История возникновения телескопа

       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:

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