Разновидности и особенности телескопов

Галилео Галилей и телескоп

Большой прорыв произошел, когда итальянский математик Галилео Галилей узнал о попытке голландца запатентовать линзовую трубу. Вдохновленный открытием, Галлей решил сделать такой прибор для себя. В августе 1609 года именно Галилео изготовил первый в мире полноценный телескоп. 

Сначала, это была всего лишь зрительная труба — комбинация очковых линз, сегодня бы ее назвали рефрактор. До Галилео, скорее всего, мало кто догадался использовать на пользу астрономии эту развлекательную трубку.

Сегодняшнему человеку телескоп Галилео не покажется особенным, любой десятилетний ребенок может легко собрать гораздо лучший прибор с использованием современных линз. Но телескоп Галилео был единственным реальным работоспособным телескопом на тот день с 20-кртным увеличением, но с маленьким полем зрения, немного размытым изображением и другими недостатками. Именно Галилео открыл век рефрактора в астрономии — 17 век.

Радиоастрономия

Многие объекты Вселенной, включая Солнце, планеты, туманности, галактики, а в основном такие необычные объекты, как, например, пульсары и квазары, излучают радиоволны.

Измерением и анализом радиоизлучения космических источников занимается специальный раздел астрономии – радиоастрономия. Радиоволны, как и видимый свет, представляют собой электромагнитные колебания, но длинна волны у них неизмеримо больше, чем у световых волн. Радиоастрономы обычно работают в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до 15-20 м. Более длинноволновое и более коротковолновое излучение не пропускает земная атмосфера.

Впервые космическое радиоизлучение обнаружил в 1932 г американский инженер Карл Янский на волне 14,6 м, уловив кроме помех постоянное негромкое шипение, которое усиливалось и ослабевало с периодом 23 ч 56 мин. Он установил, что “паразитное” радиоизлучение приходит из космоса – от Млечного Пути, причем наибольшая интенсивность его наблюдается в направлении центра нашей Галактики.

Радиотелескоп – из всех типов телескопов, этот безусловно самый внушительный!

Уже в 1947 г. в Великобритании, в университете города Манчестера, был построен неподвижный параболический радиотелескоп диаметром 66 м. В 1950 г с его помощью удалось зафиксировать слабое радиоизлучение от туманности в созвездии Андромеды. С этих пор и началась гонка размеров радиотелескопов.

Уже в 50-е гг для достижения более высокого углового разрешения астрономы стали использовать радиоинтерферометры – системы из нескольких радиотелескопов, соединенных электрическими связями.

Благодаря этому удалось определить точные координаты радиоисточника Кассиопеи А. Эти открытия, следовавшие одно за другим, обескураживали астрономов. Почему ближайшая галактика излучает в радиодиапазоне в миллион раз меньше энергии, чем далекая галактика в созвездии Лебедя? Уже к концу 50-х гг стало ясно, что радиоастрономы открыли новую, невидимую Вселенную.

Даже у самых больших радиотелескопов угловое разрешение редко бывает лучше 1′, что соответствует зоркости невооруженного глаза. Чтобы существенно увеличить угловое разрешение, радиоастрономы используют интерферометры.

Простой радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, удаленных на некоторое расстояние и его разрешающая сила зависит от расстоянием между ними, которое называется базой радиоинтерферометра. Угловое разрешение самой большой в мире системы апертурного синтеза – VLA – составляет около 0,05″ на волне 1,3 см, что во много раз превышает возможности любого оптического телескопа на Земле (если смоделировать это визуально, то на расстоянии около 100 км, вы бы четко увидели обыкновенную монету).

Разные радиотелескопы, теоретически, можно объединять в единые глобальные сети.

Телескопы на спутниках

Ученые использовали наземные телескопы, чтобы увидеть видимый свет и радиоволны от звезды.
Для изучения Вселенной на всех длинах волн и без размытия и затемнения атмосферы Земли ученые используют спутники с телескопами.

Многие объекты, находящиеся на разных стадиях развития во Вселенной излучают электромагнитные волны, поэтому телескопы различных типов могут предоставлять снимки этих объектов. Ученые могут изучать радиоволны от молодых звезд, чтобы увидеть рождение звезд или смерть звезд, когда используются рентгеновские аппараты, потому что эти звезды часто излучают рентгеновские лучи. Наземные комплексы в этом диапазоне  вносят искажения изображений, и при этом невозможно изучать крупномасштабные изображения галактик.

Космическая обсерватория  Хаббл с 1991 года является еще одним типичным примером, который может глубоко изучать  область неба, чтобы выявить галактики на ранних стадиях их эволюции. Он может собирать более точные и детальные изображения без отсутствия атмосферных искажений.

Другим примером является космическая обсерватория Чандра NASA с 1999 года. С помощью спутниковой обсерватории Чандра составлена карта горячего газа в скоплениях галактик и  проводятся исследования черных дыр по всей Вселенной.

Обсерватория Чандра предоставила детальное исследование рентгеновского неба. С помощью этих данных проводится изучение темной энергии и темной материи. Поскольку темные энергия и материя  не испускают никакого излучения, устройства наблюдения могут только частично помочь в изучении, потому что они не могут непосредственно наблюдать темные составляющие Вселенной. Для изучения этих объектов ученые построили ряд новых детекторов. Изучение темной энергии и темной материи может быть возможно путем объединения этих новых детекторов в сочетании с телескопами.

Тернистый путь

В каком году изобрели телескоп, вопрос по-прежнему остается спорным. В 1609-м голландский ученый Ханс Липперсгей представил патентному бюро свое увеличительное изобретение. Назвал он его подзорной трубой. Но патент был отклонен в силу чрезмерной простоты, хотя сама подзорная труба плотно вошла в обиход. Особенную популярность она приобрела у мореходов, а для астрономических нужд оказалась слабовата. Шаг вперед был уже сделан.

В том же году подзорная труба попала в руки Томаса Хариота, изобретение ему пришлось по нраву, но нуждалось в значительной доработке первоначального образца. Благодаря его работе астрономы впервые смогли увидеть, что луна имеет свой рельеф.

Устройство телескопа

Телескоп-рефрактор содержит два основных узла: линзовый объектив и окуляр. Объектив создаёт уменьшенное обратное изображение бесконечно удалённого предмета в фокальной плоскости (плоскость, на которой расположены точки, в которых собираются попавшие в систему плоскопараллельные пучки лучей). Это изображение рассматривается в окуляр как в лупу. В силу того, что каждая отдельно взятая линза обладает различными аберрациями (хроматической, сферической и проч.), обычно используются сложные объективы. Такие объективы представляют собой выпуклые и вогнутые линзы, составленные и склеенные с тем, чтобы минимизировать аберрации.

Классические оптические схемы

Схема Галилея

Схема рефрактора Галилея

Телескоп Галилея имел в качестве объектива одну собирающую линзу, а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевернутое (земное) изображение. Главными недостатками галилеевского телескопа являются очень малое поле зрения и сильная хроматическая аберрация. Такая система все ещё используется в театральных биноклях, и иногда в самодельных любительских телескопах.

Схема Кеплера

Схема рефрактора Кеплера

Иоганн Кеплер в г. усовершенствовал телескоп, заменив рассеивающую линзу в окуляре собирающей. Это позволило увеличить поле зрения и вынос зрачка, однако система Кеплера даёт перевёрнутое изображение. Преимуществом трубы Кеплера является также и то, что в ней имеется действительное промежуточное изображение, в плоскость которого можно поместить измерительную шкалу. По сути, все последующие телескопы-рефракторы являются трубами Кеплера. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация, которую до создания ахроматического объектива устраняли путём уменьшения относительного отверстия телескопа.

Схема Ньютона

Оптическая схема телескопа Ньютона

Такую схему телескопов предложил Исаак Ньютон в 1667 году. Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим [источник не указан 1499 дней].

Схема Грегори

Оптическая схема телескопа Грегори

Эту конструкцию предложил в 1663 году Джеймс Грегори в книге Optica Promota. Главное зеркало в таком телескопе — вогнутое параболическое. Оно отражает свет на меньшее вторичное зеркало (вогнутое эллиптическое). От него свет направляется назад — в отверстие по центру главного зеркала, за которым стоит окуляр. Расстояние между зеркалами больше фокусного расстояния главного зеркала, поэтому изображение получается прямое (в отличие от перевёрнутого в телескопе Ньютона). Вторичное зеркало обеспечивает относительно большое увеличение благодаря удлинению фокусного расстояния.

Схема Кассегрена

Оптическая схема телескопа Кассегрена

Схема была предложена Лораном Кассегреном в 1672 году. Это вариант двухзеркального объектива телескопа. Главное зеркало вогнутое (в оригинальном варианте параболическое). Оно отбрасывает лучи на меньшее вторичное выпуклое зеркало (обычно гиперболическое). По классификации Максутова схема относится к так называемым предфокальным удлиняющим — то есть вторичное зеркало расположено между главным зеркалом и его фокусом и полное фокусное расстояние объектива больше, чем у главного. Объектив при том же диаметре и фокусном расстоянии имеет почти вдвое меньшую длину трубы и несколько меньшее экранирование, чем у Грегори. Система неапланатична, то есть несвободна от аберрации комы. Имеет много как зеркальных модификаций, включая апланатичный Ричи-Кретьен, со сферической формой поверхности вторичного (Долл-Кирхем) или первичного зеркала, так и зеркально-линзовых.

Отдельно стоит выделить систему Кассегрена, модифицированную советским оптиком Д. Д. Максутовым — , ставшую одной из самых распространённых систем в астрономии, особенно в любительской.

Схема Ричи-Кретьена

Оптическая схема телескопа Ричи—Кретьена—Кассегрена

Система Ричи — Кретьена — усовершенствованная система Кассегрена. Главное зеркало тут не параболическое, а гиперболическое. Поле зрения этой системы — около 4°.

Оптические линзы и увеличительная труба

Сегодня нам хорошо известно, что в основе конструкции телескопа лежит система оптических линз, собирающих и преобразующих пучки световых лучей. Задолго до того, как люди научились варить качественное стекло и шлифовать оптику, для создания линз использовались природные кристаллы. Так, известно, что у древнеримского императора Нерона была увеличительная линза, сделанная из крупного кристалла изумруда. Нерон часто забавлялся разглядыванием через нее собеседников во время пиров или колесниц на бегах. Разумеется, такие оптические приспособления были баснословно дороги и доступны только высшей знати.

Совершенствование стекловарения дало возможность более плотно заняться изучением оптических законов. Идеи насчет использования оптических линз для наблюдения за небесными телами посещали еще Леонардо да Винчи, о чем свидетельствуют записи в его дневнике. Но только сто лет спустя они смогли воплотиться в реальность.

Наибольших успехов здесь удалось добиться голландским мастерам, изготовлявшим линзы для очков: достаточно вспомнить, что изобретателем микроскопа является голландец Левенгук. В начале XVII века была изобретена подзорная труба для рассматривания отдаленных предметов

Создателями этого важного инструмента являются сразу несколько мастеров – З.Янсен, Я.Метиус и И.Липперсгей

Многие исследователи приписывают лавры изобретателя телескопа именно Липперсгею, который представил в 1608 году на суд Гаагского патентного учреждения свое изобретение, состоящее из трубки и вставленных внутрь нее двух линз. Однако изобретение не было зарегистрировано, так как судьи решили, что его конструкция чересчур проста и не несет ничего нового.

Впрочем, прообраз рефлекторного телескопа, состоящего из вогнутой зеркальной поверхности и выпуклой линзы, был придуман за полтораста лет до него астрономом Томасом Диггесом. Это изобретение не было доработано до конца и поэтому надолго осталось забытым.

Оптические телескопы

Основная статья: Оптический телескоп

Телескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную), установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом,
а сам телескоп превращается в астрограф. Телескоп фокусируется при помощи фокусёра (фокусировочного устройства).

По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:

• Линзовые (рефракторы или диоптрические) — в качестве объектива используется линза или система линз.
• Зеркальные (рефлекторы или катаптрические) — в качестве объектива используется вогнутое зеркало.
• Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) — в качестве объектива используется обычно сферическое главное зеркало, а для компенсации его аберраций служат линзы.

Это может быть одиночная линза (система Гельмута), система линз (Волосова-Гальперна-Печатниковой, Бэйкер-Нана), ахроматический мениск Максутова (одноимённые системы), или планоидная асферическая пластина (системы Шмидта, Райта).
Иногда главному зеркалу придают форму эллипсоида (некоторые менисковые телескопы), сплюснутого сфероида (камера Райта), или просто немного фигуризованную неправильную поверхность. Этим удаётся исправить остаточные аберрации системы.

Кроме того, для наблюдений за Солнцем профессиональные астрономы используют специальные солнечные телескопы, отличающиеся конструктивно от традиционных звёздных телескопов.

В любительской астрономии помимо сфокусированного изображения используется несфокусированное, полученное выдвижением окуляра — для оценки блеска туманных объектов, например, комет, сравнением с блеском звёзд. Для подобной оценки блеска Луны в полнолуние, например, во время лунного затмения, используется «перевёрнутый» телескоп — наблюдение Луны в объектив.

Механика

Монтировка

Основная статья: Монтировка телескопа

Монтировка — это поворотная опора, которая позволяет наводить телескоп на нужный объект, а при длительном наблюдении или фотографировании — компенсировать суточное вращение Земли. Состоит из двух взаимно перпендикулярных осей для наводки телескопа на объект наблюдения, может содержать приводы и системы отсчёта углов поворота. Устанавливается монтировка на какое-либо основание: колонну, треногу или фундамент. Основная задача монтировки — обеспечение выхода трубы телескопа в указанное место и плавность ведения объекта наблюдений.

Основные факторы, влияющие на качество решения задачи, следующие:

• Сложность закона изменения атмосферной рефракции
• Дифференциальная рефракция
• Технологическая точность изготовления привода
• Точность подшипников
• Деформация монтировки

Экваториальная монтировка и её разновидности

Экваториальная монтировка — это монтировка, одна из осей вращения которой направлена на полюс мира. Соответственно, перпендикулярная ей плоскость параллельна плоскости экватора. Является классической монтировкой телескопов.

Немецкая монтировка

Один из концов полярной оси несёт на себе корпус оси склонений. Эта монтировка несимметрична, поэтому требует противовеса.

Английская монтировка

Полярная ось имеет опоры под обоими концами, а в её середине находится подшипник оси склонений. Английская монтировка бывает несимметричная и симметричная.

Американская монтировка

Один конец полярной оси заканчивается вилкой, несущей ось склонений.

Достоинства и недостатки

Основное достоинство монтировки — простота сопровождения звёзд. Вместе с этим возникает ряд трудностей, которые при увеличении массы телескопа становятся существенными:

• Деформации монтировки различны в зависимости от положения телескопа.
• При изменении положения телескопа изменяется и нагрузка на подшипники
• Сложность при синхронизации с куполом монтировки

Альт-азимутальная монтировка — монтировка, имеющая вертикальную и горизонтальную оси вращения, позволяющие поворачивать телескоп по высоте («альт» от англ. altitude) и азимуту и направлять его в нужную точку небесной сферы.

Эпоха рефракторных телескопов

Четко ответить на вопрос, кто первым изобрел телескоп, не получится, ведь Галилей только усовершенствовал уже существующую трубу для созерцания неба. Без идеи Липперсгея ему могла и не прийти в голову эта мысль. В последующие годы шло постепенное совершенствование прибора. Развитие значительно тормозила невозможность создания больших линз.

Толчком дальнейшего развития стало изобретение штатива. Трубу теперь не надо было держать в руках продолжительное время. Благодаря этому стало возможным удлинение трубки. Христиан Гюйгенс в 1656 году представил аппарат с увеличением в 100 раз, достигнуть этого удалось за счет увеличения расстояния между линзами, которые помещались в трубку длиной 7 метров. Спустя 4 года был создан телескоп длиной 45 метров.

Помехой для исследований мог стать даже небольшой ветер. Уменьшения искажения картинки пытались добиться путем дальнейшего увеличения расстояние между линзами. Развитие телескопов пошло в сторону удлинения. Самый длинный из них достигал 70 метров. Такое положение вещей сильно затрудняло работу, да и саму сборку устройства.