Телескоп

Современные телескопы мало похожи на первый телескоп Галилея и представляют собой сложнейшие технические кон­струкции. Но принцип их устройства остаётся прежним. С по­мощью линзы или параболического зеркала собирается свет от небесного объекта и строится изо­бражение в фокусе линзы или зеркала. Здесь помещается при­ёмник излучения, который фиксирует изображение для даль­нейшего изучения.

Небесные светила изучают, собирая, принимая, реги­стрируя и исследуя приходящее от звёзд излучение. Глаз то­же является прибором, собирающим и регистрирующим пада­ющий на него свет. Свет от звезды, проходящий через зрачок глаза, собирается хрусталиком на сетчатке. Энергия падающе­го света вызывает отклик нервных окончаний. В мозг посту­пает сигнал, и мы видим звезду. Но энергии, приходящей от звезды, может быть слишком мало (звезда слабая). Тогда сет­чатка не прореагирует, и мы звезды не увидим.

Принципиально телескоп от глаза отличается только раз­мерами, способом концентрации света и природой регистрато­ра света.

Важнейшими характеристиками телескопа являют­ся его разрешающая и проницающая способности.

Разрешающая способность

Разрешающая способность телескопа определяется наи­меньшим угловым расстоянием между светящимися точка­ми, которые могут быть видны (разрешены) как отдельные объекты.

Разрешающая способность телескопа определяется его размерами. Дифракция световых лучей на краю отверстия приводит к тому, что невозможно в телескопе различить две светящиеся точки, если направления на них образуют угол меньше предельного.

Предельный угол

Предельный угол для идеального объектива и видимого света определяется по формуле

α = 14” / D,

где α — предельный угол, выраженный в угловых секундах; D — диаметр телескопа (в см). Для человеческого глаза пре­дельный угол равен 28” (фактически 1—1,5’), для крупнейше­го в мире телескопа диаметром 10 м предельный угол равен 0,015". Реально предельный угол в несколько раз больше из-за влияния атмосферы.

Проницающая способность

Проницающая способность телескопа определяется наи­меньшей регистрируемой освещённостью, создаваемой светя­щимся объектом.

Проницающая способность телескопа определяется прежде всего его диаметром: чем больше диаметр, тем больше света он собирает. Важную роль играют и приёмники излучения. Если 200 лет назад в телескоп просто смотрели и пытались зарисовать то, что видят, а 40 лет назад в основном фотогра­фировали созданное телескопом изображение, то теперь поль­зуются электронными приёмниками изображения, которые мо­гут регистрировать примерно 60% падающих на него фотонов (фотопластинка регистрирует примерно в 10—100 раз мень­шую долю).

Сейчас наступает новый этап в создании наземных телескопов, которые можно с полным основанием назвать при­борами XXI в. Во-первых, они очень большие — диаметр их главного зеркала 8—10 м. Во-вторых, они построены с использованием новых принципов. Их зер­кала подстраиваются под изменения, происходящие в атмос­фере, так что расфокусировка изображения, вызванная пе­репадами плотности воздуха и его потоками, сводится к минимуму. Такая оптика, «умеющая» приспосабливаться к быстроменяющимся условиям, называется адаптивной. Для по­вышения разрешающей способности телескопов применяются также методы оптической интерферометрии с большой базой.

К новому поколению телескопов относятся 10-метровые телескопы Кека (США), 10-метровый телескоп Хобби-Эберли и 8-метровые телескопы Джемини, Субару, телескоп VLT (Very Large Telescope — Очень Большой Телескоп) Европейской юж­ной обсерватории, а также находящийся в стадии постройки Большой Бинокулярный Телескоп (Large Binocular Telescope) в Аризоне (США).

Очень важно то обстоятельство, что во всех этих телеско­пах главное зеркало образовано отдельными зеркалами, чис­ло которых различно в разных телескопах. Так, в телескопе Субару смонтировано 261 зеркало, в VLT — 150 осевых и 64 боковых зеркала, в телескопе Джемини — 128 зеркал. В Большом Бинокулярном Телескопе (LBT) имеется два главных зеркала, состоящие также из многих элементов. Диаметр глав­ных зеркал всех этих телескопов лежит в диапазоне от 8,1 до 8,4 м.

Зеркала в современных телескопах управляемы. У каждого имеется система при­способлений, которые могут, давя на зеркало, нужным обра­зом изменять его форму, что стало возможным, когда начали изготовлять очень тонкие и лёгкие зеркала. Материал с сайта http://wiki-what.com

С помощью телескопа необходимо получать как можно более ясное изображение удалённой звез­ды, которое должно выглядеть одной точкой. Большие объек­ты, вроде галактик, могут рассматриваться как множество то­чек. Свет от далёкой звезды распространяется в виде сфери­ческой волны, проходящей огромное расстояние в космичес­ком пространстве. Фронт волны, достигшей Земли, можно счи­тать плоским из-за гигантского радиуса сферы — расстояния до звезды.

Если на телескоп падает плоская волна, то в фокальной плоскости появляется точка, размер которой определяется толь­ко дифракцией света, т. е. выполняется условие предельного угла. Именно это имеет место в космическом телескопе Хаб­бла, который, несмотря на то, что его диаметр всего 2.4 м, по­лучает изображение лучше, чем 4—6-метровые телескопы ста­рой конструкции.

Прежде чем попасть в телескоп, волна проходит через зем­ную атмосферу и турбулентность воздуха, что нарушает пло­скую форму фронта. Изображение искажается. Адаптивная оп­тика призвана скомпенсировать отклонения и восстановить из­начальную (плоскую) форму волнового фронта.

Но не все проблемы с адаптивной оптикой легко и просто решаются. Только появление лазеров, высот­ных ракет, сверхмощных и сверхбыстродействующих компьютеров поз­волило решать многие проблемы и получать на наземных телескопах изображения не хуже тех, которые получены за пре­делами земной атмосферы.