Reklama

Телескопи

Телескоп – прилад, призначений для спостереження небесних світил. Існують телескопи для всіх діапазонів електромагнітного спектра: оптичні телескопи, радіотелескопи, рентгенівські телескопи, гамма-телескопи. Крім того, детектори нейтрино часто називають нейтрино телескопами.Також, телескопами можуть називати детектори гравітаційних хвиль .

Оптичні телескопічні системи використовують в астрономії (для спостереження за небесними світилами), в оптиці для різних допоміжних цілей . Також, телескоп може використовуватися в якості зорової труби , для вирішення завдань спостереження за віддаленими об’єктами. Найперші креслення найпростішого лінзового телескопа були виявлені в записах Леонардо да Вінчі. Побудував телескоп у 1608 Ханс Ліпперсхей . Також створення телескопа приписується його сучаснику Захарію Янсен .

 

 

Телеском

Історія

 

Роком винаходу телескопа, а вірніше зорової труби , вважають 1608, коли голландський майстер Іоанн Ліпперсгей продемонстрував свій винахід у Гаазі . Тим не менш у видачі патенту йому було відмовлено, в силу того, що й інші майстри, як Захар Янсен з Мідделбурга і Якоб Метіус з Алкмара, вже володіли примірниками підзорних труб, а останній невдовзі після Ліпперсгея подав у Генеральні штати (голландський парламент ) запит на патент . Пізніша дослідження показало, що, ймовірно, підзорні труби були відомі раніше, в «Додатках в Вітеллія», опублікованих в 1604 р. Кеплер розглянув хід променів в оптичній системі, з двоопуклою і двоввігнутою лінзами. Найперші креслення найпростішого лінзового телескопа (причому як однолінзового, так і двохлінзового) були виявлені ще в записах Леонардо да Вінчі датованих 1509-м роком.

Першим, хто направив зорову трубу в небо, перетворивши її в телескоп, і отримав нові наукові дані став Галілей . У 1609 він створив свою першу зорову трубу з триразовим збільшенням. У тому ж році він побудував телескоп з восьмиразовим збільшенням довжиною близько півметра. Пізніше ним було створено телескоп, який давав 32-кратне збільшення: довжина телескопа була близько метра, а діаметр об’єктиву – 4,5 см. Це був дуже недосконалий інструмент, тим не менше з його допомогою Галілей зробив ряд відкриттів.

Назва «телескоп» запропонував у 1611 грецький математик Джованні Демізіані для одного з інструментів Галілея , показаному на банкеті в Академії деї Лінчеї . Сам Галілей використовував для своїх телескопів латинський термін perspicillum.

Оптичні телескопи

Телескоп представляє собою трубу, встановлену на монтуванні, забезпечену осями для наведення на об’єкт спостереження і стеження за ним. Візуальний телескоп має об’єктив і окуляр. Задня фокальна площина об’єктиву суміщена з передньою фокальною площиною окуляра. У фокальну площину об’єктива замість окуляра може поміщатися фотоплівка або матричний приймач випромінювання . У такому випадку об’єктив телескопа, з точки зору оптики, є фотооб’єктивом. Телескоп фокусується за допомогою фокусера (фокусувального пристрою).

За своєю оптичною схемою більшість телескопів поділяться на:
– Лінзові ( рефрактори або діоптричні) – в якості об’єктива використовується лінза або система лінз.
– Дзеркальні ( рефлектори або катоптричні) – в якості об’єктива використовується увігнуте дзеркало.
– Дзеркально-лінзові телескопи (катадіоптричні) – в якості об’єктива використовується сферичне дзеркало, а лінза, система лінз або меніск служить для компенсації аберацій.

Крім того, для спостережень Сонця професійні астрономи використовують спеціальні сонячні телескопи , що відрізняються конструктивно від традиційних зоряних телескопів.

Характеристики оптичних телескопів

Оптичний телескоп – це афокальна система ( оптична сила дорівнює нулю), що складається з об’єктиву і окуляра . Телескоп збільшує видимий кутовий розмір і видиму яскравість спостережуваних об’єктів. Основними параметрами, які визначають інші характеристики телескопа, є: діаметр об’єктива ( апертура ) і фокусна відстань об’єктива.
– Роздільна здатність залежить від апертури. Визначається за формулою r=140/D, де r – кутова роздільна здатність в кутових секундах, а D – діаметр об’єктива в міліметрах.
– Оптичне збільшення визначається відношенням G=F/f, де F і f – фокусні відстані об’єктива та окуляра.
– Діаметр поля зору телескопа S (size of visible sky field-розмір видимого поля неба). Дослідним шляхом встановлено, що діаметр поля зору телескопа, виражений у мінутах дуги, залежить від застосованого збільшення, S=2000/G.
– Відносний отвір телескопа A – це відношення діаметра об’єктива телескопа D до його фокусної відстані F, де D і F виражаються в міліметрах, A=D/F=1/=-1.
– Світлосила телескопа , =F/D=1/A=A-1.
Відносний отвір телескопа A і світлосила є важливою характеристикою об’єктива телескопа. Це зворотні один одному величини. Чим більше світлосила – тим менший відносний отвір, і відповідно формується яскравіше зображення у фокальній площині об’єктива телескопа. Але при цьому виходить менше збільшення, яке дає даний об’єктив.
– Проникаюча сила (оптична сила) m – зоряна величина найбільш слабких зірок, видимих з допомогою телескопа при спостереженні в зеніті . Для візуального телескопа може бути оцінена за формулою Боуена m=3+2.5lgD+2.5lgG. Або ж за спрощеною формулою, m=2.1+5lgD.
Проникаюча сила рефлекторів на 1-2 m вище, ніж у рефракторів. Проникаюча сила телескопа сильно залежить від якості оптики, яскравості неба, прозорості атмосфери і її спокою. Рівень і тип оптичних спотворень (аберацій) залежить від конструкції телескопа, і фізичних властивостей його оптичних компонентів – лінз, дзеркал, призм і скляних коректорів.
– Лінійні розміри діаметрів дисків Сонця і Місяця в фокальній площині об’єктива телескопа обчислюються за формулою l=F(30/3440), де l – діаметр диска Сонця у фокусі в міліметрах, а F – фокусна відстань об’єктива у міліметрах.
– Масштаб фотонегативів чи матриці u=3440/F , де u – масштаб в кутових мінутах на міліметр (‘/ мм), а F – фокусна відстань об’єктива у міліметрах. Якщо відомі лінійні розміри матриці, її роздільна здатність і розмір її пікселів, то тоді звідси можна обчислити роздільну здатність цифрового знімка в кутових мінутах на піксель.

Радіотелескопи

Радіотелескопи Для дослідження космічних об’єктів в радіодіапазоні застосовують радіотелескопи. Основними елементами радіотелескопів є приймаюча антена і радіометр – чутливий радіоприймач, та приймаюча апаратура. Оскільки радіодіапазон набагато ширший оптичного, для реєстрації радіовипромінювання використовують різні конструкції радіотелескопів, в залежності від діапазону. У довгохвильовій області (метровий діапазон; десятки і сотні мегагерц ) використовують телескопи складені з великої кількості (десятків, сотень або, навіть, тисяч) елементарних приймачів, зазвичай диполів. Для більш коротких хвиль (дециметровий і сантиметровий діапазон; десятки гігагерц) використовують напів-або повноповоротні параболічні антени. Крім того, для збільшення роздільної здатності телескопів, їх об’єднують в інтерферометри . При об’єднанні кількох одиночних телескопів, розташованих у різних частинах земної кулі, в єдину мережу, говорять про радіоінтерферометрію з наддовгою базою (РНДБ). Прикладом такої мережі може слугувати американська система VLBA ( Very Long Baseline Array). З 1997 по 2003 рік функціонував японський орбітальний радіотелескоп HALCA ( Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), включений в мережу телескопів VLBA, що дозволило істотно поліпшити роздільну здатність всієї мережі.

 

Космічні телескопи

Космічні телескопиЗемна атмосфера добре пропускає випромінювання в оптичному (0,3-0,6 мкм ), ближньому інфрачервоному (0,6 – 2 мкм) і радіодіапазоні (1 мм – 30 м ). Вже в ближньому ультрафіолетовому діапазоні зі зменшенням довжини хвилі прозорість атмосфери сильно погіршується, внаслідок чого спостереження в ультрафіолетовому, рентгенівському і гамма діапазонах стають можливими тільки з космосу. Винятком є реєстрація гамма-випромінювання надвисоких енергій, для якого підходять методи астрофізики космічних променів : високоенергійні гамма-фотони в атмосфері породжують вторинні електрони, які реєструються наземними установками. Прикладом такої системи може служити телескоп CACTUS. 

В інфрачервоному діапазоні також сильне поглинання в атмосфері, проте, в області 2-8 мкм є деяка кількість вікон прозорості (як і в міліметровому діапазоні), в яких можна проводити спостереження. Крім того, оскільки велика частина ліній поглинання в інфрачервоному діапазоні належить молекулам води , інфрачервоні спостереження можна проводити в сухих районах Землі(зрозуміло, на тих довжинах хвиль, де утворюються вікна прозорості у зв’язку з відсутністю води). Прикладом такого розміщення телескопа може служити South Pole Telescope, встановлений на південному географічному полюсі, що працює в субміліметровому діапазоні.

У деяких випадках вдається вирішити проблему атмосфери підйомом телескопів чи детекторів в повітря на літаках або стратосферних балонах . Але, найбільші результати досягаються з винесенням телескопів у космос. Космічна астрономія – єдиний спосіб отримати інформацію про всесвіт у короткохвильовому і, здебільшого, в інфрачервоному діапазоні; спосіб поліпшити роздільну здатність радіоінтерферометрів. Оптичні спостереження з космосу не настільки привабливі в світлі сучасного розвитку адаптивної оптики , що дозволяє сильно знизити вплив атмосфери на якість зображення, а також дорожнечу виведення на орбіту телескопа з дзеркалом, яке можна порівняти за розмірами з великими наземними телескопами.

 

 

 

 

Reklama