорядоченное перемещение электронов или, иначе говоря, электрический ток. Радиоволны с невообразимо большой скоростью «набегают» на облучатель. Поэтому в облучателе возникает быстропеременный электрический ток. От облучателя к радиоприемнику электрический ток передается по волноводам – специальным проводникам, имеющим форму полых трубок. Космические радиоволны, или точнее, возбужденные ими электрические токи поступают в радиоприемник. К приемнику радио телескопа присоединяют специальный самопишущий прибор, который регистрирует поток радиоволн определенной длины. У радиотелескопов 2 типа установок: одни из них могут двигаться только вокруг вертикальной или горизонтальной осей, другие снабжены параллактической установкой. Установки имеют очень важное значение: как можно точнее нацелить зеркало на объект наблюдений и сохранить такую ориентировку во время наблюдений.

В некоторых радиотелескопах, рассчитанных на прием радиоволн с длиной, измеряемой многими метрами, зеркала делают не сплошными, а сетчатыми. Это значительно уменьшает массу инструмента, и в тоже время, если размеры ячеек малы в сравнении с длиной радиоволн, решетчатое зеркало действует как сплошное. Иначе говоря, для радиоволн отверстия в зеркале радиотелескопа, в сущности, являются неощутимыми «неровностями». Особенностью таких телескопов является то, что они могут работать на различных длинах волн. Очевидно, что свойство параболических зеркал концентрировать излучение в фокусе не зависит от длины волны этого излучения. Чем больше размеры зеркала, тем больше излучения оно собирает. Количество собираемого излучения пропорционально площади зеркала. Значит, чем больше зеркало, чем чувствительнее телескоп, тем более слабые источники излучения удается наблюдать: ведется ли прием на радиоволнах или на лучах видимого света.

Возможности радиотелескопов.

Благодаря сложным оптическим явлениям лучи от звезды, уловленные телескопом, сходятся не в одной точке (фокусе телескопа), а в некоторой небольшой области пространства вблизи фокуса, образуя так называемое фокальное пятно. В этом пятне объектив телескопа конденсирует электромагнитную энергию светила, уловленную телескопом. Если взглянуть в телескоп, звезда покажется нам не точкой, а кружком с заметным диаметром. Но это не настоящий диск звезды, а лишь её испорченное изображение, вызванное несовершенством телескопа. Мы видим, созданное телескопом фокальное пятно. Чем больше диаметр объектива телескопа, тем меньше фокальное пятно. Следовательно, большинство телескопов обладают большей «зоркостью», благодаря большим размерам. Радиотелескопы воспринимают весьма длинноволновое излучение. Поэтому фокальное пятно в радиотелескопах огромно. И соответственно разрешающая способность их весьма низка. Оказывается, например, что радиотелескоп с диаметром зеркала 5м. При длине волны 1м способен разделить источники излучения, если они отстоят друг от друга больше чем на 100. Кроме радиотелескопов существуют еще радиоинтерферометры. Это 2 одинаковых радиотелескопа, разделенные расстоянием (базой) и соединенные между собой электрическим кабелем, к середине которого присоединен радиоприемник. От источника радиоизлучения на оба телескопа непрерывно приходят радиоволны. Однако, тем из них, которые попадают на левое зеркало, приходится проделать несколько больший путь, чем радиоволнам, уловленным правым телескопом.

Радиоинтерферометры гораздо «зорче» обычных радиотелескопов, так как они реагируют на очень малые угловые смещения светила, а значит, позволяют исследовать объекты с небольшими угловыми размерами. Иногда, радиоинтерферометры состоят не из двух, а из нескольких радиотелескопов. При этом разрешающая способность такого устройства существенно увеличивается. Нужно сказать, что и в отечественной астрономии используют интерферометры. Их подсоединяют к крупным телескопам, чтобы измерять реальные поперечники звезд. В обоих случаях интерферометры играют роль своеобразных «очков», позволяющих рассмотреть важные подробности в окружающей нас Вселенной.

Таким образом, новая техника поставила перед наукой новые проблемы принципиального характера. Достигнутая ныне разрешающая способность радиоинтерферометров – это ещё не предел. В будущем, вероятно, радиотелескопы станут еще зорче.

1.8. Инфракрасный телескоп

Инфракрасные телескопы (рис.13) – это вид телескопов, которые применяются в астрономии для исследования теплового излучения космических объектов. Инфракрасное излучение – электромагнитное излучение, занимающее спектральную область между красным концом видимого света (с длиной волны 0,74 мкм) и микроволновым излучением (1-2 мм). Другое название инфракрасного излучения – «тепловое» излучение. Действительно, все тела, твердые и жидкие, нагретые до определенной температуры, излучают энергию в инфракрасном спектре. При этом длины волн, излучаемые телом, зависят от температуры нагревания: чем выше температура, тем короче длина волны и выше интенсивность излучения. Первые эксперименты в области изучения инфракрасного излучения были проведены еще на рубеже 18-19 веков. Именно тогда английский ученый Уильям Гершель провел исследование нагревательных способностей лучей разных частей спектра. Обнаруженное невидимое излучение, способное, тем не менее, нагревать Гершель назвал инфракрасным.

Известно три составляющих диапазона инфракрасного излучения: коротковолновая, средневолновая и длинноволновая область. Длинноволновую область иногда называют терагерцовым излучением. Доказано, что земная атмосфера пропускает инфракрасное излучение только определенного диапазона: 0,75-5 мкм. Для остальной части лучей она непрозрачна. Тем не менее, инфракрасное наблюдение активно используется в астрономии с 19 века. С помощью инфракрасных телескопов зачастую можно сделать такие наблюдения, которые невыполнимы с помощью обычной астрономической техники. Основателем инфракрасной астрономии принято считать британского ученого Чарльза Пиацци Смита, который в 1856 году первым зарегистрировал тепловое излучение Луны.

Принцип действия инфракрасного телескопа состоит в принятии и обработке теплового излучения. Основным элементом первых радиотелескопов была полоска фольги, обладающая черной поверхностью. Если через фольгу пропустить ток, то при изменении температуры металла, меняется его сопротивление. Следовательно, изменяются и показатели тока. В зависимости от этих показателей можно рассчитать интенсивность теплового излучения.

Важнейшим блоком любого инфракрасного телескопа является криостат. В отличие от обычных телескопов, которые мало зависят от температуры окружающей среды, инфракрасный телескоп при работе нужно постоянно охлаждать, иначе кроме излучения космических объектов он будет регистрировать тепловое излучение всех близлежащих объектов, а также самого себя, т.е. главный сигнал затеряется за шумом. Для охлаждения инфракрасных телескопов изначально использовался сухой лед, потом для лучшей защиты от помех разработчики телескопов перешли на жидкий азот. В настоящее время большинство телескопов охлаждают жидким гелием.