История телескопов

История телескопа

Телескоп и его назначение

Что такое телескоп?

Инструмент, который собирает электромагнитное излучение удаленного объекта и направляет его в фокус, где образуется увеличенное изображение объекта или формируется усиленный сигнал.

По мере развития астрономической техники появилась возможность изучать объекты во всем электромагнитном спектре, для чего были разработаны специальные системы телескопов и дополнительных детекторов, позволяющие работать в различных диапазонах волн. Термин "телескоп", первоначально означавший оптический инструмент, получил более широкое значение. Однако в телескопах, работающих в видимом, радио- и рентгеновском диапазонах, используются системы и методы, сильно различающиеся между собой.

Оптические телескопы бывают двух основных типов (рефракторы и рефлекторы), отличающиеся выбором главного собирающего свет элемента (линза или зеркало соответственно). У телескопа-рефрактора на передней стороне трубы имеется объектив, а в задней части, где формируется изображение, - окуляр или фотографическое оборудование. В отражательном телескопе в качестве объектива использовано вогнутое зеркало, располагающееся в задней части трубы.

Объектив телескопа-рефрактора обычно представляет собой составную линзу из двух или нескольких элементов с относительно большим фокусным расстоянием. Использование составных линз уменьшает хроматическую аберрацию (такие линзы называют ахроматическими дублетами и триплетами). Минимизировать как хроматическую, так и сферическую аберрацию можно, если использовать большое фокусное расстояние, но это приводит к тому, что рефракторы получаются длинными и громоздкими. В прошлом для уменьшения погрешностей строились только рефракторы больших размеров. Если надо подчеркнуть, что наблюдения проводились с помощью рефракторного телескопа, то используют сокращение обозначение OG (object glass, т.е. объектное стекло).

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, и их легче изготовить самостоятельно. В рефлекторе свет собирается в точке перед первичным зеркалом, называемой первичным фокусом. Собранный пучок света обычно направляется (посредством вторичного зеркала) к более удобному для работы месту. С этой точки зрения различают несколько общепринятых систем, в том числе ньютоновский фокус, кассегреновский фокус, фокус куде и фокус Несмита. В очень больших телескопах наблюдатель имеет возможность работать непосредственно в первичном фокусе в специальной кабине, установленной в главной трубе. На практике как вторичное зеркало, так и кабина в первичном фокусе не оказывают существенного влияния на работу телескопа. Большие многоцелевые профессиональные телескопы обычно строят так, что наблюдатель получает возможность выбора фокуса. Ньютоновский фокус используется только в любительских оптических телескопах.

Первичные зеркала в отражательных телескопах обычно изготавливают из стекла или керамики, которая не расширяется (и не сжимается) при изменении температуры. Поверхность зеркала тщательно обрабатывается до получения требуемой формы, обычно сферической или параболической, с точностью до долей длины волны света. Для получения отражательных свойств на поверхность стекла наносится тонкий слой алюминия. В ранних отражательных телескопах, например, у Уильяма Гершеля (1738-1822), первичное зеркало было изготовлено из полированного металлического сплава (68% меди и 32% олова). По латыни термин "зеркальный" предается как "speculum"; по этой причине для обозначения отражательного телескопа до сих пор иногда используют сокращение "spec". Самые ранние стеклянные зеркала покрывали серебром, но это оказалось неудобным из-за того, что на воздухе серебро темнеет.

В наиболее современных больших телескопах применяются методы активной оптики, которые позволяют использовать более тонкие и легкие зеркала, необходимая форма которых сохраняется поддерживающей системой, управляемой компьютером. Это позволяет использовать как зеркала с очень большими диаметрами, так и зеркала, составленные из отдельных элементов.

Мощность получаемого светового сигнала и разрешающая способность телескопов зависят от размера объектива. Чтобы получить возможность наблюдения все более слабых объектов и достичь разрешения мелких деталей, в астрономии наблюдается тенденция к созданию инструментов все большего размера, хотя этих целей частично можно достичь и за счет создания более чувствительных детекторов и применения интерферометров.

Увеличение мощности само по себе не имеет большого значения, если не считать небольших любительских телескопов, предназначенных для визуальных наблюдений. Усиление при визуальном наблюдении легко можно изменять с помощью различных окуляров. Максимальная степень усиления обычно ограничена не техническими характеристиками телескопа, а условиями видимости.

Изображения, получаемые в астрономических телескопах, инвертированы. Так как введение дополнительной линзы, которая могла бы скорректировать изображение, поглотит часть светового потока, не принеся особой пользы, астрономы предпочитают работать непосредственно с инвертированными изображениями.

Монтировка астрономического телескопа - важная часть конструкции, так как наблюдатель должен иметь возможность легко направлять телескоп в заданную точку неба и поддерживать его ориентацию при вращении Земли, отслеживая видимое движение объекта по небу. Небольшие любительские телескопы и современные управляемые компьютером телескопы используют альтазимутальную монтировку. До появления компьютерного управления наиболее распространенной была экваториальная монтировка. Экваториальную установку имеют многие из работающих в настоящее время телескопов, причем эта система остается популярной и для любительских инструментов

Назначение телескопа

Телескопы бывают самыми разными – оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения ИСЗ), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи:
создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);
собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.

Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Объектив строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света, параллельные главной оптической оси, собираются в фокусе F, лежащем на этой оси. Другие пучки света собираются вблизи фокуса – выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра рассматривает наблюдатель. Диаметры входного и выходного пучков сильно различаются (входной имеет диаметр объектива, а выходной – диаметр изображения объектива, построенного окуляром). В правильно настроенном телескопе весь свет, собранный объективом, попадает в зрачок наблюдателя. При этом выигрыш пропорционален квадрату отношения диаметров объектива и зрачка. Для крупных телескопов эта величина составляет десятки тысяч раз. Так решается одна из основных задач телескопа – собрать больше света от наблюдаемых объектов. Если речь идет о фотографическом телескопе – астрографе, то в нем увеличивается освещенность фотопластинки.

Вторая задача телескопа – увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f. G=F/f

Устройство простейшего телескопа

Различают два основных вида телескопов: рефракторы, объективы которых состоят из линз, и рефлекторы, имеющие зеркальные объективы. Кроме того, существуют различные типы сложных зеркально-линзовых систем, объединяющие преимущества тех и других телескопов.

В телескопе любого типа объектив в своей фокальной плоскости создает действительное изображение наблюдаемого объекта или участка неба, которое можно увидеть на экране, зафиксировать на фотопластинке или на другом светоприемнике.

В простейшем случае это изображение можно рассматривать глазом, поместив его на расстоянии нормального зрения (25 см) позади фокальной плоскости, при этом увеличение телескопа:
n = F / 25, где F - фокусное расстояние объектива в сантиметрах, а 25 см - расстояние нормального зрения (у близоруких оно меньше).

Дополнительная лупа (окуляр) позволяет приблизить глаз к фокальной плоскости и рассматривать изображение с меньшего расстояния, т. е. под большим углом зрения, и тогда увеличение телескопа будет равно:
n = F / f, где f - фокусное расстояние лупы-окуляра.
Таким образом, телескоп можно изготовить, расположив на одной оси одна за другой две линзы - объектив и окуляр - на суммарном расстоянии L = F + f. Для наблюдений близких земных предметов это расстояние должно быть увеличено, что легко находится опытным путем. Меняя окуляры, можно получить различные увеличения при одном и том же объективе.

Увеличение имеющегося инструмента при неизвестных F и f, или для любой сложной системы оптики, легко определить, измерив диаметр выходного зрачка d. Для этого необходимо направить инструмент на ярко освещенную поверхность (небо) и около окулярного конца поместить лист белой бумаги (кальки). Перемещая лист ближе - дальше от окуляра, получить наиболее резко очерченное световое пятно и с помощью миллиметровой линейки измерить его диаметр. Тогда увеличение вычисляется по формуле:
n = D / d, где D - диаметр объектива. На практике считается, что допустимое рабочее увеличение не должно превосходить 2D (мм).
Простейший телескоп может быть изготовлен из обычных очковых стекол, в необработанном виде диаметр которых обычно равен 6 см. Для объектива следует взять положительную линзу оптической силой Д=+0.75 - +1 диоптрий (фокусное расстояние такой линзы F=1м/Д, то есть для Д=+1д имеем F=100 см). В качестве окуляра лучше взять 5-ти или 10-ти кратную лупу, фокусное расстояния которой f равно расстоянию нормального зрения 25 см, деленного на кратность (то есть, 25/5 = 5 см и 25/10 = 2.5 см).
Закрепив объектив и окуляр на концах картонной или иной трубки на расстоянии L = F + f, получим телескоп вполне удовлетворительного качества. Для удобства наводки на резкость при рассматривании близких земных предметов трубу следует сделать составной и предусмотреть возможность раздвижения на 5 -10 см. Достаточно плотную трубку можно получить, свернув ее из нескольких слоев плотной бумаги, пропитанных жидким клейстером. Внутреннюю поверхность бумаги следует зачернить тушью, а наружную поверхность покрыть 2-3 слоями нитролака.
Xороший телескоп может быть изготовлен, если вместо объектива применить длиннофокусный фотографический объектив типа ТАИР-3 (D=6см, F=30см), МТО 500 (D=6см, F=50см), МТО-1000 (D=8см, F=100см).
В качестве окуляра лучше использовать либо короткофокусный фотографический объектив с F Положительный окуляр Рамсдена изготавливается из положительных плоско-выпуклых одинаковых линз f1 = f2, установленных в оправе выпуклостями друг к другу на расстоянии d при соотношении f1: d: f2 = 3:2:3

Отрицательный окуляр Гюйгенса состоит из плоско-выпуклых линз, установленных выпуклостями к объективу при соотношении
f1: f2 = 3:1 на расстояниях f1: d: f2 = 3:2:1, а при
f1: f2 = 2:1 на расстояниях f1: d: f2 = 4:3:2

Фокусное расстояние всей системы вычисляется по формуле
f = f1 T f2 /(f1 + f2 - d)

Испытание телескопа

Наиболее простой метод испытания телескопа состоит в исследовании даваемого телескопом изображения звезды.

Для испытания следует выбрать бело-голубую звезду 2-3 звездной величины не ниже 40° над горизонтом. В хороший телескоп при увеличении около 20 раз на 1 см отверстия изображение должно представляться в виде очень маленького, совершенно круглого диска, окруженного 2-3 концентрическими дифракционными кольцами.

Если воздух неспокоен, система колец может дрожать, искажаться, разбиваться на дуги, а при очень плохих атмосферных условиях диск может расплыться так, что совершенно покроет кольца.

Если, однако, при наблюдении в течении ряда вечеров и при различных атмосферных условиях наблюдатель видит лишь большой размытый диск без следов колец, то объектив следует признать плохим.

Если диск имеет овальную или грушевидную форму, кольца вытянуты в одном направлении с диском и все изображение с одной стороны ярче, то причина лежит в несовпадении оптических осей объектива и окуляра, причем ближе к окуляру лежит та часть объектива, где изображение ярче при окуляре, выдвинутом наружу главного фокуса. Объектив следует привести в надлежащее состояние, наклоняя его в оправе регулировочными винтами или прокладывая в нужной стороне тонкие бумажные полоски.

Когда диск не круглый, а кольца извилисты и неподвижны при спокойной атмосфере, это означает, что объектив выполнен из плохого стекла, имеющего свили и неоднородности. Для проверки следует повернуть объектив вместе с его оправой на определенный угол и посмотреть, повернулись ли на такой же угол выступы и впадины изображения. Если повернулись, то это недостаток объектива, который неустраним. На присутствие устранимого недостатка показывает другой вид изображения, когда звезда и кольца имеют форму, соответствующую расположению крепежных винтов объектива. Для восстановления нормального изображения нужно только отпустить крепежные винты, но не до такой степени, чтобы стекла стали качаться.

Иногда противоположные края диска окрашены в красный и зеленый цвет. Окраска выступает резче, если сдвинуть окуляр с фокуса, и бывает заметна также при наблюдении планет и краев лунного диска. Явление вызвано несовпадением центров линз двухлинзового объектива. Исправить можно поворотом одной линзы относительно другой или незначительным смещением друг относительно друга.

Окраска противоположных краев изображения может быть вызвана также тем, что линзы объектива наклонены друг к другу и края их, соответствующие красному цвету, слишком сближены. В этом случае необходимо отрегулировать расстояние между линзами, изменяя толщину прокладок. Окраска верхнего и нижнего краев изображения в зеленый и красный цвет наблюдается для светил находящихся невысоко над горизонтом, и не зависит от поворота объектива. В этом случае причина вызвана преломлением света в атмосфере Земли.

Сферическую аберрацию объектива можно распознать чуть-чуть сдвигая окуляр попеременно в обе стороны от главного фокуса. Одинаковая яркость крайних колец внефокальных изображений покажет, что объектив свободен от сферической аберрации. Если внешнее кольцо при окуляре внутри фокуса слабее, чем при окуляре снаружи фокуса, то объектив переисправлен, для недоисправленного объектива внешние кольца будут слабее при окуляре снаружи фокуса.

Хроматическая аберрация скажется тем, что при слегка вдвинутом внутрь фокуса окуляре вокруг диска будет пурпурная кайма, а при выдвинутом - красное пятнышко в центре изображения. Это следует из того, что в обычных визуальных объективах фокус красных лучей лежит несколько ближе к объективу, чем фокус желто-зеленых лучей, в которых изображение рассматривается. Хроматизм присущ всем рефракторам и отсутствует у рефлекторов, однако следует иметь в виду, что хроматизмом обладают также окуляры и глаз наблюдателя.

Астигматизмом считается сферическая аберрация, вызванная при наклонном падении лучей тем, что один диаметр объектива преломляет лучи иначе, чем другой, к нему перпендикулярный. Изображение звезды вытягивается при этом в эллипс, который меняет направление большой оси на 180° при положениях окуляра внутри и снаружи главного фокуса. Астигматичным может быть также не только объектив, но и глаз наблюдателя или окуляр. Для испытания глаза ставят самый слабый окуляр и наклоняют голову вправо или влево; при астигматичном глазе большая ось эллипса соответственно изменяет свое положение. Если эллипс неподвижен, то вращают окуляр; если и в этом случае картина не меняется, то астигматичен объектив. Чтобы окончательно убедиться в этом, заменяют окуляр на более сильный и вращают объектив вместе с оправой.

Исторические телескопы

Телескопы Галилея
В 1609, узнав об изобретении голландскими оптиками зрительной трубы, Галилей самостоятельно изготовил телескоп с плосковыпуклым объективом и плосковогнутым окуляром, который давал трехкратное увеличение. Через некоторое время им были изготовлены телескопы с 8- и 30-кратным увеличением.

В 1609, начав наблюдения с помощью телескопа, Галилей обнаружил на Луне темные пятна, названные им морями, горы и горные цепи. 7 января 1610 открыл четыре спутника планеты Юпитер, установил, что Млечный Путь является скоплением звезд. Эти открытия описаны им в сочинении «Звездный вестник, открывающий великие и в высшей степени удивительные зрелища…» (вышел в свет 12 марта 1610).

В октябре 1610 открыл фазы Венеры; в конце этого же года, почти одновременно с Т.Хэрриотом, И. Фабрицием и Х. Шейнером, открыл пятна на Солнце. Изменение положения солнечных пятен доказывало, как правильно считал Галилей, что Солнце вращается вокруг своей оси.

Телескопы Гершеля
Английский астроном Уильям Гершель (1738-1822) получил известность в 1781 году, когда с помощью 7-футового телескопа открыл новую планету - Уран.

Свой первый телескоп Гершель построил в 1774 году, затем изготовил 7-футовый, 10-футовый и, наконец, в 1783 году - 20-футовый (6 м) телескоп с объективом диаметром сначала 30 см, а с 1784 - 47.5 см (19"), который и стал его основным рабочим инструментом. С его помощью У. Гершель открыл структуру Млечного Пути и множество туманностей.

Потерпев неудачу при изготовлении 30-футового телескопа, Гершель взялся сразу за 40-футовый (12 м) с зеркалом диаметром 122 см (48") и закончил его в 1789 г. С его помощью были открыты 6-й и 7-й спутники Сатурна. В 1811 г. Гершель перестал пользоваться этим телескопом, и уже после смерти Гершеля, в 1839 г. инструмент был разобран

Телескопы Фраунгофера
Изготовлялись Йозефом Фраунгофером (1787-1826) в начале XIX века. Именно благодаря им телескоп превратился в точный измерительный инструмент, снабженный параллактической монтировкой, часовым механизмом и микрометром.

Фраунгофер основал в 1817 году первый Оптический институт в Мюнхене и подвел научную основу под изготовление линз для телескопов. Объективы его рефракторов достигали диаметра 24 см.

Телескоп лорда Росса
Был сооружен английским астрономом Уильямом Парсоном (лордом Россом) в 1845 году. Имел металлическое зеркало диаметром 72" (1,80 м) и длину 50 футов.

С его помощью лорд Росс открыл спиральную структуру некоторых туманностей.

100" телескоп Хукера (2,54-м)
100-дюймовый (2,58-м) телескоп Маунт-Вилсоновской обсерватории, расположенный недалеко от Пасадены в Калифорнии. Сооруженный на финансовые средства, пожертвованные американским миллионером Джоном Д. Хукером из Лос-Анджелеса. Телескоп начал действовать в 1917 г. До введения в 1948 г. 5-метрового телескопа Хейла телескоп Хукера был самым большим в мире. В 1985 г. этот телескоп был временно закрыт, но впоследствии модернизирован и вновь используется с начала 1990-х гг.

Зеркало отливалось во Франции, обрабатывалось в Пасадене и имело массу 5 т, а общая масса подвижных частей превосходила 100 т.

200" телескоп им.Джорджа Хейла
5-метровый рефлектор в Паломарской обсерватории. Работы по сооружению телескопа были начаты в 1930 г. после получения Калифорнийским технологическим институтом гранта Рокфеллеровского фонда. Завершение работ было отсрочено Второй мировой войной. Официальное открытие состоялось в 1948 г., и телескоп был посвящен памяти Джорджа Эллери Хейла (1868-1938), инициатора и вдохновителя проекта.

6-метровый Советский телескоп (БТА)
6-м российский телескоп, расположенный на Северном Кавказе близ горы Пастухова на высоте 2070 м над уровнем моря. Его координаты: широта 43°39"12" и долгота 41°26"30"

Современные телескопы

Возможности современных телескопов
Первым приемником изображений в телескопе, изобретенным Галилеем в 1609 году, был глаз наблюдателя. С тех пор не только увеличились размеры телескопов, но и принципиально изменились приемники изображения. В начале ХХ века в астрономии стали употребляться фотопластинки, чувствительные в различных областях спектра. Затем были изобретены фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи (ЭОП).

Эволюция параметров оптических телескопов:

В современных телескопах в качестве приемников излучения используют ПЗС-матрицы. ПЗС состоит из большого количества (1000×1000 и более) полупроводниковых чувствительных ячеек размером в несколько микрон каждая, в которых кванты излучения освобождают заряды, накапливаемые в определенных местах – элементах изображения. Изображения обрабатываются в цифровом виде при помощи ЭВМ. Матрица должна охлаждаться до температур –130°С.

Наблюдения на современных телескопах проводятся из специальных помещений; во время работы телескопов людям в здании желательно не находится, чтобы не создавать лишних вибраций и потоков тепла. Некоторые телескопы могут передавать изображение напрямую пользователям Internet.

В современных телескопах-рефлекторах главное зеркало, как правило, имеет параболическую или гиперболическую форму. Они способны получать изображение не только в оптическом, но и в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Имеются механизмы компенсирования дрожания атмосферы – адаптивная оптика и спекл-интерферометрия.

На Паломарской обсерватории при помощи зеркально-линзового телескопа системы Шмидта был проведен обзор, состоящий из тысячи карт, запечатлевших в двух цветах объекты неба до 21-й звездной величины. Пятиметровый телескоп Паломарской обсерватории является самым старым из крупнейших телескопов мира.

2,5-метровый телескоп обсерватории Апаче-Пойнт (США), оснащенный гигантской ПЗС-камерой, начал составлять новый обзор, в котором будут объекты в пяти цветах до 25-й звездной величины.

На 10-метровом зеркале телескопа «Кек-1» на Гавайских островах при помощи сегментирования получено разрешение 0,02". Там же на высоте 4150 м над уровне моря расположен телескоп «Кек-2».

На 6-метровом телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН на Северном Кавказе при применении новой спекл-интерферометрической камеры удалось довести угловое разрешение до 0,02".

Телескоп VLT (Very Large Telescope), который находится на севере Чили на вершине горы Паранал в пустыне Атакама на высоте 2635 м над уровнем моря, состоит из четырех идентичных телескопов, размеры каждого из которых 8,2 м. Все четыре телескопа смогут работать в режиме интерферометра со сверхдлинной базой и получать изображения, как на телескопе с 200–метровым зеркалом. В настоящее время производится отладка всей системы в гигантский оптический интерферометр.

Телескоп НЕТ (имени Вильяма Хобби и Роберта Эберли), зеркало которого имеет размеры 9,1 м, вступил в строй в 1997 году в Маунт-Фоулкес (штат Техас, США). Он расположен на высоте 2002 м над уровнем моря.

Телескоп «Субару», диаметр зеркала которого достигает 8,2 м, вступил в строй в 1999 году на Мауна-Кеа, Гавайские острова, на высоте 4139 м над уровнем моря. Его системы следят за формой главного зеркала с целью уменьшения искажений и борьбы с атмосферным дрожанием. Управляемый компьютером цилиндрический купол телескопа подавляет тепловую турбулентность воздуха. В настоящее время производится наладка этого телескопа, но уже получено разрешение 0,2". Наблюдения на данном телескопе проводятся из специальных помещений, во время работы телескопа люди в здании находиться не могут. Наблюдения могут проводиться и при помощи Internet. Телескоп рассчитан на наблюдения от ультрафиолетовой до инфракрасной области спектра.

Телескоп «Джемини» северный (Gemini Telescope north), размеры которого 8,1 м, вступил в строй в 1999 году на Мауна-Кеа, Гавайские острова на высоте 4214 м над уровнем моря. Это первый из телескопов «Джемини», второй расположен в южном полушарии (Серро-Пачон, Чили) и вступит в строй в 2001 году. Планируется, что они будут работать как интерферометры.

Телескопы «Магеллан-1» и «Магеллан-2», расположенные в Лас-Кампанасе (Чили) на высоте 2300 м над уровнем моря, частично вступили в строй в 1999 году. Размеры зеркал этих телескопов 6,5 м. Полный ввод в строй этих телескопов, работающих как интерферометры, ожидается в 2002 году.

Среди рефракторов крупных телескопов нет. Йеркский рефрактор (США, 1897) имеет объектив 1,02 м, Ликский (Маунт-Гамильтон, США, 1888) – 0,9 м, Медонский (Франция, 1889) – 0,83 см. Построенный на основе технологии, свободной от комы и астигматизма, «Большой Шмидт» (Маунт-Паломар, США, 1948) имеет 48-дюймовое зеркало. Такой же по величине Британский телескоп Шмидта (1973) расположен в Австралии.

Особое значение в наш космический век придается орбитальным обсерваториям. Наиболее известная из них – космический телескоп им. Хаббла – запущен в апреле 1990 года и имеет диаметр 2,4 м. После установки в 1993 году корректирующего блока телескоп регистрирует объекты вплоть до 30-й звездной величины, а его угловое увеличение – лучше 0,1" (под таким углом видна горошина с расстояния в несколько десятков километров). С помощью телескопа удалось получить снимки далеких объектов Солнечной системы, наблюдать падение кометы Шумейкеров – Леви на Юпитер и извержение Ио, изучить цефеиды и квазары, получить снимки предельно слабых галактик. Исследования с орбиты проводятся не только в оптическом, но и во всех других диапазонах электромагнитного излучения.

Астрономические данные, полученных на различных современных телескопах, накапливаются на специальных компьютерах. Обычно результаты наблюдений в течение года считаются собственностью получившего их ученого. Затем данные переходят в общее пользование. В настоящее время создаются виртуальные обсерватории, в которых будут доступны данные наблюдений с обсерваторий VLT, Космического телескопа им. Хаббла и других.

Телескоп имени Хаббла

Кто такой Хаббл?

Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-1953) Американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл родился в Маршфилде в штате Миссури. Отец Хаббла служил в чикагской страховой фирме, дети в семье воспитывались в условиях

самой суровой дисциплины.

Поступив в 1906 г. в Чикагский университет, Хаббл работал в лаборатории известного

физика Милликена. Однако он не захотел заниматься физикой и направился в Англию, чтобы

продолжить образование в Оксфордском университете, изучая... римское право.

Возвратившись на родину, Хаббл получил диплом юриста. Но адвокатом он проработал

всего год, а затем решил "бросить юриспруденцию ради астрономии". Хаббл вернулся в

Чикагский университет и начал работать ассистентом Йерксской обсерватории, близ Чикаго. Но научная работа Хаббла прервалась. Шла первая мировая война, и его призвали в действующую армию. По возвращении из армии Хаббл работал в обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии.

Труды Хаббла положили начало современной внегалактической астрономии. В 1924 г.

Хаббл при помощи телескопа с диаметром зеркала 250 см на обсерватории Маунт-Вилсон

доказал, что туманность Андромеды и некоторые другие туманности имеют звездное строение и находятся далеко за пределами млечного пути.

Таким образом, Хаббл установил, что наша галактика не единственная звездная система во

Вселенной.

В последующие годы Хаббл исследовал много туманностей, которые он называл

внегалактическими. Теперь они называются галактиками. Оказалось, что далеко не все эти

галактики имеют спиральную форму. Многие из них эллиптической, а некоторые неправильной формы. В 1925 г. Хаббл составил первую подробную классификацию галактик по их формам и другим особенностям.

В 1929 г. Хаббл обнаружил, что между лучевыми скоростями движения галактик и

расстояниями до них существует линейная зависимость (закон Хаббла) , и определил численное значение коэффициента этой зависимости (постоянная Хаббла) . Это открытие стало наблюдательной основой теории расширяющейся Вселенной.

Хаббл был одним из выдающихся астрономов ХХ в. и пионером изучения далеких

звездных систем. В 1927 г. он был избран членом Национальной академии наук в Вашингтоне.

Проект космического телескопа имени Хаббла

В двадцатом веке астрономы сделалимного шагов в изучении вселенной. Эти шаги были бы невозможны без использования больших и сложных телескопов, расположенных на высокогорных лабораториях и управляемых большим количеством квалифицированных специалистов.

С выводом на орбиту ТЕЛЕСКОПА ИМЕНИ ХАББЛА (HUBBLE SPACE TELESCOPE - HST), астрономия сделала гигантский рывок вперед. Будучи расположенным за пределами земной атмосферы, HST может фиксировать такие объекты и явления, которые не могут быть зафиксированы приборами на земле.
(Рис.3. Старт космического шаттла Discovery, выносящего на орбиту Земли телескоп Хаббл)
Проект HST был разработан в НАСА при участии Европейского Космического Агентства(ESA). Этот телескоп-рефлектор, диаметром 2,4 м (94,5 дюйма), выводится на низкую (610 километров или 330 морских миль) орбиту с помощью американского корабля СПЕЙС ШАТТЛ (SPACE SHUTTLE). Проект предусматривает периодическое техническое обслуживание и замену оборудования на борту телескопа. Проектный срок эксплуатации телескопа - 15 и более лет.

В конце апреля 1990 г. с борта американского корабля многоразового использования "Дискавери" была выведена на орбиту крупнейшая околоземная обсерватория для наблюдений в оптическом диапазоне спектра - Хаббловский космический телескоп весом более 12т (кооперативный проект НАСА и Европейского космического агентства). На него возлагались большие надежды, однако вскоре после запуска выяснилось, что главное 2,4-метровое зеркало телескопа обладает сферической аберрацией, значительно ухудшающей характеристики этого уникального инструмента. И всё же за первые 18 месяцев полёта был проведён ряд результативных наблюдений.

2 декабря 1993 г. к телескопу отправился челнок "Индевор" с миссией обслуживания. В ходе недельной работы астронавты заменили большую часть электронных блоков, исправили погнутую солнечную батарею и самое важное - установили блок корректирующей оптики, устранивший погрешности главного зеркала. Возможности телескопа после ремонта значительно возросли.

В феврале 1997 г. к Хаббловскому телескопу вновь стартовал космический корабль "Дискавери". На этот раз были вновь заменены некоторые электронные блоки, установлен спектрограф высокого разрешения и новая ИК-камера, с помощью которой планируется начать поиск планет у ближайших звёзд.

Специалисты НАСА предполагают повторять подобные "сервисные" полёты в среднем раз в три года и считают, что срок службы телескопа на орбите может превысить запланированные изначально 15 лет.

Хаббловский телескоп оказался невероятно дорогостоящим, но тем не менее очень эффективно работающим астрономическим инструментом. Угловое разрешение телескопа получилось лучше 0,1", что на порядок выше, чем у наземных оптических инструментов (под таким углом, например, будет видна муха с расстояния около 20 км). С помощью этого телескопа удалось увидеть и исследовать такие мелкие детали самых различных астрономических объектов, которые ранее были недоступны телескопам. Упомянем лишь некоторые из его достижений.

Получены чёткие изображения планет Солнечной системы, которые ранее можно было сделать только с помощью межпланетных станций. Так, удалось проследить за сезонными изменениями вида полярной шапки Марса и всей поверхности этой планеты, за извержением вулкана на спутнике Юпитера Ио, за падением на Юпитер кометы. Впервые учёные смогли увидеть детали поверхности Плутона. Чрезвычайно ценный материал получен по яркой комете Хей-ла - Боппа: астрономы следили за тем, как у кометы по мере приближения к Солнцу формируется хвост, как происходят взрывоподобные выбросы пыли с поверхности её ядра. Это дало неоценимый материал о составе и природе комет.

Учёные увидели мельчайшие детали межзвёздных газовых туманностей, обнаружили протопланетные диски, окружающие молодые звёзды, струи газа, выбрасываемые формирующимися звёздами, новые типы планетарных туманностей со сложной структурой газовых волокон.

Удалось заглянуть в самые плотные центральные части шаровых звёздных скоплений и галактик, получить веские свидетельства существования в ядрах многих галактик невидимых объектов с массой в сотни миллионов и миллиарды масс Солнца (по-видимому, чёрных дыр).

Удалось найти и исследовать пульсирующие звёзды - цефеиды - в далёких галактиках и по ним оценить расстояние до этих звёздных систем, уточнив тем самым всю шкалу межгалактических расстояний.

Реализовалась возможность увидеть наконец во всех деталях те галактики, внутри которых находятся ква-зары: яркий свет квазаров мешает выделить при наземных наблюдениях слабое свечение породивших их звёздных систем.

Оказалось возможным детально исследовать в некоторых галактиках очень трудные для наблюдений околоядерные звёздно-газовые диски размерами порядка тысячи световых лет и даже наблюдать в них отдельные молодые звёздные скопления.

В рамках специально разработанной программы "Глубокое поле", нацеленной на исследование особенно далёких галактик, на телескопе получены изображения предельно слабых объектов - до 30-й звёздной величины. Большинство из них являются галактиками, которые (из-за конечной скорости света) мы наблюдаем в эпоху ранней молодости. Их сравнение с современными галактиками значительно продвинуло наше понимание того, как миллиарды лет назад формировались звёздные системы.

Работа космического телескопа рассчитана на длительный срок Данные, полученные с его помощью по различным наблюдательным программам, через определённое время становятся доступными (по глобальной электронной сети Интернет) для бесплатного пользования учёными любой страны.

Первый свет Хаббла

24 апреля 1990 г. в 8 ч 34 мин по местному времени, после двухнедельной задержки "Дискавери" с самым дорогим в истории научным прибором (создание только лишь телескопа обошлось в 1,5 млрд. долл.) устремился в небо. Обычно "Шаттлы" выводятся на орбиту высотой 220 км, но для этого полета была выбрана высота 610 км. Это объясняется тем, что КТХ должен находиться на орбите без ее дополнительного поднятия не менее 5 лет, а верхняя граница необыкновенно "раздутой" из-за сильного солнечного максимума земной атмосферы была в то время на высоте не менее 525 км. Если бы "Дискавери" не смог выйти за ее пределы, КТХ был бы потерян до того, как НАСА смогла бы организовать спасательную экспедицию. К счастью, все обошлось благополучно и, оказавшись на высоте 614 км, экипаж облегченно вздохнул и приступил к выполнению сложной и ответственной программы.

Через 4,5 часа после начала полета астронавты подали электропитание в сеть "Хаббла" и начали проверку его аппаратуры, а 26 апреля вечером отстыковали телескоп от корабля. 27 утром была установлена связь между КТХ и спутником-ретранслятором НАСА, а в 9 ч 45 мин открылась крышка и телескоп увидел первый свет звезд.

Научная аппаратура телескопа Хаббла

Широкоугольная и планетная камера (ШПК). Световой пучок из центра поля зрения телескопа попадает на маленькое четырехгранное зеркало пирамидальной формы с вогнутыми гранями. От него, разделившись, он отражается в четыре маленьких преобразующих кассегреновских телескопа, каждый из которых строит свою часть изображения на отдельной ПЗС-матрице размером 800Х800 элементов. Фрагменты, полученные каждой из матриц, обрабатываются компьютером и складываются в единое изображение. Камера может работать а двух режимах - "широкоугольном", при котором относительное отверстие системы составляет 1:12,9 и "планетном", 1:30. Для перехода от одного режима к другому пирамидальное зеркало поворачивается на 45° и отражение разделенного пучка происходит в направлении "квартета" других преобразующих телескопов с другими ПЗС-матрицами. В "широкоугольном" режиме окончательное изображение представляет из себя квадрат со стороной 2,6" (один элемент ПЗС-матрицы покрывает площадь 0,1" х 0,1"), а в "планетном"-поле зрения 1,1" х 1,1", размер элемента - 0,043".

Широкоугольная камера способна регистрировать широчайший диапазон длин волн-от 115 нм в ультрафиолетовой области до 1100 нм в инфракрасной. Внутри этой области, используя любой из 48 встроенных светофильтров или дифракционных решеток, можно выделять узкие диапазоны, измерять поляризацию света или использовать спектрограф с низкой дисперсией. Проницающая сила камеры - до 28"". Кроме своей основной роли широкоугольная камера может служить "искателем" для других инструментов.

Камера слабых объектов (КСО) создана Европейским космическим агентством. Она превосходит по угловому разрешению все остальные инструменты телескопа, хотя имеет очень маленькое поле зрения. Ее спектральный диапазон также более ограничен, чем у ШПК - от 115 до 650 нм. В голубой области камера способна регистрировать звезды до 30-ой звездной величины.

Камера включает две независимые схемы построения изображения, каждая из которых имеет собственную входную апертуру в фокальной плоскости телескопа. Внутренняя оптика камеры увеличивает относительное отверстие телескопа до 1:48 у одной системы и до 1:96 и 1:288 у другой. В обеих камерах используются электронные усилители изображения, в которых входящий свет усиливается в 100000 раз, прежде чем телевизионная система зафиксирует изображение. Эта комбинация настолько чувствительна, что регистрирует отдельные фотоны, попадающие в телескоп. Система с отверстием 1:48 также может использоваться в двух режимах. При прямом построении изображения она обеспечивает разрешение в 0,043" в поле 22" х 44", причем имеется возможность введения в пучок 14 фильтров и призм. Для спектральных наблюдений предусмотрены щель и дифракционная решетка.

Максимальное разрешение космического телескопа достигается в схеме с отверстием 1:96. В этом случае размер элемента разрешения составляет 0,022" в поле зрения 11" х 22". Если же увеличивать отношение до 1:288 то, например, в диапазоне коротких ультрафиолетовых волн разрешение будет 0,0072" при размерах поля 3,6" х 7,3". В схеме "1:96 - 1:288" можно использовать 44 различных фильтра, включая и поляризационные, а также различные призмы для регистрации спектров с низким разрешением.

Годдардовский спектрограф высокого разрешения (ГСВР). Под высоким разрешением здесь подразумевается спектральное разрешение, которое показывает, насколько "тонко" разлагается свет на составляющие цвета при прохождении призмы или дифракционной решетки. Например при исследовании спектрального диапазона вблизи длин волн 500 нм с помощью детекторов, разделенных половиной нм, спектральное разрешение составит 500:0,5=1000. Этот спектрограф при наблюдении в ультрафиолете позволяет достичь спектрального разрешения до 100 000 (можно наблюдать две спектральные линии, разделенные промежутком 0,002 нм).

Угловое разрешение инструмента определяется двумя апертурами. Большая из них, размером 7"", используется, в основном, в качестве искателя. Основная часть научных наблюдений проводится с помощью меньшей, 0,25-секундной апертуры, которая достаточно мала, чтобы отделить изображение исследуемой звезды от окружающих.

Набор дифракционных решеток в сочетании с 512-эле-ментным телевизионным детектором типа "Диджикон" обеспечивает три величины разрешающей способности:

Высокая (100000), средняя (20 000) для относительно ярких источников и низкая (2 000) - для слабых. Все они способны работать в спектральном диапазоне 105- 320 нм, но, видимо, исследования будут вестись на длине волны 115 нм. При работе с низким разрешением диапазон уменьшится до 180 нм. Подобно тому, как это делается в бытовых 35-миллиметровых фотоаппаратах, снабженных системой TTL, спектрограф сам может выбирать подходящую экспозицию при съемке.

Спектрограф слабых объектов (ССО). Как и камеры, оба спектрографа дополняют друг друга в телескопе. В отличие от годдардовского спектрографа, имеющего максимальное спектральное разрешение, ССО позволяет наблюдать в более широком спектральном диапазоне и с большей чувствительностью, хотя и с меньшим спектральным разрешением. ССО состоит также из двух раздельных каналов, каждый из которых снабжен ТВ-детектором. "Голубой" канал работает в спектральном диапазоне длин волн от 115 до 350 нм, а "красный" - от 170 до 850 нм, т.е. оба канала перекрывают весь оптический диапазон от ультрафиолетового до красного концов спектра.

Используя различные дифракционные решетки, можно вести исследования в шести участках этих диапазонов с умеренным разрешением порядка 1300. Во всех режимах можно вести и поляриметрические исследования. Свет проходит в инструмент сквозь диск со сменными апертурами. Для точечных объектов обычно используются круглые или прямоугольные апертуры длиной 1" и шириной 0,25" или 0,7" или квадратные 2" x 2". При необходимости может быть использована и большая квадратная апертура 4,3" x 4,3".

Высокоскоростной фотометр (ВСФ). Под словом "высокоскоростной" понимается способность прибора измерять быстрые изменения яркости. Он может производить до 100 тыс. измерений в секунду. Для сравнения, на Земле очень трудно зафиксировать изменение яркости объекта даже за одну секунду. Выбрав какой-либо из 100 режимов, можно легко отцентрировать объект на соответствующую входную апертуру этого фотометра.

Инструмент содержит пять электронных детекторов, три из которых способны зарегистрировать изменение яркости с точностью 0,1 % у звезд до 20m. В фотометре применяются 23 фильтра, в результате чего прибор работает в диапазоне 120-700 нм. Еще один детектор работает в диапазоне 200-350 нм с 27 фильтрами, а последний представляет собой фотоумножитель для наблюдений покрытий звезд в красной области спектра. Хотя у прибора есть и шести- и десятисекундные апертуры, обычно для наблюдений используются диафрагмы диаметром 0,4" или 1".

Датчики тонкого гидирования (ДТГ). Датчики могут использоваться для измерения яркости звезд и точных положений (их иногда называют шестым научным инструментом космического телескопа им. Хаббла (КТХ). Поле зрения каждого из них представляет собой 90-градусный сегмент кольца, шириной 3,8", охватывающего апертуры других инструментов. Когда два датчика "захватывают" гидирующие звезды, третий может зафиксировать яркость какой-либо третьей звезды от 4m до 17m с точностью до 1 % в спектральном диапазоне 510-690 нм, а также измерять относительное положение ее с точностью не ниже 0,003!

Дополнительные приспособления к телескопу

Для измерения небольших угловых расстояний (менее 1°) в фокальной плоскости объектива следует установить крест нитей. Крест нитей можно выполнить, распустив трикотажную капроновую нить на отдельные волокна и натянув на оправу в фокальной плоскости окуляра в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Вместо нитяного креста можно применить стеклянную пластинку с нанесенными на ней штрихами с помощью алмазного резца или вытравленных плавиковой кислотой.

Перед объективом телескопа для наблюдения спектров звезд может быть установлена стеклянная призма с малым преломляющим углом (не более 15°). Изготовить призму можно самостоятельно из плоскопараллельных стекол, скрепленных под углом сургучом или аквариумной замазкой. Внутренность полой призмы заполняется глицерином или дистиллированной водой. Следует иметь в виду, что наблюдаемая звезда при этом будет находиться не на оптической оси телескопа, а в стороне, под некоторым углом.

Аналогичный спектр можно наблюдать, установив перед объективом грубую дифракционную решетку. Для этого вполне достаточна решетка с числом штрихов от 0.5 до 10 штрихов на один миллиметр. В этом случае наведение на звезду осуществляется по-прежнему вдоль оптической оси телескопа, а в поле зрения будет наблюдаться в центре ослабленное изображение звезды, а по бокам два спектра звезды. Чем более частая решетка, тем протяженнее и удаленнее от центра будет располагаться спектр. Дифракционную решетку можно изготовить, заштриховав лист бумаги черными полосами, толщина которых равна просвету между линиями, и сфотографировав на контрастную пленку.

Представление о дифракции и о цвете звезды можно получить также при рассматривании звезды в телескоп через частую сетку (прозрачная капроновая ткань). В этом случае будут наблюдаться центральное изображение и четыре спектра в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Вследствие растягивания изображения в спектр и разбиения на несколько спектров поверхностная яркость для слабых звезд может оказаться ниже порога цветного зрения и тогда мы увидим слабо светящуюся серую полоску. Яркие звезды позволят увидеть спектр в виде окрашенной радужной полоски.

Яркие объекты или звездные площадки можно сфотографировать, если вместо окуляра укрепить фотокамеру таким образом, чтобы фокальная плоскость объектива телескопа совпала с плоскостью пленки. Для этих целей удобнее применять зеркальные фотокамеры типа "Зенит", тогда непосредственно на матовом стекле фотоаппарата можно видеть фотографируемый объект и производить фокусировку перемещением окулярной части телескопа.

Для получения большего изображения необходимо изготовить приставку - окулярную камеру. В этом случае окуляр не убирается, а выдвигается на небольшое расстояние - a, примерно равное 1.3 f - 1.5 f, где f - фокусное расстояние окуляра.

Фотокамеру следует установить так, чтобы фотопленка находилась на расстоянии b от окуляра, которое при известных параметрах а и f находится из формулы тонкой линзы:
(1/a + 1/b = 1/f)

Удобно для вычислений сразу задать необходимое увеличение, например, 3, то есть положить равным b/a=3 и при известном f вычислить получаемые при этом а и b.

Не следует выбирать увеличение слишком большим (не более 5), т.к. в этом случае значительно увеличиваются необходимые выдержки, становятся заметны недостатки оптики, дрожание трубы телескопа и турбулентность атмосферы

Возможности телескопа Хаббла

На борту HST находятся: две камеры, два спектрографа, фотометр, астродатчики. Вследствие того, что телескоп находится за пределами атмосферы эти приборы позволяют:

1) Фиксировать изображения объектов с очень высоким разрешением. Наземные телескопы редко дают разрешение, больше одной угловой секунды. В любых условиях HST дает разрешение в одну десятую угловой секунды.

2) Обнаруживать объекты малой светимости. Самые большие наземные телескопы редко обнаруживают объекты слабее 25 звездной величины. HST может обнаруживать объекты 28 звездной величины, что почти в 20 раз меньше.

3) Наблюдать объекты в ультрафиолетовой части спектра. Ультрафиолетовый диапазон составляют важнейшую часть спектра горячих звезд,туманностей идругихмощных источников излучения. Атмосфера Земли поглощает большую часть ультрафиолетового излучения и поэтому оно не доступно для наблюдения (HST может также наблюдать объекты в инфракрасной части спектра, однако чувствительностьв этой части спектра пока мала. После установки новых приборов через несколько лет после запуска, она резко возрастет).

4) Фиксировать быстрые изменения

Технические характеристики телескопа Хаббла

Чего не может космический телескоп Хаббл

1)HST не может наблюдать объекты и явления на Земле, так как его система поиска объектов и чувствительность приборов рассчитаны только для наблюдений за космическими объектами.

2)HST не может наблюдать за Солнцем и освещенной частью Луны, так как они слишком яркие.

Специалисты, следящие за выполнением научной программы исследований, не должны допускать таких наблюдений, которые могут "ослепить" телескоп. В случае ошибки компьютера или человека, когда возникает такая угроза, HST автоматически закрывает отверстие наблюдения специальной дверкой и выключает все наблюдательные приборы.

Чтобы не повредить приборы на борту телескопа, угловое расстояние до Солнца во время наблюдений должно быть больше 50°, а до Луны (в полной фазе) - 20°. Оборудование отключается также тогда, когда угловое расстояние до освещенной части диска Земли меньше 20°или 5° до неосвещенной части. С помощью HST можно наблюдать лунные затмения, соблюдая необходимые меры предосторожности. Затмения Солнца Землей позволяют наблюдать Венеру, Меркурий и другие объекты с малым угловым расстоянием до Солнца, в течение нескольких минут.

Вышеперечисленные ограничения могут не учитываться заказчиком при составлении своего проекта программы наблюдений, т.к. все они учитываются автоматически компьютером при составленииобщего расписания наблюдений для HST.

Использованная литература

1. СD-Энциклопедия “Астрономия”
2. Интернет сайт www.astrolab.ru

МОУ Озёрская СОШ

«История создания телескопа»

Исполнитель: Плохотнюк Алёна,

учащаяся 10 класс

Учитель-консультант: Фомичёва Е. В.

2009 -2010 уч. Год

1. Введение……………………………………………………………..3стр.

2. История первых телескопов:

2.1. Открытие детей мастера Липперсгея………………………3-4стр.

2.2. «Телескопическая лихорадка»………………………………..4стр.

2.3. Телескопы братьев Гюйгенс………………………………….5стр.

2.4. Телескопы Галилея…………………………………………5-6стр.

3. Назначение телескопов…………………………………………..6-7стр.

4. Виды телескопов:

4.1. Телескоп-рефрактор………………………………………….7стр.

4.2. Телескоп-рефлектор………………………………………….7стр.

4.3. Менисковый телескоп. ………...…………………………….7стр.

5. Возможности современных телескопов:

5.1. Телескоп без глаза…………………………………………....8стр.

5.2. Радиотелескопы……………………………………………8-9стр.

5.3. Инфракрасные телескопы……………………………………9стр.

5.4. Ультрафиолетовые телескопы…………………………….....9стр.

5.5. Рентгеновский телескоп………………………………………9стр.

5.6. Гамма-телескопы…………………………………………….10стр.

6. Примеры телескопов…………………………………………..10-11стр.

7. Космический телескоп………………………………………...11-12стр.

8. Заключение……………………………………………………..…12стр.

9. Приложение……………………………………………………13-14стр.

10. Список используемой литературы……………………………..15стр.

“Унося наши чувства далеко за границы воображения

наших предков, эти замечательные инструменты,

телескопы, открывают путь к более глубокому

и более прекрасному пониманию природы”
Рене Декарт, 1637г.

1. Введение

Небо существует только для человека и только в его мыслях. Ведь небо есть не что иное, как картина космоса, наблюдаемая человеком с его крохотного обиталища – Земли. Представления людей о звёздном мире меняются из года в год. О космосе невозможно сказать, что он уже познан, ведь в нем столько тайн, столько самых невероятных событий…

Иногда, глядя в небо, я задумывалась над тем, как же могли еще в старину, глядя на, казалось бы, не подвижное, почти не меняющееся небо, делать открытия, находить новые планеты, определять траектории движения планет, одним словом, «разгадывать» тайны Вселенной. Ведь далеко не все можно увидеть невооруженным глазом. Заинтересовавшись этой проблемой, я выяснила, что первым астрономическим прибором был телескоп. За прошедшие века он совершенствовался и изменялся. Какой восторг вызвал у обывателей и учёных мужей первый телескоп! Какие невероятные открытия за этим последовали! Но с годами телескоп не утратил своей значимости. Именно поэтому мне захотелось узнать, каким же был первый телескоп, кто был его первооткрывателем и какими возможностями обладает современный телескоп? И вот какие «открытия» я для себя сделала…

2. История первых телескопов:

2.1. Открытие детей мастера Липперсгея

В самом начале XVII столетия жил в голландском городе Миддельбурге оптик Липперсгей. (Приложение №1) Обыкновенный ремесленник, мастер по изготовлению очковых стекол. Однажды сынишка Липперсгея сидел дома. Чтобы развлечься, мальчуган вытащил на подоконник целый ворох отшлифованных испорченных очковых стекол и стал складывать их, заглядывая поочередно в получившиеся сочетания. Он рассматривал мух. Зажимая линзы в кулаках, подносил их к глазам. Потом он взял в каждую руку по стеклу и приставил оба кулака к одному глазу одновременно,… Что тут произошло! Мальчик закричал, бросил стекла, закрыл глаза руками и убежал в глубину комнаты. Ему показалось, что башня ратуши, на которую он посмотрел через две линзы, шагнула ему на встречу. Это было похоже на колдовство.

Прошло несколько дней – Липперсгей явился магистрат. В руках у мастера была свинцовая трубка со вставленными в неё линзами. Этот удивительный снаряд позволял созерцать отдаленные предметы так, как если бы они находились совсем рядом. Липперсгей предложил продать городским властям «свое изобретение». Миддельбургские купцы охотно глядели в трубку, размахивали широкими рукавами, но признать автором изобретения Липперсгея отказывались. Липперсгей много раз пытался запатентовать и продать трубку то голландским Генеральным штатам, то принцу Морицу Оранскому. Однако патента так и не получил. Скоро в соседних городах объявились и другие оптики, претендующие на честь изобретения зрительной трубки. Слухи о голландском изобретении покатилось по всей Европе, обрастая невероятными подробностями и искажениями.

2.2. «Телескопическая лихорадка»

В середине XVII века «телескопическая лихорадка» захватила всех. В городах линзы шлифовали в домах ремесленников и купцов, дворян и вельмож. Изготовление телескопов стало модным. А наблюдение неба – просто необходимым занятием каждого более или менее образованного человека. Теперь люди могли не просто следить за перемещением по небу блуждающих звезд, но и рассматривать подробности строения Луны, наблюдать планеты вместе со спутниками. Правда, первое время такие исследования требовали от наблюдателя массы усилий. Плохое качество шлифованных линз давало вместо светящейся точки мутное расплывчатое пятно, окруженное вдобавок цветным ореолом. (Приложения №2-7)

2.3. Телескопы братьев Гюйгенс

Главной задачей стало получение телескопов с большим увеличением. В середине XVII столетия шлифовкой линз и устройством телескопов увлекся сын богатого голландца Христиан Гюйгенс. Будучи совсем молодым человеком, он теоретически нашел наилучшую форму линз. Получалось, что для уменьшения искажений кривизна поверхности одной линзы должна быть в шесть раз меньше, чем у другой. Но вот беда: оптика в то время ещё не научились шлифовать линзы с заданной кривизной.

Выход оставался один: собирать телескопы из большого количества слабых, но дающих хорошее изображение линз. Так появились первые длинные телескопы.

Первый инструмент, который построил Христиан Гюйгенс вместе с братом, имел 12 футов в длину. Это примерно три с половиной метра. А отверстие его было всего 57 миллиметров. То есть в шестьдесят раз меньше длины.

Гюйгенс с его помощью открывает спутник Сатурна. Кроме того, он смутно видит у планеты те же странные выступы по бокам. Чтобы разглядеть загадочные образования у Сатурна, братья Гюйгенсы берутся за постройку еще более длиннофокусного телескопа. Его размеры должны быть 23 фута. Такую длинную трубу уже трудно подвешивать к столбам, ещё труднее её поворачивать и наводить. На Гюйгенс не сдаётся и в конце концов открывает кольцо Сатурна. Скоро, чтобы облегчить конструкцию телескопа, вместо труб стали делать легкие рамы из деревянных планок. На рамках укрепляли объектив и окуляр, а в промежутке ставили диафрагмы.

Длина телескопа продолжается расти. Она достигла сначала 20, потом 30, даже 40 и более метров. Пришлось отказаться от рам. Объектив в небольшой оправе укрепляли на крыше здания или на специальной вышке. Наблюдатель же, с окуляром в руках, старался расположиться так, чтобы желаемое светило оказалось в створе с объективом и окуляром.

2.4. Телескопы Галилея.
В 1609, узнав об изобретении голландскими оптиками зрительной трубы, Галилей (Приложение №8) самостоятельно изготовил телескоп с плосковыпуклым объективом и плосковогнутым окуляром, который давал трехкратное увеличение. Через некоторое время им были изготовлены телескопы с 8- и 30-кратным увеличением.(приложение №4) В 1609, начав наблюдения с помощью телескопа, Галилей обнаружил на Луне темные пятна, названные им морями, горы и горные цепи. 7 января 1610 открыл четыре спутника планеты Юпитер, установил, что Млечный Путь является скоплением звезд.

После того как утихли первые восторги по поводу новых возможностей, открытых телескопами, наблюдатели всерьёз задумались над качеством изображения. Все открытия, «лежавшие на поверхности», были уже сделаны, и люди видели, люди понимали, что для дальнейшего проникновения в тайны неба Земли нужно улучшать инструменты.

Первым приемником изображений в телескопе, изобретенным Галилеем в 1609 году, был глаз наблюдателя. С тех пор не только увеличились размеры телескопов, но и принципиально изменились приемники изображения. В начале ХХ века в астрономии стали употребляться фотопластинки, чувствительные в различных областях спектра. Затем были изобретены фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи (ЭОП). (Приложения №9-10)
3. Назначение телескопов

Какими бы ни были конструкции телескопов, у них есть общие черты. Назначение всех телескопов заключатся в увеличении угла зрения, под которым видны небесные тела. Телескоп собирает во много раз больше света, приходящего от небесного светила, чем глаз человека. Благодаря этому в телескоп можно рассматривать не видимые невооруженным глазом детали поверхности ближайших в Земле небесных тел и увидеть множество слабых звезд.

Основная задача телескопа, как и любого оптического прибора, максимально четко и детально передать наблюдателю то, что он хочет увидеть. Само слово телескоп, имеет греческое происхождение, что в дословном переводе означает "далеко видеть".

Эволюция параметров оптических телескопов.

Любой человек, который когда-либо интересовался астрономией, знает, что телескоп - это прибор, предназначенный для наблюдения небесных светил. В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей.

Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра: оптические телескопы, радиотелескопы, рентгеновские телескопы, гамма-телескопы. Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.

Оптические телескопические системы используют в астрономии (для наблюдения за небесными светилами), в оптике для различных вспомогательных целей: например, для изменения расходимости лазерного излучения. Также, телескоп может использоваться в качестве зрительной трубы, для решения задач наблюдения за удалёнными объектами.

Первые шаги

Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа были обнаружены в записях Леонардо Да Винчи датируемых 1509-м годом. Сохранилась его запись: «Сделай стекла, чтобы смотреть на полную Луну» («Атлантический кодекс»). В последнее время изобретение первого телескопа приписывают Гансу Липпершлею из Голландии. Но мало кто знает, что задолго до него Томас Диггес, астроном, который в 1450 году попытался увеличить звезды с помощью выпуклой линзы и вогнутого зеркала.

Однако у него не хватило терпения доработать устройство, и полу-изобретение вскоре было благополучно забыто. Сегодня Диггеса помнят за описание гелиоцентрической системы. Скорее всего, заслуга Липпершлея состоит в том, что он первый сделал новый прибор телескоп популярным и востребованным. А также именно он подал в 1608 году заявку на патент на пару линз, размещенный в трубке. Он назвал устройство подзорной трубой. Однако его патент был отклонен, поскольку его устройство показалось слишком простым.

К концу 1609 года небольшие подзорные трубы, благодаря Липпершлею, стали распространены по всей Франции и Италии. В августе 1609 года Томас Харриот доработал и усовершенствовал изобретение, что позволило астрономам рассмотреть кратеры и горы на Луне.

Время перемен.

Сами телескопы превратились в большие неподъемные трубы по размеру и, конечно, были не удобны в использовании. Тогда для них изобрели штативы. Телескопы постепенно улучшали, дорабатывали. Однако его максимальный диаметр не превышал нескольких сантиметров -- не удавалось изготавливать линзы большого размера.

Заслуга эта целиком и полностью принадлежит Исааку Ньютону, именно он сумел дать новую жизнь телескопам с помощью зеркала. Его первый рефлектор имел диаметр всего четыре сантиметра. А первое зеркало для телескопа диаметром 30 мм он сделал из сплава меди, олова и мышьяка в 1704 году. Изображение стало четким. Кстати, его первый телескоп до сих пор бережно хранится в астрономическом музее Лондона.

Но еще долгое время оптикам никак не удавалось делать полноценные зеркала для рефлекторов.

Прорыв в телескопостроении

Годом рождения нового типа телескопа принято считать 1720 год, когда англичане построили первый функциональный рефлектор диаметром в 15 сантиметров. Это был прорыв. В Европе появился спрос на удобоносимые, почти компактные телескопы в два метра длиной. О 40-метровых трубах рефракторов стали забывать.

А фундаментальный принцип Ньютона с применением одного вогнутого зеркала использовался в Специальной астрофизической обсерватории в России с 1974 года. Расцвет рефракторной астрономии произошел в 19 веке, тогда диаметр ахроматических объективов постепенно рос. Если в 1824 году диаметр был еще 24 сантиметра, то в 1866 году его размер вырос вдвое, в 1885 году диаметр стал составлять 76 сантиметров (Пулковская обсерватория в России), в к 1897 году изобретен йеркский рефрактор. Можно посчитать, что за 75 лет линзовый объектив увеличивался со скоростью одного сантиметра в год.

Другой, ставший не менее известным, астроном-любитель английский землевладелец лорд Росс изобрел рефлектор с зеркалом с диаметром в 182 сантиметра. Благодаря телескопу, он открыл ряд неизвестных спиральных туманностей. Телескопы Гершеля и Росса обладали множеством недостатков. Объективы из зеркального металла оказались слишком тяжелыми, отражали лишь малую часть падающего на них света и тускнели. Требовался новый совершенный материал для зеркал. Этим материалом оказалось стекло. Французский физик Леон Фуко в 1856 году попробовал вставить в рефлектор зеркалом из посеребренного стекла. И опыт удался. Уже в 90-х годах астроном-любитель из Англии построил рефлектор для фотографических наблюдений со стеклянным зеркалом в 152 сантиметра в диаметре. Очередной прорыв в телескопостроении был очевиден.

Этот прорыв не обошелся без участия русских ученых. Я.В. Брюс прославился разработкой специальных металлических зеркал для телескопов. Ломоносов и Гершель, независимо друг от друга, изобрели совершенно новую конструкцию телескопа, в которой главное зеркало наклоняется без вторичного, тем самым уменьшая потери света.

Немецкий оптик Фраунгофер поставил на конвейер производство и качество линз. И сегодня в Тартуской обсерватории стоит телескоп с целой, работающей линзой Фраунгофера. Но рефракторы немецкого оптика также были не без изъяна - хроматизма.

Лишь к концу 19 века изобрели новый метод производства линз. Стеклянные поверхности начали обрабатывать серебряной пленкой, которую наносили на стеклянное зеркало путем воздействия виноградного сахара на соли азотнокислого серебра.

Эти принципиально новые линзы отражали до 95% света, в отличие от старинных бронзовых линз, отражавших всего 60% света. Л. Фуко создал рефлекторы с параболическими зеркалами, меняя форму поверхности зеркал. В конце 19 века Кросслей, астроном-любитель, обратил свое внимание на алюминиевые зеркала.

Купленное им вогнутое стеклянное параболическое зеркало диаметром 91 см сразу было вставлено в телескоп. Сегодня телескопы с подобными громадными зеркалами устанавливаются в современных обсерваториях. В то время как рост рефрактора замедлился, разработка зеркального телескопа набирала обороты. С 1908 по 1935 года различные обсерватории мира соорудили более полутора десятков рефлекторов с объективом, превышающих йеркский. Самый большой телескоп установлен в обсерватории Моунт-Вильсон, его диаметр 256 сантиметров. И даже этот предел совсем скоро был превзойден вдвое. В Калифорнии смонтирован американский рефлектор-гигант, на сегодня его возраст более пятнадцати лет.
Более 30 лет назад в 1976 году ученые СССР построили 6-метровый телескоп БТА - Большой Телескоп Азимутальный. До конца 20 века БРА считался крупнейшим в мире телескопом Изобретатели БТА были новаторами в оригинальных технических решениях, таких как альт-азимутальная установка с компьютерным ведением. Сегодня это новшества применяются практически во всех телескопах-гигантах. В начале 21 века БТА оттеснили во второй десяток крупных телескопов мира. А постепенная деградация зеркала от времени - на сегодня его качество упало на 30% от первоначального - превращает его лишь в исторический памятник науке.
К новому поколению телескопов относятся два больших телескопа 10-метровых близнеца KECK I и KECK II для оптических инфракрасных наблюдений. Они были установлены в 1994 и 1996 году в США. Их собрали благодаря помощи фонда У. Кека, в честь которого они и названы. Он предоставил более 140 000 долларов на их строительство. Эти телескопы размером с восьмиэтажный дом и весом более 300 тонн каждый, но работают они с высочайшей точностью. Принцип работы - главное зеркало диаметром 10 метров, состоящее из 36 шестиугольных сегментов, работающих как одно отражательное зеркало. Установлены эти телескопы в одном из оптимальных на Земле мест для астрономических наблюдений - на Гаваях, на склоне потухшего вулкана Мануа Кеа высотой 4 200 метра.

Steegle.com - Google Sites Tweet Button

Телескоп - это уникальный оптический прибор, предназначенный для наблюдения за небесными телами. Использование приборов позволяет рассмотреть самые разные объекты, не только те, которые располагаются недалеко от нас, но и те, которые находятся за тысячи световых лет от нашей планеты. Так что такое телескоп и кто его придумал?

Первый изобретатель

Телескопические устройства появились в семнадцатом веке. Однако по сей день ведутся дебаты, кто изобрел телескоп первым - Галилей или Липперсхей. Эти споры связаны с тем, что оба ученых примерно в одно время вели разработки оптических устройств.

В 1608 году Липперсхей разработал очки для знати, позволяющие видеть удаленные объекты вблизи. В это время велись военные переговоры. Армия быстро оценила пользу разработки и предложила Липперсхею не закреплять авторские права за устройством, а доработать его так, чтобы в него можно было бы смотреть двумя глазами. Ученый согласился.

Новую разработку ученого не удалось удержать втайне: сведения о ней были опубликованы в местных печатных изданиях. Журналисты того времени назвали прибор зрительной трубой. В ней использовалось две линзы, которые позволяли увеличить предметы и объекты. С 1609 года в Париже вовсю продавали трубы с трехкратным увеличением. С этого года какая-либо информация о Липперсхее исчезает из истории, а появляются сведения о другом ученом и его новых открытиях.

Примерно в те же годы итальянец Галилео занимался шлифовкой линз. В 1609 году он представил обществу новую разработку - телескоп с трехкратным увеличением. Телескоп Галилея имел более высокое качество изображения, чем трубы Липперсхея. Именно детище итальянского ученого получило название «телескоп».

В семнадцатом веке телескопы изготавливались голландскими учеными, но они имели низкое качество изображения. И только Галилею удалось разработать такую методику шлифовки линз, которая позволила увеличить четко объекты. Он смог получить двадцатикратное увеличение, что было в те времена настоящим прорывом в науке. Исходя из этого невозможно сказать, кто изобрел телескоп: если по официальной версии, то именно Галилео представил миру устройство, которое он назвал телескопом, а если смотреть по версии разработки оптического прибора для увеличения объектов, то первым был Липперсхей.

Первые наблюдения за небом

После появления первого телескопа были сделаны уникальные открытия. Галилео применил свою разработку для отслеживания небесных тел. Он первым увидел и зарисовал лунные кратеры, пятна на Солнце, а также рассмотрел звезды Млечного Пути, спутники Юпитера. Телескоп Галилея дал возможность увидеть кольца у Сатурна. К сведению, в мире до сих пор есть телескоп, работающий по тому же принципу, что и устройство Галилея. Он находится в Йоркской обсерватории. Аппарат имеет диаметр 102 сантиметра и исправно служит ученым для отслеживания небесных тел.

Современные телескопы

На протяжении столетий ученые постоянно изменяли устройства телескопов, разрабатывали новые модели, улучшали кратность увеличения. В результате удалось создать малые и большие телескопы, имеющие разное назначение.

Малые обычно применяют для домашних наблюдений за космическими объектами, а также для наблюдения за близкими космическими телами. Большие аппараты позволяют рассмотреть и сделать снимки небесных тел, расположенных в тысячах световых лет от Земли.

Виды телескопов

Существует несколько разновидностей телескопов:

1. Зеркальные.
2. Линзовые.
3. Катадиоптрические.

К линзовым относят рефракторы Галилея. К зеркальным относят устройства рефлекторного типа. А что такое телескоп катадиоптрический? Это уникальная современная разработка, в которой сочетается линзовый и зеркальный прибор.

Линзовые телескопы

Телескопы в астрономии играют важную роль: они позволяют видеть кометы, планеты, звезды и другие космические объекты. Одними из первых разработок были линзовые аппараты.

В каждом телескопе есть линза. Это главная деталь любого устройства. Она преломляет лучи света и собирает их в точке, под названием фокус. Именно в ней строится изображение объекта. Чтобы рассмотреть картинку, используют окуляр.

Линза размещается таким образом, чтобы окуляр и фокус совпадали. В современных моделях для удобного наблюдения в телескоп применяют подвижные окуляры. Они помогают настроить резкость изображения.

Все телескопы обладают аберрацией - искажением рассматриваемого объекта. Линзовые телескопы имеют несколько искажений: хроматическую (искажаются красные и синие лучи) и сферическую аберрацию.

Зеркальные модели

Зеркальные телескопы называют рефлекторами. На них устанавливается сферическое зеркало, которое собирает световой пучок и отражает его с помощью зеркала на окуляр. Для зеркальных моделей не характерна хроматическая аберрация, так как свет не преломляется. Однако у зеркальных приборов выражена сферическая аберрация, которая ограничивает поле зрения телескопа.

В графических телескопах используются сложные конструкции, зеркала со сложными поверхностями, отличающиеся от сферических.

Несмотря на сложность конструкции, зеркальные модели легче разрабатывать, чем линзовые аналоги. Поэтому данный вид более распространен. Самый большой диаметр телескопа зеркального типа составляет более семнадцати метров. На территории России самый большой аппарат имеет диаметр шесть метров. На протяжении многих лет он считался самым большим в мире.

Характеристики телескопов

Многие покупают оптические аппараты для наблюдений за космическими телами. При выборе устройства важно знать не только то, что такое телескоп, но и то, какими характеристиками он обладает.

1. Увеличение. Фокусное расстояние окуляра и объекта - это кратность увеличения телескопа. Если фокусное расстояние объектива два метра, а у окуляра - пять сантиметров, то такое устройство будет обладать сорокакратным увеличением. Если окуляр заменить, то увеличение будет другим.
2. Разрешение. Как известно, свету свойственны преломление и дифракция. В идеале любое изображение звезды выглядит как диск с несколькими концентрическими кольцами, называемыми дифракционными. Размеры дисков ограничены только возможностями телескопа.

Телескопы без глаз

А что такое телескоп без глаза, для чего его используют? Как известно, у каждого человека глаза воспринимают изображение по-разному. Один глаз может видеть больше, а другой - меньше. Чтобы ученые смогли рассмотреть все, что им необходимо увидеть, применяют телескопы без глаз. Эти аппараты передают картинку на экраны мониторов, через которые каждый видит изображение именно таким, какое оно есть, без искажений. Для малых телескопов с этой целью разработаны камеры, подключаемые к аппаратам и снимающие небо.

Самыми современными методами видения космоса стало использование ПЗС камер. Это особые светочувствительные микросхемы, которые собирают информацию с телескопа и передают ее на ЭВМ. Получаемые с них данные настолько четкие, что невозможно представить, какими еще устройствами можно было бы получить такие сведения. Ведь глаз людей не может различать все оттенки с такой высокой четкостью, как это делают современные камеры.

Для измерения расстояний между звездами и другими объектами пользуются специальными приборами - спектрографами. Их подключают к телескопам.

Современный астрономический телескоп - это не одно устройство, а сразу несколько. Получаемые данные с нескольких аппаратов обрабатываются и выводятся на мониторы в виде изображений. Причем после обработки ученые получают изображения очень высокой четкости. Увидеть глазами в телескоп такие же четкие изображения космоса невозможно.

Радиотелескопы

Астрономы для своих научных разработок используют огромные радиотелескопы. Чаще всего они выглядят как огромные металлические чаши с параболической формой. Антенны собирают получаемый сигнал и обрабатывают получаемую информацию в изображения. Радиотелескопы могут принимать только одну волну сигналов.

Инфракрасные модели

Ярким примером инфракрасного телескопа является аппарат имени Хаббла, хотя он может быть одновременно и оптическим. Во многом конструкция инфракрасных телескопов схожа с конструкцией оптических зеркальных моделей. Тепловые лучи отражаются обычным телескопическим объективом и фокусируются в одной точке, где находится прибор, измеряющий тепло. Полученные тепловые лучи пропускаются через тепловые фильтры. Только после этого происходит фотографирование.

Ультрафиолетовые телескопы

При фотографировании фотопленка может засвечиваться ультрафиолетовыми лучами. В некоторой части ультрафиолетового диапазона возможно принимать изображения без обработки и засвечивания. А в некоторых случаях необходимо, чтобы лучи света прошли через специальную конструкцию - фильтр. Их использование помогает выделить излучение определенных участков.

Существуют и другие виды телескопов, каждый из которых имеет свое назначение и особые характеристики. Это такие модели, как рентгеновские, гамма-телескопы. По своему назначению все существующие модели можно разделить на любительские и профессиональные. И это далеко не вся классификация аппаратов для отслеживания небесных тел.

Тот, кто изобрел телескоп, несомненно, заслуживает уважения и огромной благодарности со стороны всех современных астрономов. Это одно из величайших открытий в истории. Телескоп позволил изучить ближний космос и узнать много нового о строении вселенной.

С чего все началось

Первые попытки создать телескоп приписываются великому Леонардо да Винчи. Патентов и упоминаний о рабочей модели нет, но ученые нашли остатки чертежей и описаний стекол для разглядывания луны. Возможно, это еще один миф об этом уникальном человеке.

Устройство телескопа пришло на ум Томасу Диггесу, который и пытался его создать. Он использовал выпуклое стекло и вогнутое зеркало. Само по себе изобретение могло работать, и, как покажет история, подобное устройство будет создано вновь. Но технически еще не было средств для воплощения этого замысла, создать рабочую модель ему так и не удалось. Наработки остались в тот период невостребованными, а Диггес вошел в историю астрономии за описание

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 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 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.

Галилео Галилей

Узнав о попытке создания специального прибора для увеличения звезд, Галилей по-настоящему загорелся этой идеей. Итальянец решил создать для своих исследований подобную конструкцию. Математические знания помогли ему с расчетами. Устройство состояло из трубки и вставленных в нее линз, изготовленных для людей с плохим зрением. По сути, это и был первый телескоп.

Сегодня этот вид телескопов называют рефракторными. Благодаря усовершенствованной конструкции Галилео сделал немало открытий. Он сумел доказать, что луна имеет форму сферы, разглядел на ней кратеры и горы. 20-кратное увеличение позволило рассмотреть 4 наличие колец у Сатурна и много чего еще. На тот момент устройство оказалось самым совершенным прибором, но он имел свои недостатки. Узкая трубка значительно сокращала круг обзора, а искажения, полученные за счет большого числа линз, делали картинку размытой.

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.

Новый принцип

Развитие космической оптики зашло в тупик, но долго так продолжаться не могло. Кто изобрел телескоп принципиально нового образца? Это был один из величайших ученых всех времен - Исаак Ньютон. Вместо линзы для фокусировки стало использоваться вогнутое зеркало, что позволило избавиться от хроматических искажений. Рефракторные телескопы ушли в прошлое, по праву уступив место рефлекторным.

Открытие телескопа, работающего по принципу рефлектора, перевернуло астрономическую науку. Зеркало, использованное в изобретении, Ньютону пришлось делать самостоятельно. Для его изготовления был использован сплав олова, меди и мышьяка. Первая рабочая модель продолжает храниться, по сей день, ее пристанищем стал Лондонский музей астрономии. Но оставалась небольшая проблема. Те, кто изобрел телескоп, еще долгое время не могли создать зеркало идеальной формы.

Прорыв

1720 год стал знаменательной датой для всей астрономической науки. Именно в этом году оптикам удалось создать рефлекторное зеркало диаметром 15 см. к слову сказать, зеркало ньютона имело диаметр всего 4 см. Это был настоящий прорыв, проникнуть в тайны вселенной стало гораздо проще. Миниатюрные телескопы по сравнению с 40-метровыми гигантами были всего 2 метра длиной. Наблюдение за космосом стало доступно большему кругу людей.

Компактные и удобные телескопы могли бы надолго войти в моду, если бы не одно "но". Сплав металла быстро тускнел и тем самым терял свои отражательные свойства. Вскоре зеркальная конструкция была усовершенствована и приобрела новые черты.

Два зеркала

Очередным усовершенствованием устройство телескопа обязано французу Кассегрену. Он придумал использовать 2 стеклянных зеркала вместо одного, сделанного из металлического сплава. Его чертежи оказались рабочими, но самому ему не удалось в этом убедиться, техническое оснащение не позволило воплотить мечту.

Телескопы Ньютона и Кассегрена можно уже считать первыми современными моделями. На их основе продолжается сейчас развитие телескопостроения. По принципу Кассегрена построен современный космический телескоп "Хаббл", который уже принес множество информации человечеству.

Возвращение к основам

Рефлекторы не смогли окончательно одержать победу. Рефракторы триумфально вернулись на пьедестал с изобретением двух новых сортов стекла: крон - более легкого, и флинт - тяжелого. Такая комбинация пришлась в помощь тому, кто изобрел телескоп без ахроматических погрешностей. Это оказался талантливый ученый Дж. Доллонд, в честь него и был назван новый вид объектива - доллондовый.

В 19-м веке рефракторный телескоп пережил свое второе рождение. С развитием технической мысли стало возможным изготавливать линзы идеальной формы и все большего размера. В 1824 году диаметр объектива составлял 24 см, к 1966 году он вырос в два реза, а в 1885 году составил уже 76 сантиметров. Условно говоря, диаметр объектива рос примерно на 1 см в год. О зеркальных устройствах почти забыли, в то время как линзовые теперь росли не в длину, а в сторону увеличения диаметра. Это позволяло улучшить угол обзора и одновременно увеличить картинку.

Великие энтузиасты

Возродили рефлекторные установки астрономы-любители. Одним из них был Уильям Гершель, несмотря на то что основной род его деятельности - это музыка, он сделал немало открытий. Самое первое его открытие - это планета Уран. Небывалый успех окрылил его на создание телескопа большего диаметра. Создав в домашней лаборатории зеркало диаметром 122 см, он сумел рассмотреть 2 неизвестных ранее.

Успехи любителей подталкивали к новым экспериментам. Основную проблему металлических зеркал - быстрое помутнение - так и не удалось преодолеть. Это натолкнуло французского физика Леона Фуко на мысль вставить в телескоп другое зеркало. В 1856 году он изготовил для увеличительного устройства стеклянное зеркало с серебряным напылением. Результат превзошел самые смелые прогнозы.

Еще одно важное дополнение внес Михаил Ломоносов. Он изменил систему так, что зеркало стало вращаться независимо от линзы. Это позволило максимально уменьшить потери световых волн и настраивать изображение. Одновременно с ним о подобном открытии заявил и Гершель.

Сейчас активно используются обе конструкции, и продолжается совершенствование оптики. В дело вступают современные компьютеры и Самый большой телескоп из тех, что расположены на Земле, - это большой Канарский телескоп. Но скоро его величие затмится, уже в работе проекты с зеркалами диаметром 30 м против его 10,4 м.

Телескопы-гиганты строят на возвышенности, чтобы максимально исключить преломление картинки земной атмосферой. Перспективным направлением является строительство космических телескопов. Они дают самую четкую картинку с максимальным разрешением. Все это было бы невозможно, если бы в далеком 17-м веке не была создана подзорная труба.