Телескоп

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
50 сантиметровий телескоп у Ніцці, Франція

Телеско́п (заст. — далекогля́д[1]) — прилад для спостереження віддалених об'єктів, був вперше сконструйований у 1608 році трьома винахідниками — Гансом Ліпперсгеєм, Захарієм Янсеном та Джейкобом Метьюсом.[2] Значно вдосконалений Галілео Галілеєм у 1609 році. Термін «телескоп» також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень електромагнітних хвиль невидимих для людського ока (інфрачервоні, ультрафіолетові, рентгенівські, гамма- і радіотелескопи), а також для реєстрації відмінного від електромагнітного випромінювання (нейтринні та гравітаційні телескопи).

Історія[ред.ред. код]

Докладніше: Історія телескопа

Типи телескопів[ред.ред. код]

Оптичні телескопи[ред.ред. код]

Конструктивно оптичний телескоп являє собою трубу (суцільну, каркасну або фермову), встановлену на монтуванні. Оптична система телескопа складається з декількох оптичних елементів (лінз, дзеркал). Телескопи, побудовані на основі лінзової оптичної системи (діоптричної), називають рефракторами.

Телескопи із дзеркальною (катоптичною) системою називають рефлекторами. Телескопи, що мають змішану оптичну систему (дзеркально-лінзову) називають катадіоптричними[3]. До останніх, зокрема, належать телескопи Кассегрена (1672), Річі-Кретьєна (1922–1928), Шмідта (1930), Максутова (1941).

Схема катадіоптричного телескопа Максутова
Оптичні телескопи

Кожна з оптичних систем має свої переваги та недоліки.

Першим оптичним приладом для астрономічних спостережень був телескоп-рефрактор схеми Галілея (1609 р.). Найпростіший телескоп схеми Галілея складаєтся з двох лінз — об'єктивом слугує двосторонньо випукла лінза (збірна лінза), а окуляром двосторонньо ввігнута лінза (розсіююча лінза).

Великі телескопи є переважно рефлекторами. Створення великих лінз набагато складніше — потрібно досягти високої однорідності скляної заготовки та обробити дві поверхні лінзи (замість однієї у дзеркала). Найбільший збудований рефрактор має діаметр об'єктиву один метр. Крім того лінзові об'єктиви мають значні оптичні аберації, основні з яких хроматична і сферична. Обох цих аберацій позбавлені дзеркала, що мають форму параболоїда обертання.

Призначення[ред.ред. код]

Телескоп має три основні призначення:

  1. Збирати слабке випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф та ін.), що дозволяє побачити тьмяні об'єкти;
  2. Будувати у фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба, що дозволяє зафіксувати його;
  3. Розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані один від одного, що зливаються під час спостережень неозброєним оком.

Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло й будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу й забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (під час візуальних спостережень), то обов'язково потрібен окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. Для фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібен. Фотографічну пластинку, вхідну діафрагму електрофотометру, щілину спектрографа та ін. встановлюються безпосередно поблизу фокальної площини телескопа.

Телескоп із лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені з різною довжиною хвиль заломлюються неоднаково (це явище має назву дисперсія світла), то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичною аберацією. Хроматичну аберацію значною мірою усунено в об'єктивах, складених із двох лінз, виготовлених зі скла з різними коефіцієнтами заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат).

Закони відбивання не залежать від довжини хвилі, і, природно, виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише 3 см і завдовжки 15 см) було побудовано Ісааком Ньютоном 1671 року.

Проте сферичне дзеркало не збирає паралельний пучок променів в одну точку, воно дає у фокусі дещо розмите зображення. Це викривлення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркалу надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, спрямований на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без викривлень (якщо не брати до уваги неминучого розмиття через дифракцію). Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоїдальної (параболічної) форми.

До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль відігравали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Всі ці спостереження здійснювалися візуально, і рефрактор із дволінзовим об'єктивом повністю задовольняв потреби астрономів.

Телескопи ХХ століття[ред.ред. код]

Орбітальний телескоп «Габбл» після сервісного обслуговування 1997 року, під час відокремлення від шатлу «Дискавері».

Наприкінці XIX (і особливо в XX столітті) характер астрономічної науки зазнав органічних змін. Більшість досліджень зсунулася в галузь астрофізики й зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зір, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання — фотографічна пластинка й фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопія. У результаті змінилися й вимоги до телескопів.

Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера й так дуже обмежує його. Проте скло (з якого виготовляються лінзи) поглинає ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії та фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація під час роботи з цими приймачами позначається сильніше.

Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж дволінзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю[1 1] одну поверхню дзеркала (замість чотирьох поверхонь лінз), і при цьому особливих вимог до однорідності скла не висувається. Все це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики.

В астрометричних роботах, як і раніше, застосовують рефрактори, оскільки в астрометрії необхідно вимірювати положення світил із максимальною точністю. Справа в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбивання, то поворот дзеркала на деякий кут α зміщує зображення на кут 2α. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув.

Рефлектор із параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, щоправда зображення можна вважати ідеальним, поки воно залишається поблизу оптичної осі. При видаленні від осі з'являються викривлення. Тому рефлектор з одним тільки параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих ділянок неба, а це необхідно для дослідження зоряних скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких аберація дзеркала виправляється тонкою лінзою — меніском, виготовленою зі скла, прозорого для ультрафіолетових променів.

Дзеркала рефлекторів у минулому (XVIII — XIX століттях) робили металевими зі спеціального сплаву, проте згодом, із технологічних причин, оптики перейшли на скляні дзеркала, які після механічної обробки вкривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відбивання (найчастіше — алюміній).

Монтування[ред.ред. код]

Радіотелескоп Very Large Array, Нью-Мексико, США.

Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і відстеження його. Адже внаслідок обертання Землі зорі та інші небесні об'єкти здійснюють видимий добових рух на небесній сфері.

Монтування телескопа завжди має дві взаємно-перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його практично на будь-яку ділянку неба.

Більшість телескопів встановлюються на екваторіальному монтуванні, одна з осей якого спрямована на полюс світу (полярна вісь), а інша лежить у площині небесного екватора (вісь прямого сходження). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом. Перевага екваторіального монтування полягає у тому, що відстеження світила в полі зору телескопа (після наведення) здійснюється обертанням лише навколо однієї осі й обертання є рівномірним[4]. Для такого обертання можна застосовувати простий механізм на зразок годинникового. Це особливо важливо під час тривалих спостережень, фотографування слабких об'єктів тощо.

У вертикально-азимутальному монтуванні одна з осей спрямована в зеніт, інша лежить у горизонтальній площині. Для того, щоб на азимутальному монтуванні утримати небесне тіло у полі зору, доводиться виконувати обертання навколо обох осей монтування (горизонтальної та вертикальної), до того ж це рух має бути нерівномірним.

Але для телескопів великої маси вертикальне та горизонтальне розташування осей значно спрощує конструкцію та розрахунок деформацій. Тому найбільші земні телескопи застосовують саме таку схему (попри складніше керування задля відстеження руху світил). Серед великих телескопів таке монтування вперше було застосовано 1976 року в СРСР для 6-метрового рефлектора, який отримав назву БТА (рос. Большой Телескоп Азимутальный).

Радіотелескопи[ред.ред. код]

Докладніше: Радіотелескоп

Радіотелескопи являють собою направленні антени, найчастіше параболічної форми. Оскільки радіодіапазон набагато ширший оптичного, конструкції радіотелескопів можуть значно відрізнятися.

Найвідоміші телескопи у світі[ред.ред. код]

Рефрактори[ред.ред. код]

Розташування й апертури найвідоміших телескопів-рефракторів.

Рефлектори[ред.ред. код]

Космічні телескопи[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. до 1/8 довжини світлової хвилі (0,07 мікрона для візуальних променів)

Джерела[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]

Фізика Це незавершена стаття з фізики.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.