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.