Ирина Эланс

Автор который поможет с любыми образовательными и учебными заданиями

История возникновения телескопа

1. История телескопа

Первый телескоп был построен в 1609 году итальянским астрономом Галилео Галилеем. Телескоп имел скромные размеры (длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий), несовершенную оптическую схему и 30-кратное увеличение. Он позволил сделать целую серию замечательных открытий (фазы Венеры, горы на Луне, спутники Юпитера, пятна на Солнце, звезды в Млечном Пути).

Очень плохое качество изображения в первых телескопах заставило оптиков искать пути решения этой проблемы. Оказалось, что увеличение фокусного расстояния объектива значительно улучшает качество изображения.

Телескоп Гевелия имел длину 50 м и подвешивался системой канатов на столбе.

Телескоп Озу имел длину 98 метров. При этом он не имел трубы, объектив располагался на столбе на расстоянии почти 100 метров от окуляра, который наблюдатель держал в руках (так называемый воздушный телескоп). Наблюдать с таким телескопом было очень неудобно. Озу не сделал ни одного открытия.

Христиан Гюйгенс, наблюдая в 64-метровый воздушный телескоп, открыл кольцо Сатурна и его спутник - Титан, а также заметил полосы на диске Юпитера. Другой крупный астроном того времени, Жан Кассини, с помощью воздушных телескопов открыл еще четыре спутника Сатурна (Япет, Рея, Диона, Тефия), щель в кольце Сатурна (щель Кассини), «моря» и полярные шапки на Марсе.

В 1663 году Грегори создал новую схему телескопа-рефлектора. Грегори первым предложил использовать в телескопе вместо линзы зеркало. Основная аберрация линзовых объективов - хроматическая - полностью отсутствует в зеркальном телескопе.

Первый телескоп-рефлектор был построен Исааком Ньютоном в 1668 году. Схема, по которой он был построен, получила название «схема Ньютона». Длина телескопа составляла 15 см.

1672 году Кассегрен предложил схему двухзеркальной системы, вскоре ставшую наиболее популярной. Первое зеркало было параболическим, второе имело форму выпуклого гиперболоида и располагалось перед фокусом первого.

В настоящее время практически все телескопы являются зеркальными. Сначала зеркала делали из металлических заготовок. Сейчас их изготавливают из стекла, а затем наносят на поверхность тонкий слой серебра (используется в основном любителями) или алюминия, который напыляется в вакууме.

Самый большой в мире зеркальный телескоп им. Кека имеет диаметр 10 м и находится на Гавайских островах. В России на Кавказе работает телескоп БТА размером 6 м.

2. Устройство телескопа

Телескоп любого типа имеет объектив и окуляр. Линза, обращенная к объекту наблюдения, называется Объективом, а линза, к которой прикладывает свой глаз наблюдатель - Окуляр.

Может быть дополнительная лупа, которая позволяет приблизить глаз к фокальной плоскости и рассматривать изображение с меньшего расстояния, т. е. под большим углом зрения.

Таким образом, телескоп можно изготовить, расположив на одной оси одна за другой две линзы - объектив и окуляр. Для наблюдений близких земных предметов суммарное расстояние фокусов должно быть увеличено. Меняя окуляры, можно получить различные увеличения при одном и том же объективе.

Если линза толще посередине, чем на краях, она называется Собирающей или Положительной, в противном случае - Рассеивающей или Отрицательной.

Прямая, соединяющая центры этих поверхностей, называется Оптической осью линзы. Если на такую линзу попадают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляясь в линзе, собираются в точке оптической оси, называемой Фокусом линзы. Расстояние от центра линзы до её фокуса называют фокусным расстоянием. Чем больше кривизна поверхностей собирающей линзы, тем меньше фокусное расстояние. В фокусе такой линзы всегда получается действительное изображение предмета.

Tелескоп принято характеризовать угловым увеличением г. В отличие от микроскопа, предметы, наблюдаемые в телескоп, всегда удалены от наблюдателя.

3. Типы телескопов

Все телескопы подразделяются на три оптических класса.

Преломляющие телескопы, или рефракторы, в качестве главного светособирающего элемента используют большую линзу-объектив.

Рефракторы всех моделей включают ахроматические (двухэлементные) объективные линзы - таким образом сокращается или практически устраняется ложный цвет, который влияет на получаемый образ, когда свет проходит через линзу. При создании и установке больших стеклянных линз возникает ряд трудностей; кроме того, толстые линзы поглощают слишком много света. Самый большой рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит Йеркской обсерватории.

Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы. Рефлекторные телескопы популярны и у любителей, поскольку они не так дороги, как рефракторы. Это отражающие телескопы, и для сбора света и формирования изображения в них используется вогнутое главное зеркало. В рефлекторах ньютоновского типа, маленькое плоское вторичное зеркало отражает свет на стенку главной трубы.

Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы используют как линзы, так и зеркала, за счет чего их оптическое устройство позволяет достичь великолепного качества изображения с высоким разрешением, при том, что вся конструкция состоит из очень коротких портативных оптических труб.

4. Оптические телескопы 21 века

Астрономические телескопы подразделяются по типу оптических систем на три больших класса: линзовые (рефракторы), зеркальные (рефлекторы) и зеркально-линзовые. Все крупные телескопы, как правило, зеркальные, поскольку они полностью свободны от присущей линзовым системам хроматической аберрации - искажения изображения из-за неодинакового преломления в линзе лучей с различными длинами волн. Кроме того диаметр объектива рефрактора может быть только около метра. При больших размерах в линзе под действием собственного веса возникают деформации, искажающие изображение.

Оптические системы зеркальных телескопов состоят обычно из двух зеркал: главного и вспомогательного. Главное зеркало - вогнутое, большого диаметра (или, как говорят специалисты, с большой апертурой), а вспомогательное гораздо меньшего размера. Поверхности зеркал могут иметь различную форму (сферическую, параболическую или гиперболическую). Главное зеркало отражает весь собранный свет на небольшое вспомогательное зеркало (или систему зеркал), которое направляет его к наблюдателю или на фотоприемник и строит изображение наблюдаемого объекта.

Чем больше размер главного зеркала телескопа, тем больше света оно соберет, тем более слабые объекты становятся доступными наблюдению. Однако создание высококачественных зеркал диаметром более полутора метров - сложная техническая задача, требующая весьма совершенных технологий в области оптики и точного приборостроения, и прогресс на этом пути связан с преодолением многих трудностей. Не вдаваясь здесь в детали, отметим, что до 1975 года наиболее крупным телескопом в мире был американский телескоп имени Хейла с зеркалом диаметром пять метров, установленный на горе Паломар. В 1975 году этот рекорд был побит на Северном Кавказе, близ станицы Зеленчукской, закончилось строительство крупнейшего в мире телескопа с зеркалом диаметром шесть метров.

Однако сейчас наступает новый этап в создании наземных телескопов, которые можно с полным основанием назвать приборами ХХI века. Во-первых, они очень "большие" - диаметр их главного зеркала 8-10 метров. Во-вторых, они построены с использованием новых принципов. Их зеркала подстраиваются под изменения, происходящие в атмосфере, так что расфокусировка изображения, вызванная перепадами плотности воздуха, его потоками и ветром, сводится к минимуму. Такая оптика, "умеющая" приспосабливаться к быст-ро меняющимся условиям, называется адаптивной. Для повышения разрешающей способности телескопов применяются также методы оптической интерферометрии с большой базой.

К новому поколению телескопов относятся 10-метровые телескопы Кек I и Кек II (США), 10-метровый телескоп Хобби-Эберли и 8-метровые телескопы Джемини, Субару, телескоп VLT (Very Large Telescope - очень большой телескоп) Европейской южной обсерватории, а также находящийся в стадии постройки Большой бинокулярный телескоп LBT (Large Binocular Telescope) в Аризоне (США).

Очень важно то обстоятельство, что во всех этих телескопах главное зеркало образовано отдельными зеркалами (субапертурами), число которых различно в разных телескопах. Так, в телескопе Субару смонтировано 261 зеркало, в VLT-150 осевых и 64 боковых зеркала, в Джемини - 128 зеркал. В Большом бинокулярном телескопе LBT имеются два главных зеркала, состоящие также из многих элементов. Диаметр главных зеркал всех этих телескопов лежит в диапазоне от 8,1 до 8,4 метра.

Для чего главное зеркало составляют из множества отдельных зеркал? На первый взгляд может показаться, что делают так лишь для того, чтобы избежать трудностей изготовления сплошного цельного зеркала большого диаметра. Это тоже играет роль, но главная причина в другом. Дело в том, что отдельные небольшие зеркала делают управляемыми, реализуя тем самым принцип адаптивной оптики. Этот принцип состоит в следующем.

От телескопа требуется получить как можно более ясное изображение удаленной звезды, которое должно выглядеть одной точкой. (Большие объекты вроде галактик могут рассматриваться как множество точек.) Свет от далекой звезды распространяется в виде сферической волны, проходящей огромное расстояние в космическом пространстве. Практически фронт волны, достигшей Земли, можно считать плоским из-за гигантского радиуса сферы - расстояния до звезды. Но прежде чем попасть в телескоп, волна проходит через земную атмосферу, и турбулентность воздуха (случайные изменения плотности из-за вариаций температуры и других параметров под действием ветровых потоков) нарушает плоскую форму фронта. Изображение искажается. Адаптивная оптика призвана скомпенсировать отклонения и восстановить изначальную (плоскую) форму волнового фронта.

Идея такой коррекции состоит в том, чтобы до того, как свет соберется в фокусе телескопа, намеренно внести в приходящий волновой фронт такие же искажения, как и обусловленные турбулентностью, но с обратным знаком. Наиболее естественный путь для этого - разделить главное зеркало на отдельные зоны и измерить наклон волнового фронта в каждой. После обработки быстродействующими электронными схемами эта информация используется для управления корректорами, изгибающими отдельные зоны зеркала так, что часть волны, которая приходит позже, проходит более короткий путь до фокуса. Для этого на зеркало с обратной стороны наклеиваются пьезоэлектрические толкатели. Нетрудно понять, что именно разбивать на зоны проще на отдельных зеркалах. Процесс измерения геометрии волнового фронта и регулировки кривизны поверхности зеркала занимает несколько сотых долей секунды. Когда адаптивная оптика работает должным образом, все части волнового фронта приходят в точку фокуса одновременно, давая предельно четкое изображение.

При использовании адаптивной оптики в телескопах возникают две фундаментальные проблемы. Первая из них состоит в том, что для измерения искажений волнового фронта требуется достаточно большое количество света. Поэтому эффективная компенсация влияния атмосферной турбулентности при наблюдении слабых объектов (а именно они больше всего интересуют астрономов) возможна только тогда, когда достаточно близко от объекта находится яркая звезда. Подсчитано, что для уверенной работы адаптивной системы в видимой области спектра при средних условиях яркость этой опорной звезды должна быть такой, чтобы в каждую зону апертуры телескопа размером 10.10 см попадали бы по крайней мере 10 тысяч фотонов в секунду. Чтобы удовлетворить этому требованию, опорная звезда должна быть как минимум 10 величины по яркости. В среднем только три такие звезды обнаруживаются в каждом квадрате неба размером в один градус.

Это ограничение было бы приемлемым, если бы не было второй фундаментальной проблемы: адаптивная компенсация эффективна лишь в пределах крайне небольшой области неба, ограниченной так называемым изопланатическим углом (углом равных плоскостей), который в видимом диапазоне длин волн обычно менее 5 секунд дуги. На больших площадях изменение турбулентности слишком отличается от значения, измеренного датчиком волнового фронта, чтобы получить хорошее изображение. Таким образом, только в центре обеспечивается хорошая коррекция, а на краях поля зрения качество изображения снижается, причем довольно сильно по мере удаления от центральной зоны. По этой причине большинство участков неба непригодно для применения адаптивной оптики с естественными опорными звездами.

Имеются два пути преодоления этих ограничений. Первый - работать на более длинных (инфракрасных) волнах, для которых эффекты турбулентности проявляются гораздо слабее. Зона коррекции при этом увеличивается. Кроме того, искажения волнового фронта на больших протяженностях происходят медленнее, появляется больше времени для "сбора" света, и можно использовать в качестве опорных менее яркие звезды. Далее, изопланатический угол с увеличением длины волны становится больше. Следовательно, возрастает площадь, на которой можно достичь эффективной компенсации. В итоге появляется возможность использовать видимые опорные звезды для выполнения инфракрасных наблюдений на гораздо больших участках неба, чем при наблюдениях в видимой области спектра.

Второй путь состоит в применении лазеров для создания искусственных опорных звезд - лазерных маяков. Интересно, что этот подход был случайно найден исследователями Линкольновской лаборатории Массачусетского технологического института и Лаборатории Филлипс ВВС США при работе по программе СОИ - Стратегической оборонной инициативы (известной у нас как программа "звездных войн"). В 1980-х годах они изучали вопросы создания лазерного оружия, способного поражать цели, летящие в верхних слоях атмосферы и выше. Так как лазерный пучок подвергается тем же атмосферным искажениям, что и свет звезды, решено было применить принципы адаптивной оптики. В 1982 году исследователи начали использовать компенсирующую систему с 69 корректорами для устранения искажений лазерного пучка, направляемого с Земли в космос. В одном из экспериментов космический корабль Дискавери (Шаттл) был оборудован рефлектором для отражения лазерного пучка обратно к Земле, где его использовали для измерения атмосферных искажений. В последующих испытаниях рефлекторы ставились на ракетах, поднявшихся на высоту 600 километров. Вводя информацию о состоянии атмосферы в систему управления гибким зеркалом, исследователи смогли пропустить второй пучок через атмосферу без искажений и сфокусировать его на корпусе ракеты.

Найденный для военных целей принцип модифицировали для применения в астрономии, а лазеры стали использовать для создания искусственных опорных звезд в верхней атмосфере. Чтобы расширить область небесной сферы, в пределах которой можно было бы компенсировать атмосферные искажения, ученые обсерватории Джемини предлагают так называемую мультисопряженную адаптивную оптику (MCAO - Multiconjugate Adaptive Optics), предусматривающую использование многих датчиков волнового фронта для компенсации влияния турбулентности в широком веере направлений. Планируется использовать пять относительно ярких лазерных опорных звезд, образующих Х-образную конфигурацию. Расстояние от центральной звезды до остальных лежит в диапазоне от 1/2 до 3/4 угловой минуты. Эти искусственные звезды предполагается создать следующим образом. Лазеры на ксеноне мощностью порядка 10 Вт "нацеливаются" на слой паров натрия, выброшенный с борта ракеты на высоте около 90 километров. Лазерный свет с длиной волны 589 нм вызывает флуоресценцию атомов натрия - возникает "лазерная звезда". Поскольку лазерный маяк находится гораздо ближе к телескопу, чем естественная звезда, он испускает конический (а не цилиндрический) пучок, проходящий только через часть турбулентного слоя. Этот недостаток особенно проявляется в случае большой апертуры телескопа. Для его устранения необходимо, чтобы система МСАО имела несколько маяков. Пятна от лазерных звезд, накладываясь друг на друга с некоторым смещением, полностью заполняют турбулент ный объем, как и при использовании естественной опорной звезды.

Давно известна радикальная возможность полностью избавиться от влияния атмосферы: вынести телескоп в космос. Такие космические телескопы существуют; из них наиболее известен созданный в США Большой космический телескоп Хаббл с диаметром главного зеркала 2,4 метра. В нашей стране также были разработаны (но не реализованы) несколько проектов космических телескопов: "Ломоносов", АИСТ (Астрометрический искусственный спутник-телескоп) и другие. Может возникнуть вопрос: зачем астрономы продолжают строить большие наземные телескопы, когда можно полностью снять проблему влияния атмосферы, используя космические? Ответ прост: космические телескопы требуют огромных денежных затрат на сооружение и эксплуатацию, значительно превышающую стоимость наземных телескопов, даже оснащенных системами адаптивной оптики. Космический телескоп Хаббл дает высокое качество изображения, но не может обнаружить слабые объекты, доступные большим наземным телескопам нового поколения: для этого его апертура слишком мала. А применение адаптивной оптики позволит наземным телескопам сравняться по качеству изображения с Хабблом.

Особенно перспективно использование в телескопах нового поколения метода интерферометрии с большой базой. Этим методом можно измерять угловые диаметры астрономических объектов. Звездный интерферометр представляет собой два укрепленных на общей раме зеркала, причем расстояние между ними (длину базы) можно изменять. Свет от звезды, попадающий на оба зеркала, делится на два пучка, которые при помощи вспомогательных зеркал и линзы сводятся вместе и образуют интерференционную картину в виде чередующихся темных и светлых полос. Существенно, что интерференционная картина возникает только тогда, когда разность хода пучков близка к нулю (для белого света - не более 2-3 мкм). Ориентировка базы перпендикулярно направлению на звезду обычно обеспечивает необходимое уравнивание оптических путей пучков. Работа звездного интерферометра основана на зависимости контраста (резкости, четкости) интерференционных полос от длины базы. Изменяя длину базы до получения минимального контраста (картина полностью размывается, полосы неразличимы), можно определить угловой диаметр звезды.

Чем длиннее база D, тем меньший угловой диаметр q можно измерить, то есть разрешающая способность интерферометра определяется отношением l/D, где l - длина волны света. В первом звездном интерферометре Майкельсона максимальная величина базы составляла 6 метров. Чтобы повышать разрешение дальше, необходимо было увеличивать базу. Так возникла идея складывать пучки, собранные отдельными телескопами.

Свет от звезды приходит на оба телескопа и через оптическую систему, включающую в себя кроме главного и вспомогательного несколько плоских зеркал (так называемая система кудэ, от французско го coude - ломаный), направляется в общее приемное устройство, расположенное в центральной лаборатории. При этом в одном из телескопов свет проходит через оптическую линию задержки, длина которой регулируется таким образом, чтобы разность хода приходящих на телескопы световых пучков была равна нулю. При нулевой разности хода на приемном устройстве возникает интерференционная картина. Далее измерительная процедура аналогична используемой в звездном интерферометре Майкельсона.

Такой принцип применен в упоминавшемся выше телескопе VLT. Этот телескоп не имеет аналогов. Он состоит из четырех отдельных 8-метровых телескопов; сооружение последнего, четвертого телескопа планируется завершить в следующем году. Эти телескопы могут либо использоваться независимо, либо работать единой группой, объединяясь с тремя подвижными вспомогательными 1,8-метровыми телескопами, образуя уникальный оптический VLT-интерферометр (VLTI).

Поле зрения каждого из телескопов в интерферометре VLTI составляет 2 угловые секунды. Используя различные длины и ориентации базовых линий (расстояний между телескопами), можно добиться углового разрешения, которое получалось бы от одного телескопа с диаметром объектива, равным наибольшей длине базы, - 130 метров для четырех 8-метровых телескопов и 200 метров для трех 1,8-метровых вспомогательных телескопов.

Конечно, существует еще много проблем, возникающих перед создателями уникальных больших телескопов нового поколения. Например, необходимо свести к минимуму тепловые деформации внутри куполов. Для этого температура в них должна быть такой же, как снаружи. Это достигается различными способами. При вращении телескопа перед ним образуется турбулентный слой воздуха, и этот эффект тоже стремятся минимизировать. Телескопы Субару и VLT имеют вращающийся купол, не допускающий независимое вращение телескопа внутри купола. Обсерватории Кек и Джемини более традиционны: они используют сферический купол, в котором телескоп может независимо вращаться. В результате изучения динамики движения воздушных потоков, возникающих при вращении телескопа, обсерватория Субару остановилась на цилиндрической форме купола. В обсерватории Джемини применяются большие боковые окна для естественной вентиляции.

Меры, предпринимаемые для изоляции от теплового излучения посторонних источников, дают возможность вести наблюдения не только в видимой, но и в ближней и средней инфракрасной областях спектра. Интерес к этому диапазону продиктован тем, что в нем наблюдаются большие величины красного смещения (сдвига спектральных линий в сторону более длинных волн, свидетельствующего о разбегании галактик: чем больше смещение, тем более удалена галактика), меньше искажения, вносимые атмосферой. Инфракрасное излучение проникает сквозь газовые и пылевые облака в галактиках и туманностях лучше, чем видимый свет, и поэтому построенные в последние годы многоэлементные "оптические антенны" предназначены для работы в длинноволновом диапазоне. Следует также учитывать, что адаптивная оптика, один из главных элементов интерферометрических систем, гораздо лучше работает в инфракрасной области спектра.

Наземные телескопы, при всех их усовершенствованиях, никогда не смогут достичь разрешающей способности, возможной для космических телескопов, не подверженных влиянию атмосферы. И хотя выше уже упоминалось о баснословно высокой стоимости проектов с вынесением телескопов в космос, некоторые астрономы тем не менее полагают, что следующим поколением астрономических приборов будут большие космические телескопы с апертурой 8 метров. Неизвестно, когда это произойдет и произойдет ли вообще. Во всяком случае, следует согласиться с мнением, что космические и наземные телескопы должны скорее дополнять друг друга, нежели конкурировать. Космические телескопы могут выполнять наблюдения в диапазонах длин волн, недоступных для наземных телескопов из-за сильного поглощения в атмосфере, например в ультрафиолетовой или рентгеновской областях спектра. Наземные же телескопы с большими апертурами и базами подходят для наблюдений в области длинных волн, для которых турбулентные эффекты легче компенсировать.

Список использованной литературы:

http://www.referat.ru
http://www.astrogalaxy.ru
http://www.sciencetechnics.com/
Михельсон Н. И. Оптические телескопы: Теория и конструкция.— М.: Наука, 2006.
Максутов Д. Д. Астрономическая оптика.— М.; Л.: Наука, 2009.

История возникновения телескопа 📙 Реферат → 🆔 108011