Історія винайдення телескопа

Лінза А , повернена до об'єкта спостереження , називається об'єктивом , а лінза В, до якої прикладає своє око спостерігач - Окуляр . Якщо лінза товщі посередині , ніж на краях , вона називається збирає або позитивною, в іншому випадку - розсіює або негативної. У телескопі Галілея об'єктивом служила плоско - опукла лінза, а окуляром - плоско - увігнута .

Уявімо собі найпростішу двоопуклоюлінзу, сферичні поверхні якої мають однакову кривизну. Пряма, що з'єднує центри цих поверхонь, називається Оптичної віссю лінзи. Якщо на таку лінзу потрапляють промені, що йдуть паралельно оптичної осі, вони, заломлюючись в лінзі, збираються в точці оптичної осі, званої Фокусом лінзи. Відстань від центру лінзи до її фокуса називають фокусною відстанню. Чим більше кривизна поверхонь збирає лінзи, тим менше фокусна відстань. У фокусі такої лінзи завжди виходить дійсне зображення предмета .

Інакше поводяться розсіюють, негативні лінзи . Потрапляє на них паралельно оптичній осі пучок світла вони розсіюють і в фокусі такої лінзи сходяться не власними промені, а їх продовження . Тому що розсіюють лінзи мають, як кажуть, уявний фокус і дають уявне зображення. На рисунку показаний хід променів в галілеївських телескопі . Так як небесні світила , практично кажучи , знаходяться « в нескінченності», то зображення їх виходять у фокальній площині, тобто в площині, що проходить через фокус F і перпендикулярній оптичної осі. Між фокусом і об'єктивом Галілей помістив розсіюють лінзу, яка давала уявне, пряме і збільшене зображення MN. Головним недоліком галилеевского телескопа було дуже мале поле зору (так називають кутовий поперечник гуртка тіла, відомого в телескоп). Через це наводити телескоп на небесне світило і спостерігати його дуже важко. З тієї ж причини галілеївські телескопи після смерті їхнього творця в астрономії не вживалися.

Дуже погана якість зображення в першу телескопах змусило оптиків шукати шляхи вирішення цієї проблеми. Виявилося, що збільшення фокусної відстані об'єктива значно поліпшує якість зображення. У результаті цього в XVII столітті на світ з'явилися телескопи з фокусною відстанню майже 100 метрів (телескоп А.Озу мав довжину 98 метрів). Телескоп при цьому не мав труби , об'єктив розташовувався на стовпі на відстані майже 100 метрів від окуляра, який спостерігач тримав у руках (так званий, " повітряний" телескоп). Спостерігати з таким телескопом було дуже незручно і Озу не зробив жодного відкриття. Однак, Християн Гюйгенс, спостерігаючи з 64- метровим " повітряним " телескопом відкрив кільце Сатурна і супутник Сатурна - Титан, а також зауважив смуги на диску Юпітера. Інший астроном того часу, Жан Кассіні за допомогою повітряних телескопів відкрив ще чотири супутники Сатурна (Япет, Рея, Діона, Тефия), щілину в кільці Сатурна (щілина Кассіні), "моря" і полярні шапки на Марсі.

Телескопи, як відомо, бувають декількох видів. Серед телескопів для візуального спостереження (оптичні ) виділяють 3 типи:

1 . рефракторні

Використовується система лінз. Промені світла від небесних об'єктів збираються за допомогою лінзи і шляхом заломлення потрапляє в окуляр телескопа і дає збільшене зображення космічного об'єкта.

2 . рефлектори

Основним компонентом такого телескопа є увігнуте дзеркало. Воно використовується для фокусування відбитих променів .

3 . Дзеркально- лінзові

У даному типі оптичних телескопів використовується система дзеркал і лінз.

Оптичними телескопами, як правило, користуються астрономи - любителі .

Вчені для своїх спостережень і аналізів використовують додаткові види телескопів. Радіотелескопи використовують для прийому радіовипромінювань . Наприклад всім відома програма з пошуку позаземного розуму під назвою HRMS , що мала на увазі одночасне прослуховування радіошумів неба на мільйонах частот. Діячами цієї програми були NASA. Почалася ця програма в 1992 році. Але зараз вона ні яких пошуків вже не веде. У рамках цієї програми були проведені спостереження за допомогою 64 -метрового радіотелескопу в Параксе ( Австралія ) , в національній радіоастрономічної обсерваторії в США і на 305 - метровому радіотелескопі в Аресібо , але вони не дали результатів.

Телескоп має три основні призначення :

1. Збирати випромінювання від  небесних світил на приймальний  пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф та ін);

2. Будувати в своїй фокальній  площині зображення об'єкта або  певної ділянки неба;

3. Допомогти розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій  відстані один від одного і  тому невиразні неозброєним оком.

Принцип роботи телескопа полягає не в збільшенні об'єктів, а в зборі світла . Чим більше у нього розмір головного Світлозбиральні елемента - лінзи або дзеркала, тим більше світла він збирає. Важливо , що саме загальна кількість зібраного світла в кінцевому рахунку визначає рівень деталізації видимого - будь то видалений ландшафт або кільця Сатурна. Хоча збільшення, або сила для телескопа теж важливо, воно не має вирішального значення у досягненні рівня деталізації.

Заломлюючі телескопи, або рефрактор, в якості головного Світлозбиральні елемент використовують велику лінзу - об'єктив. Рефрактори всіх моделей включають ахроматичні ( двохелементні ) об'єктивні лінзи - таким чином скорочується або практично усувається помилковий колір, який впливає на одержуваний образ, коли світло проходить через лінзу. При створенні і установці великих скляних лінз виникає ряд труднощів, крім того, товсті лінзи поглинають надто багато світла. Найбільший рефрактор у світі, що має об'єктив з лінзою діаметром до 101 см, належить Йоркській обсерваторії .

При створенні рефрактора дві обставини визначали успіх : висока якість оптичного сікла і мистецтво його шліфування. За почином Галілея багато з астрономів самі займалися виготовленням лінз. П'єра гіна , вчений XVIII , вирішив навчитися виготовляти рефрактор. У 1799 році Гінану вдалося відлити кілька відмінних дисків поперечником від 10 до 15 см - успіх на ті часи нечуваний. У 1814 р. гіна винайшов дотепний спосіб для знищення струйчатого будови в скляних болванках: відлиті заготовки розпилювали і, після видалення шлюбу, знову споювали . Тим самим, відкриваючи шлях до створення великих об'єктивів. Нарешті Гінану вдалося відлити диск діаметром 18 дюймів (45 см). Це був останній успіх П'єра гіна . Над подальшою розробкою рефракторов працював знаменитий американський оптик Альван Кларк. Об'єктиви виготовлялися в американському Кембриджі , причому випробування їх оптичних якостей вироблялося на штучній зірці в тунелі довжиною 70м. Вже до 1853 року Альван Кларк досяг значних успіхів: у виготовлені ним Рефрактори вдалося спостерігати ряд невідомих раніше подвійних зірок.  

У 1878 році Пулковська обсерваторія звернулася до фірми Кларка із замовленням на виготовлення 30 -дюймового рефрактора , найбільшого в світі. На виготовлення цього телескопа російський уряд асигнував 300 тисяч рублів. Замовлення було виконано за півтора року, причому об'єктив виготовив сам Альван Кларк з стекол паризької фірми фейлов, а механічна частина телескопа була зроблена німецькою фірмою Репсальд .

Новий Пулковский рефрактор виявився чудовим , одним з кращих рефракторов світу. Але вже в 1888 році на горі Гамільтон в Каліфорнії почала свою роботу Лікськая обсерваторія, оснащена 36 -дюймовим рефрактором Альвана Кларка. Відмінні атмосферні умови поєднувалися тут з чудовими якостями інструменту.

Рефрактори Кларка зіграли величезну роль в астрономії. Вони збагатили планетарну і зоряну астрономію відкриттями першорядного значення. Успішна робота на цих телескопах продовжується і понині.

 

Рефракторний телескоп.

Всі великі астрономічні телескопи являють собою рефлектори. Рефлекторні телескопи популярні і у любителів, оскільки вони не так дороги, як рефрактор. Це відображають телескопи, і для збору світла і формування зображення в них використовується увігнуте головне дзеркало. У рефлекторах ньютонівского типу, маленьке плоске вторинне дзеркало відбиває світло на стінку головної труби.

Головна перевага рефлекторів - відсутність у дзеркал хроматичної аберації. Хроматична аберація - спотворення зображення, пов'язане з тим, що світлові промені різних довжин хвиль збираються після проходження лінзи не різній відстані від неї ; в результаті зображення розмивається і краю його фарбуються. Виготовлення дзеркал - справа більш легке, ніж шліфування величезних лінзових об'єктивів, і це також вирішили наперед успіх рефлекторів. Через відсутність хроматичних аберацій рефлектори можна робити дуже світосильні ( до 1:3 ), що абсолютно немислимо для рефракторів. При виготовленні рефлектори обходяться набагато дешевше , ніж рівні по діаметру рефрактор.

Є, звичайно, недоліки і у дзеркальних телескопів. Їх труби відкриті, і струми повітря всередині труби створюють неоднорідності, псують зображення . Відображають поверхні дзеркал порівняно швидко тьмяніють і потребують відновлення . Для відмінних зображень потрібно майже ідеальна форма дзеркал, що важко виконати, оскільки в процесі роботи форма дзеркал злегка змінюється від механічних навантажень і коливань температури. І все-таки рефлектори виявилися найбільш перспективним видом телескопів.

1663 року Грегорі створив схему  телескопа - рефлектора. Грегорі перший  запропонував використовувати в  телескопі замість лінзи дзеркало. 

У 1664 році Роберт Гук виготовив рефлектор за схемою Грегорі, але якість телескопа залишало бажати кращого. Лише в 1668 році Ісаак Ньютон, нарешті, побудував перший діючий рефлектор. Цей крихітний телескоп за розмірами поступався навіть галілеївсько трубах. Головне увігнуте сферичне дзеркало з полірованої дзеркальної бронзи мало в поперечнику всього 2.5 см., а його фокусна відстань становила 6.5 см. Промені від головного дзеркала відбивалися невеликим плоским дзеркалом у бічній окуляр, що представляв собою плоско- опуклу лінзу. Спочатку рефлектор Ньютона збільшував в 41 разів, але, помінявши окуляр і, знизивши збільшення до 25 разів, учений знайшов, що небесні світила при цьому виглядають яскравіше і спостерігати їх зручніше.

У 1671 Ньютон спорудив другий рефлектор, трохи більше першого (діаметр головного дзеркала дорівнював 3.4 см. при фокусній відстані 16 см.). Система Ньютона вийшла вельми зручною, і вона успішно застосовується до цих пір.              

 

Рефлекторний телескоп.

Прагнення звести до мінімуму всілякі аберації телескопів рефлекторів і рефракторів призвело до створення комбінованих дзеркально - лінзових телескопів. Дзеркально- лінзові ( катадіоптричні ) телескопи використовують як лінзи, так і дзеркала, за рахунок чого їх оптичний пристрій дозволяє досягти чудової якості зображення з високою роздільною здатністю, при тому , що вся конструкція складається з дуже коротких портативних оптичних труб.

У цих інструментах функції дзеркал і лінз розділені таким чином, що дзеркала формують зображення, а лінзи виправляють аберації дзеркал. Перший телескоп такого типу був створений що жив в 1930 році в Німеччині оптиком Б. Шмідтом. У телескопі Шмідта головне дзеркало має сферичну відбивну поверхню, а значить, тим самим відпадають труднощі, пов'язані з параболізаціей дзеркал. Природно, що сферичне дзеркало великого діаметру має досить помітними абераціями, в першу чергу сферичної. Сферична аберація - це спотворення в оптичних системах, пов'язане з тим, що світлові промені від точкового джерела , розташованого на оптичній осі, не збираються в одну точку з променями, що пройшли через віддалені від осі частини системи. Для того щоб максимально зменшити ці аберації , Шмідт помістив у центрі кривизни головного дзеркала тонку скляну корекційну лінзу. На око вона здається звичайним плоским склом, але насправді поверхню її дуже складна (хоча відхилення від площини не перевищують кількох сотих часток мм.).