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.

Историко-астрономические исследования, XV / Отв. ред. Л.Е. Майстров - М., Наука, 1980

В.А. Гуриков

ИСТОРИЯ СОЗДАНИЯ ТЕЛЕСКОПА

История создания телескопа относится к числу интереснейших вопросов истории оптики. И хотя на эту тему написано немало ценных и обстоятельных работ , в истории создания телескопа еще немало «белых пятен». Как, например, объяснить, почему, несмотря на то, что линзы были известны еще 2500 лет до н. э. , а очки были введены в употребление в конце XIII в., понадобилось столько времени для того, чтобы расположить две линзы одна за другой (ведь первые сведения о практической конструкции зрительной трубы относятся к концу XVI - началу XVII вв.)? Для того чтобы понять причины, вызвавшие такую «задержку» в появлении телескопа, необходимо разобраться в процессе развития оптики и закономерностях появления первых оптических приборов.

Элементы «практической оптики» - зажигательное действие линз и зеркал - были известны еще в глубокой древности. До нашего времени сохранилось немало бесспорных свидетельств древних авторов о зажигательном действии стекол и зеркал. Таким способом, по-видимому, издревле получали «чистый» жертвенный огонь. О таком зажигании еще в V в. до н. э. как явлении всем известном упоминает Аристофан в комедии «Облака». Плиний старший и Сенека сообщают о зажигательном действии стеклянных шаров. В сочинении «О темпераментах» К. Гален писал: «И об Архимеде говорят, что он сжигал вражеские триеры» . Иоанн Цецем описывает зажигательные свойства зеркал Архимеда в своем сочинении «Тысячи» . Как представлял себе Вителло сожжение Архимедом вражеских кораблей, мы видим на гравюре, помещенной на обложке его книги «Перспектива» (рис. 1).

Долгое время вокруг этого исторического факта возникали споры. Упомянутая легенда была подтверждена экспериментальным путем в наши дни греческим инженером Иоаннисом Саккасом. В ноябре 1973 г. он провел серию опытов, в которых использовал в качестве зажигательных приборов комбинацию отполированных до зеркального блеска металлических щитов. По сигналу Саккаса солдаты, державшие щиты, направляли солнечные лучи, отраженные от этих щитов, на модели древнеримских кораблей. Саккасом было проведено пять опытов. В последнем опыте, проведенном 6 ноября 1973 г. в 12 ч., было использовано 70 щитов, а расстояние от моделей было 55 м. В течение двух-трех минут модели кораблей загорались .

Основные оптические явления - Прямолинейное распространение света, независимость световых пучков, отражение от зеркальной поверхности и преломление света на границе двух прозрачных сред - были установлены опытным путем Евклидом и Аристотелем. У Герона Александрийского мы находим, что «наука о видении делится на оптику, т. е. собственно учение о видении, диоптрику, т. е. учение о преломлении света, и катоптрику, т. е. учение об отражении». Все последующие ученые-оптики стали называть свои труды «Диоптрикой» или «Катоптрикой».

Оптики античности, хотя и проявляли живой интерес к природе и свойствам света, но оптических приборов как таковых не создали . Это было связано прежде всего с незнанием строения и функций глаза, да и вообще механизма зрения. Возможность получения действительных изображений при помощи оптических систем им также оставалась неизвестной .

Картина развития оптики резко изменилась в средние века, когда ученым (Альхазену и др.) удалось установить, что зрение вызывается внешними лучами, приходящими в глаз от предметов. В связи с этим Альхазен впервые ставит вопрос о получении действительных изображений от зеркал и преломляющих сред .

Однако несмотря на существование достаточного количества теоретических трудов по оптике, практическая оптика, особенно в части применения линз, развивалась крайне слабо. Взаимосвязи между наукой и практикой в области оптики, по сути дела, не существовало . Подтверждением этого явилось изобретение в Италии в конце XIII в. очков (чисто эмпирическим путем). «Действительным бесспорным достижением XIII в., - пишет С.И. Вавилов, - явилось изобретение очков в Италии и постепенное распространение их. О появлении очков в Италии в конце XIII в. сохранилось несколько вполне ясных свидетельств. Обилие документальных данных показывает, что изобретение привилось и обратило на себя внимание. Замечательно и вместе с тем печально, что ученые-оптики XIII в., много писавшие о преломляющих средах, по-видимому, не причастны к изобретению очков» .

Постараемся понять, какими, обстоятельствами было вызвано появление очков, которые Ф. Энгельс называл в числе важнейших изобретений XIII в.

Итальянские мастера XIII в. были известны во всем мире как искусные шлифовальщики и полировщики. В процессе своей работы они сталкивались с необходимостью подносить изделия своего труда близко к глазу (например, с целью контроля качества обработки поверхности материала). Поэтому изобретение ими очковых линз являлось вполне естественным: они облегчали их работу, давали возможность рассматривать даже мелкие детали изготовляемых ими изделий. И в то же время ученые-оптики XIII в. не только не способствовали изобретению очков, но просто не знали об их существовании. Между тем, - отмечает С.И. Вавилов, - дело шло не о мелочи, а о самом замечательном результате оптики за многие века ее существования не только в практическом смысле, но и в отношении теоретических перспектив. Если бы стал известен подлинный изобретатель очков, имя его, несомненно, занимало бы одно из самых почетных мест в истории науки о свете» .

Разберемся, почему случилось так, что очковые линзы были открыты не учеными, а ремесленником, случайно?; Почему ученые-оптики, имевшие к этому времени достаточный объем знаний, не только не участвовали в изобретении очков, но и считали это изобретение вредным: «Основная цель зрения - знать правду, линзы для очков дают возможность видеть предметы большими или меньшими, чем они есть в действительности; через линзы можно увидеть предметы ближе или дальше, иной раз, кроме того, перевернутыми, деформированными и ошибочными, следовательно, они не дают возможности видеть действительность. Поэтому, если вы не хотите быть введенными в заблуждение, не пользуйтесь линзами» . Такую рекомендацию ученые-оптики давали в связи с незнанием механизма и природы зрения. «Очки, - пишет. С.И. Вавилов, - несмотря на всю их удивительность для человека

XIV и XV вв. и практическую важность, не сделались основой дальнейшего развития оптики. Книги Альхазена, Вителло, Бэкона мирно покоились в монастырских и университетских библиотеках, в университетах читались оптические курсы как часть quadrivium (повышенного курса образования. - В. Г.), именитые люди исправляли свое зрение в старости очками, но оптическая наука в XIV и XV вв., если не говорить о перспективе, имевшей значение только для художников, стояла на месте .

Первые упоминания о телескопе встречаются у английского средневекового ученого Роджера Бэкона (1214- 1292). Он был хорошо знаком с достижениями арабской оптики и, в частности, с работами Альхазена. Бэкон был также ученым, провозгласившим совершенно новые принципы научного знания. Он гениально предвидит будущие успехи экспериментальной науки. С восторгом говорит он о будущей технике: «Расскажу о дивных делах природы и искусства, в которых нет ничего магического... Прозрачные тела могут быть так обделаны, что отдаленные предметы покажутся приближенными, и наоборот, так, что на невероятном расстоянии будем читать малейшие буквы и различать мельчайшие вещи, а также будем в состоянии усматривать звезды, как пожелаем» .

Читая эти строки, трудно себе представить, что почти 700 лет назад, во времена инквизиции, гениальный монах мечтал о телескопе! Его мечта была научной фантазией. Бэкон был противником магии: «Не надо прибегать к Магическим явлениям, когда силы науки достаточно, чтобы произвести действия», - писал он .

В трилогии, написанной Р. Бэконом по просьбе папы Климента IV «Opus minus» («Малый труд»), «Opus majus» («Большой труд») и «Opus tertium» («Третий труд») - много страниц посвящено оптическим темам, причем встречаются такие места, по которым можно предположить, что Бэкону были известны некоторые конструкции зрительных труб: «Таким образом, - пишет он, - увеличивая зрительный угол, мы будем в состоянии читать мельчайшие буквы с огромных расстояний и считать песчинки на земле, так как видимая величина обуславливается не расстоянием, а зрительным углом. Мальчик может казаться великаном, а взрослый горой» . Однако, по мнению С.И. Вавилова, такие строки на самом деле, вероятно, выражают только догадки и научные фантазии, которых не чуждался увлекающийся Doctor Mirabilis («Дивный доктор» - так звали Бэкона его современники - В. Г.), сообщавший читателю вместе с оптическими теоремами, например, сведения о летающих драконах и их пещерах» .

Мысли Р. Бэкона настолько опережали свою эпоху, что они не отразились на ходе развития современной ему науки, и впоследствии были преданы забвению.

Идеи создания телескопических систем встречаются далее в манускриптах Леонардо да Винчи. Камера и глаз - предметы многочисленных размышлений и опытов Леонардо. В его рукописях немало графических построений хода лучей в линзах, дается экспериментальный метод определения аберраций. Леонардо - бесспорный зачинатель фотометрии как точной измерительной науки. Перу Леонардо принадлежат рисунки станков для полировки вогнутых зеркал, он подробно рассматривает технологический процесс производства очковых линз. Леонардо первым делает попытку переноса естественнонаучного знания в прикладную область.

Из всего многообразия работ Леонардо в области оптики нас будет интересовать только один вопрос: была ли осуществлена Леонардо зрительная труба (телескопическое устройство)? «Несомненно, - пишет С.И. Вавилов, - что Леонардо не только мечтал о телескопических устройствах, но действительно их осуществлял» .Постараемся восстановить действительный ход событий.

Так заканчиваются первые страницы истории телескопа. Вслед за ними будет еще немало ярких страниц (создание зеркального телескопа, изобретение ахроматической оптики и др.).

Появление и развитие телескопических систем в XVII в. вызвало подлинную революцию как в оптике, так и в астрономии. Собственно именно благодаря широкому практическому использованию телескопических систем родилась техническая оптика как наука, а в астрономии появились новые приборы (телескопы, гелиоскопы и др.), дающие возможность, с одной стороны, более глубоко изучать Вселенную, а с другой, - способствующие дальнейшему прогрессу в развитии технической оптики.

ЛИТЕРАТУРА

1. Riekher Rolf. Fernrohre und ihre Meister. - Berlin, 1957.

2. King H. C. The History of the Telescope. - London, 1955.

3. Danjon A. et Couder A. Lunettes et telescopes. - Paris, 1935, p. 1 et 581.

4. Kisa A. Das Glas im Altertum: 3 Bd. - Leipzig, 1908.

5. Feldhaus F. M. Die ältesten optischen Hilfsmittel. - In: Der Sternfreund, 1936, Nr. 1.

6. Galeni Claudii. Opera omnia: t. 1 / Ed. CG. Kühn. - Lipsiae, 1821.

7. Tetes Joahnis. Chiliades / Ed. Th. Kiessling. - Hildesheim, 1963.

8. Ευάγγελου Σ. Σταμάτη. Αρχιμηδους άπαντα. - Αθ·ηναΐ, 1974. ,9. Вавилов С.И. Собр. соч.: т. III. - M.: Изд-во АН СССР, 1956.

10. Opticae Thesaurus libri Septem, nu primum editi, a Federico Ris-nero Basileae per Episcopios, 1572.

11. Gurikov V. A. On the Study of interconnections between natural and technical sciences. - In: Acta historiae rerum naturalium nee non technicarum: Special Issue, 8. - Pragae, 1976.

12. Ронки Васко. Влияние оптики XVII в. на общее развитие науки и философии. - Вопросы истории естествознания и техники, 1964 г., вып. 16.

13. Кудрявцев П.С. История физики: ч. I. - М.: Учпедгиз, 1948.

14. Розенбергер Ф. История физики: ч. I, M. - Л.: ОНТИ, 1937.

15. Леонардо да Винчи. Избранные естественнонаучные произведения. - М.: Изд-во АН СССР, 1955.

16. Argentieri D. L"optica de Leonardo. - In: Leonardo da Vinci. Edi-zione curata della moztra di Leonardo da Vinci in Milano, 1939.

17. Timpanaro. Seb. Un errore d"interpretazione d"una pagina li Leonardo. - In: Scritti di storia e critica della Scienza. - Firenze, 1952.

18. Дорфман Я.Г. Всемирная история физики (с древнейших времен до конца XVIII века). - М.: Наука, 1974.

19. Galileo G. Le Opera. - Firenze: Edizione Nazionale, 1890-1909, v. X, p. 252.

20. Borellus P. De vero Telescopii inventore, cum brevi omnium cons-piciliorum historia... - In: Accesit etiam Centuria observationum microscopicarum. - The Hague, 1655.

21. Соболь С.Л. Очерки по истории микроскопии: Диссертация, представленная на соискание ученой степени доктора биологических наук. - Москва; Фрунзе, 1943.

22. Moll G. On the first invention of telescopes collected from the notes and papers of the late professor van Swinden. - In: Journ. of the Royal Institution, 1831, v. 1.

23. Huygens Chr. La dioptrique. - In: «Oeuvres completes»: v. XIII. - Hague, 1916.

24. Galilei G. Le Opera. - Firenze: Edizione Nazionale, 1890-1909, v. Ill, pars 1.

25. Galilei G. Le Opera. - Firenze: Edizione Nazionale, 1890-1909, v. VI.

26. Зоннефельд А. Оптические данные небесного телескопа Галилея. - Йенское Обозрение, 1962, № 6.

27. Ронки Васко. Галилей и Торричелли - мастера точной оптики. - Труды Института истории естествознания и техники АН СССР; т. 28. - М.: Изд-во АН СССР, 1959.

28. Галилей Галилео. Звездный вестник. - Вопросы истории естествознания и техники, 1964, вып. 16, с. 3-28.

29. Галилей Галилео. Избранные труды: Т. I. - М.: Наука, 1964.

30. Белый Ю.А. Иоганн Кеплер (1571-1630). - М.: Наука, 1971.

31. Kepler I. Gesammelte Werke... - München, 1937, Bd. IV.

32. Correspondense of Scientific Men of the 17th Gentry, 1841, letter XX.

33. Scheiner Chr. Described and illustrated in Scheiners. - In: «Rosa Ursina sive sol etc. Bracciano», 1630.

1. ИЗОБРЕТЕНИЕ ТЕЛЕСКОПА ГАЛИЛЕЕМ

Весной 1609 г. профессор математики университета итальянского города Падуи узнал о том, что один голландец изобрёл удивительную трубу. Удалённые предметы, если их разглядывать через неё, казались более близкими. Взяв отрезок свинцовой трубы, профессор вставил в неё с двух концов два стекла: одно -- плосковыпуклое, а другое -- плосковогнутое. «Прислонив мой глаз к плосковогнутой линзе, я увидел предметы большими и близкими, так как они казались находящимися на одной трети расстояния по сравнению с наблюдением невооружённым глазом», -- писал Галилео Галилей.

Профессор решил показать свой инструмент друзьям в Венеции. «Многие знатные люди и сенаторы подымались на самые высокие колокольни церквей Венеции, чтобы увидеть паруса приближающихся кораблей, которые находились при этом так далеко, что им требовалось два часа полного хода, чтобы их заметили глазом без моей зрительной трубы», -- сообщал он.

Разумеется, у Галилея в изобретении телескопа (от греч. «теле» -- «вдаль», «далеко» и «скопео» -- «смотрю») были предшественники. Сохранились легенды о детях очкового мастера, которые, играя с собирающими и рассеивающими свет линзами, вдруг обнаружили, что при определённом расположении относительно друг друга две линзы могут образовывать увеличивающую систему. Имеются сведения о зрительных трубах, изготовленных и продававшихся в Голландии до 1609 г. Главной особенностью Галилеева телескопа было его высокое качество. Убедившись в плохом качестве очковых стёкол, Галилей начал шлифовать линзы сам. Некоторые из них сохранились до наших дней; их исследование показало, что они совершенны с точки зрения современной оптики. Правда, Галилею пришлось выбирать: известно, например, что, обработав 300 линз, он отобрал для телескопов всего несколько из них.

Однако трудности изготовления первоклассных линз были не самым большим препятствием при создании телескопа. По мнению многих учёных того времени, телескоп Галилея можно было рассматривать как дьявольское изобретение, а его автора следовало отправить на допрос в инквизицию. Ведь люди видят потому, думали они, что из глаз выходят зрительные лучи, ощупывающие всё пространство вокруг. Когда эти лучи натыкаются на предмет, в глазу появляется его образ. Если же перед глазом поставить линзу, то зрительные лучи искривятся и человек увидит то, чего в действительности нет.

Таким образом, официальная наука времён Галилея вполне могла считать видимые в телескоп светила и удалённые предметы игрой ума. Всё это учёный хорошо понимал и нанёс удар первым. Демонстрация телескопа, с помощью которого можно было обнаружить далёкие, невидимые глазом корабли, убедила всех сомневавшихся, и телескоп Галилея молниеносно распространился по Европе.

2. ТЕЛЕСКОПЫ ГЕВЕЛИЯ, ГЮЙГЕНСА, КЕПЛЕРА И ПАРИЖСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ

Сын состоятельного гражданина польского города Гданьска Ян Гевелий занимался астрономией с детства. В 1641 г. он построил обсерваторию, на которой работал вместе с женой Елизаветой и помощниками. Гевелий сделал следующий шаг в деле усовершенствования зрительных труб.

У телескопов Галилея был существенный недостаток. Показатель преломления стекла зависит от длины волны: красные лучи отклоняются им слабее, чем зелёные, а зелёные -- слабее, чем фиолетовые. Следовательно, простая линза даже безупречного качества имеет для красных лучей большее фокусное расстояние, чем для фиолетовых. Наблюдатель будет фокусировать изображение в сине-зелёных лучах, к которым глаз ночью чувствительнее всего. В результате яркие звёзды будут выглядеть как сине-зелёные точки, окружённые красной и синей каймой. Это явление называется хроматической аберрацией; разумеется, оно сильно мешает наблюдению звёзд, Луны и планет.

Теория и опыт показали, что влияние хроматической аберрации можно уменьшить, если использовать в качестве объектива линзу с очень большим фокусным расстоянием. Гевелий начал с объективов с 20-метровым фокусом, а самый длинный его телескоп имел фокусное расстояние около 50 м. Объектив соединялся с окуляром четырьмя деревянными планками, в которые было вставлено множество диафрагм, делавших конструкцию более жёсткой и защищавших окуляр от постороннего света. Всё это подвешивалось с помощью системы канатов на высоком столбе, наводился телескоп на нужную точку неба с помощью нескольких человек, по-видимому отставных матросов, знакомых с обслуживанием подвижных судовых снастей.

Линзы Гевелий сам не изготовлял, а покупал их у одного варшавского мастера. Они были настолько совершенны, что при спокойной атмосфере удавалось увидеть дифракционные изображения звёзд. Дело в том, что даже самый совершенный объектив не может построить изображение звезды в виде точки. Из-за волнового характера света в телескоп с хорошей оптикой звезда выглядит как небольшой диск, окружённый светлыми кольцами убывающей яркости. Такое изображение называется дифракционным. Если оптика телескопа несовершенна или атмосфера неспокойна, дифракционной картины уже не видно: звезда представляется наблюдателю пятнышком, размер которого больше дифракционного. Такое изображение называют атмосферным диском.

Нидерландские астрономы братья Христиан и Константин Гюйгенсы строили Галилеевы телескопы по-своему. Объектив, укреплённый на шаровом шарнире, помещался на столбе и мог с помощью особого приспособления устанавливаться на нужной высоте. Оптическая ось объектива направлялась на исследуемое светило наблюдателем, поворачивавшим его с помощью прочного шнурка. Окуляр монтировался на треноге.

25 марта 1655 г. Христиан Гюйгенс открыл Титан -- самый яркий спутник Сатурна, а также разглядел на диске планеты тень колец и начал изучение самих колец, хотя в то время они наблюдались с ребра. «В 1656 году, -- писал он, -- мне удалось рассмотреть в телескоп среднюю звезду Меча Ориона. Вместо одной я увидел двенадцать, три из них почти что касались друг друга, а четыре других светили через туманность, так что пространство вокруг них казалось значительно более ярким, чем остальная часть неба, казавшаяся совершенно чёрной. Как будто наблюдалось отверстие в небе, через которое видна более яркая область». Гюйгенс полировал объективы сам, а его «воздушная труба» оказалась шагом вперёд по сравнению с «длинными трубами» Гевелия. Придуманный им окуляр просто изготовить, и он используется до сих пор.

Высокий уровень мастерства, заложенный Галилеем, способствовал расцвету итальянской оптической школы. В конце XVII в. строилась Парижская обсерватория; она была оснащена несколькими телескопами системы Галилея. С помощью двух таких инструментов и 40-метрового телескопа первый её директор, итальянец Джованни Доменико Кассини, открыл четыре новых спутника Сатурна и изучал вращение Солнца.

Гениальный немецкий астроном Иоганн Кеплер получил телескоп Галилея на короткое время от одного из друзей. Он мгновенно сообразил, какие преимущества приобретёт этот прибор, если заменить рассеивающую линзу окуляра на собирающую. Кеплеров телескоп, дающий в отличие от Галилеева перевёрнутое изображение, применяется повсеместно и по сей день.

3. РЕФЛЕКТОРЫ НЬЮТОНА--ГЕРШЕЛЯ

Основной недостаток Галилеевых труб -- хроматическую аберрацию -- взялся устранить Исаак Ньютон. Сначала в качестве объектива он хотел использовать две линзы -- положительную и отрицательную, которые имели бы разную оптическую силу, но противоположную по знаку хроматическую аберрацию. Ньютон перепробовал несколько вариантов и пришёл к ошибочному выводу, что создание ахроматического линзового объектива невозможно. (Правда, современники свидетельствуют, что эти опыты он проводил в большой спешке).

Тогда Ньютон решил покончить с этой проблемой радикально. Он знал, что ахроматическое изображение удалённых предметов строит на своей оси вогнутое зеркало, изготовленное в виде параболоида вращения. Попытки сконструировать отражательные телескопы в то время уже делались, но успехом они не увенчались. Причина была в том, что в применявшейся до Ньютона двухзеркальной схеме геометрические характеристики обоих зеркал должны быть строго согласованы. А этого оптикам как раз и не удавалось добиться.

Телескопы, у которых роль объектива выполняет зеркало, называются рефлекторами (от лат. reflectere -- «отражать») в отличие от телескопов с линзовыми объективами -- рефракторов (от лат. refractus -- «преломлённый»). Ньютон сделал свой первый рефлектор с одним вогнутым зеркалом. Другое небольшое плоское зеркало направляло построенное изображение вбок, где наблюдатель рассматривал его в окуляр. Этот инструмент учёный изготовил собственноручно в 1668 г. Длина телескопа составляла около 15 см. «Сравнивая его с хорошей Галилеевой трубой длиной в 120 см, -- писал Ньютон, -- я мог читать на большем расстоянии с помощью моего телескопа, хотя изображение в нём было менее ярким».

Ньютон не только отполировал зеркало первого рефлектора, но и разработал рецепт так называемой зеркальной бронзы, из которой он отлил заготовку зеркала. В обычную бронзу (сплав меди и олова) он добавил некоторое количество мышьяка: это улучшило отражение света; к тому же поверхность легче и лучше полировалась. В 1672 г. француз, преподаватель провинциального лицея (по другим данным, архитектор) Кассегрен предложил конфигурацию двухзеркальной системы, первое зеркало в которой было параболическим, второе же имело форму выпуклого гиперболоида вращения и располагалось соосно перед фокусом первого. Эта конфигурация очень удобна и сейчас широко применяется, только главное зеркало стало гиперболическим. Но в то время изготовить кассегреновский телескоп так и не смогли из-за трудностей, связанных с достижением нужной формы зеркала.

Компактные, лёгкие в обращении высококачественные рефлекторы с металлическими зеркалами к середине XVIII в. вытеснили «длинные трубы», обогатив астрономию многими открытиями. В то время на английский престол была призвана Ганноверская династия; к новому королю устремились его соотечественники -- немцы. Одним из них был Уильям Гершель, музыкант и одновременно талантливый астроном.

Убедившись в том, как трудно обращаться с Галилеевыми трубами, Гершель перешёл к рефлекторам. Он сам отливал заготовки из зеркальной бронзы, сам шлифовал и полировал их; его оптический станок сохранился до наших дней. В работе ему помогали брат Александр и сестра Каролина; она вспоминала, что весь их дом, включая спальню, был превращён в мастерскую. С помощью одного из своих телескопов Гершель открыл в 1778 г. седьмую планету Солнечной системы, названную впоследствии Ураном.

Гершель непрерывно строил всё новые и новые рефлекторы. Король покровительствовал ему и дал деньги на строительство огромного рефлектора диаметром 120 см с трубой длиной 12 м. После многолетних усилий телескоп был закончен. Однако работать на нём оказалось трудно, а по своим качествам он не превзошёл меньшие телескопы столь значительно, как предполагал Гершель. Так родилась первая заповедь телескопостроителей: «Не делайте больших скачков».

4. ОДНОЛИНЗОВЫЕ ДЛИННЫЕ РЕФРАКТОРЫ

Однолинзовые длинные рефракторы достигли в XVII в. мыслимых пределов совершенства; астрономы научились отбирать для их объективов высококачественные заготовки стекла, точно обрабатывать и монтировать их. Развивалась теория прохождения света через оптические детали (Декарт, Гюйгенс).

Без преувеличения можно сказать, что создание современных крупных рефлекторов прочно стоит на заложенном в XVII -- XVIII вв. фундаменте. Модифицированная конфигурация Кассегрена осуществляется во всех без исключения современных ночных телескопах. Искусство обращения с металлическими зеркалами, допустимый прогиб которых при любом положении телескопа не должен превышать малых долей микрометра, привело в конце концов к созданию высокосовершенных управляемых ЭВМ оправ зеркал телескопов-гигантов. Оптические схемы некоторых окуляров того времени используются до сих пор. Наконец, именно тогда появились зачатки научных методов исследования формы поверхностей оптических элементов, которые в наши дни выкристаллизовались в законченную научную дисциплину -- технологию изготовления крупной оптики.

5. РЕФРАКТОРЫ XIX СТОЛЕТИЯ

Потребовалось около века, чтобы убедиться в ошибочности утверждения Ньютона о том, что создать ахроматический объектив невозможно. В 1729 г. был изготовлен объектив из двух линз разного стекла, позволивший уменьшить хроматическую аберрацию. А в 1747 г. великий математик Леонард Эйлер рассчитал объектив, состоящий из двух стеклянных менисков (оптическое стекло, выпуклое с одной стороны и вогнутое с другой), пространство между которыми заполнено водой -- совсем как в «Таинственном острове» Жюля Верна. Он должен был строить изображения, лишённые цветовой каймы. Английский оптик Джон Доллонд вместе с сыном Питером предпринял серию опытов с призмами из известного со времён Галилея венецианского стекла (крона) и нового английского сорта стекла -- флинтгласа, обладавшего сильным блеском и применявшегося для изготовления украшений и бокалов. Выяснилось, что из этих двух сортов можно составить объектив, не дающий цветовой каймы: из крона следует сделать положительную линзу, а из флинтгласа -- несколько более слабую отрицательную. Началось массовое производство Доллондовых труб.

Ахроматическими телескопами занималась вся Европа. Эйлер, Д"Аламбер, Клеро и Гаусс продолжали их расчёт; несколько лондонских оптиков оспаривали в суде взятый Доллондами патент на ахроматический объектив, но успеха не добились. Питер Доллонд разработал уже трёхлинзовый ахромат, по мнению астрономов, очень хороший; иезуитский профессор Руджер Бошко-вич в Падуе придумал специальный прибор -- витрометр (от лат. vitrum -- «стекло») для точного определения показателей преломления оптических стёкол. В 1780 г. Доллонды начали серийный выпуск нескольких типов армейского телескопа со складной трубой. Когда Джон Доллонд выдавал свою дочь замуж (разумеется, за оптика), её приданым служила часть патента на ахроматический объектив.

Научный метод изготовления линзовых объективов был введён в практику немецким оптиком Йозефом Фраунгофером. Он наладил контроль поверхностей линз по так называемым цветным кольцам Ньютона, разработал механические приборы для контроля линз (сферометры) и проанализировал расчёты Доллонда. Он начал измерять показатели преломления с помощью света натриевой лампы и заодно изучил спектр Солнца, найдя в нём множество тёмных линий, которые до сих пор называют фраунгоферовыми.

24-сантиметровый объектив для Дерптского рефрактора (Дерпт -- ранее Юрьев, ныне Тарту, Эстония), изготовленный Фраунгофером, был прекрасно скорректирован по хроматической и сферической аберрациям; этот телескоп долгое время оставался крупнейшим в мире. Монтаж телескопа в Дерпте вёлся под руководством Василия Струве (впоследствии -- основателя и директора Пулковской обсерватории).

Дерптский рефрактор оказался невероятно удачным прибором. С его помощью Струве измерил расстояние до ярчайшей звезды северного полушария неба -- Веги; оно оказалось огромным: около 26 световых лет. Конструкцию этого телескопа повторяли в течение всего XIX в.; небольшие телескопы делают по его образцу и сейчас.

6. ТЕЛЕСКОПЫ ПЕРВОГО ПОКОЛЕНИЯ

К середине XIX в. Фраунгоферов рефрактор стал основным инструментом наблюдательной астрономии. Высокое качество оптики, удобная монтировка, часовой механизм, позволяющий держать телескоп постоянно наведённым на звезду, стабильность, отсутствие необходимости непрерывно что-то подстраивать и регулировать завоевали заслуженное признание даже самых требовательных наблюдателей. Казалось бы, будущее рефракторов должно быть безоблачным. Однако наиболее проницательные астрономы уже поняли три главных их недостатка: это всё же заметный хроматизм, невозможность изготовить объектив очень большого диаметра и довольно значительная длина трубы по сравнению с кассегреновским рефлектором того же фокуса.

Хроматизм стал более заметным, потому что расширилась спектральная область, в которой велись исследования небесных объектов. Фотографические пластинки тех лет были чувствительны к фиолетовым и ультрафиолетовым лучам и не чувствовали видимую глазом сине-зелёную область, для которой ахроматизировали объективы рефракторов. Приходилось строить двойные телескопы, в которых одна труба несла объектив для фотографических наблюдений, другая -- для визуальных.

Кроме того, объектив рефрактора работал всей своей поверхностью, и в отличие от зеркала под него нельзя было подвести с задней стороны рычаги, уменьшающие его прогиб, а на зеркальных телескопах такие рычаги (система разгрузок) применялись с самого начала. Поэтому рефракторы остановились на диаметре около 1 м, а рефлекторы позднее дошли до 6 м, и это не предел.

Как всегда, появлению новых рефлекторов способствовало развитие техники. В середине XIX столетия немецкий химик Юстус Либих предложил простой химический метод серебрения стеклянных поверхностен Это позволило изготовлять зеркала из стекла. Оно лучше полируется чем металл, и значительно легче его. Стекловары также усовершенствовали свои методы, и можно было смело говорить о заготовках диаметром около 1 м.

Оставалось разработать научнообоснованный метод контроля вогнутых зеркал, что и сделал в конце 50-х гг. XIX в. французский физик Жан Бернар Леон Фуко, изобретатель общеизвестного маятника. Он помещал в центр кривизны испытываемого сферического зеркала точечный источник света и загораживал его изображение ножом. Глядя, с какой стороны при движении ножа перпендикулярно оси зеркала на нём появляется тень, можно установить нож точно в фокусе, а затем очень ясно увидеть неоднородности и ошибки поверхности. Таким методом можно исследовать и рефракторы: точечным источником служит звезда. Чувствительный и наглядный, метод Фуко применяется и сейчас как любителями, так и профессионалами.

Фуко изготовил по своей методике два телескопа с длиной трубы 3,3 м и диаметром 80 см. Стало ясно, что у рефракторов Фраунгофера появился грозный конкурент.

В 1879 г. в Англии оптик Коммон изготовил вогнутое стеклянное параболическое зеркало диаметром 91 см. При его изготовлении использовались научные методы контроля. Зеркало приобрёл богатый любитель астрономии Кросслей, который смонтировал его в телескопе. Однако этот инструмент не устроил своего владельца, и в 1894 г. Кросслей объявил о его продаже. Приобрести его, правда бесплатно, согласилась организованная в Калифорнии Ликская обсерватория.

Кросслеевский рефлектор попал в хорошие руки. Астрономы стремились получить от него максимум возможного: новый телескоп приме-нялся для фотографирования астрономических объектов; с его помощью было обнаружено множество неизвестных ранее внегалактических туманностей, похожих на туманность Андромеды, но меньшего углового размера. Стеклянный рефлектор первого поколения показал себя эффективным.

Следующий телескоп такого типа был построен уже на американской земле -- также в Калифорнии, на вновь созданной солнечной обсерватории Маунт-Вилсон. Заготовку для зеркала диаметром 1,5 м отлили во Франции; её обработка велась на обсерватории, а механические части были заказаны в ближайшем железнодорожном депо.

Как можно судить по документам, полную ответственность за новый телескоп нёс один человек -- оптик Джордж Ричи. Он был, выражаясь современным языком, главным конструктором этого прибора. Основными усовершенствованиями являлись очень хороший часовой механизм, новая система подшипников, устройство для быстрой подвижки фотокассеты в двух направлениях и меры по выравниванию температуры вблизи главного зеркала, чтобы предохранить его форму от искажения из-за теплового расширения. Ричи сам фотографировал небо; время экспозиции доходило до 20 ч. (на день кассету с фотопластинкой убирали в тёмное помещение).

Результаты не заставили себя ждать: великолепные снимки Ричи до сих пор публикуются в учебниках и популярных изданиях.

Следующий, уже 2,5-метровый рефлектор, начал работать в Маунт-Вилсон в 1918 г. Все усовершенствования предшественника и опыт его эксплуатации были использованы при конструировании гигантского по тем временам инструмента.

Новый телескоп был эффективнее предыдущего в том смысле, что на нём обычный, не искушённый в обращении с телескопами астроном мог без труда фотографировать такие же слабые звёзды, какие получались на 1,5-метровом в качестве рекордных. А в руках мастера своего дела этот телескоп позволил сделать открытие мирового класса. В начале XX в. расстояние до ближайших галактик являлось для астрономов такой же загадкой, как расстояние от Земли до Солнца в начале XVII в. Известны работы, в которых утверждалось, что туманность Андромеды находится в нашей Галактике. Теоретики благоразумно помалкивали; тем временем уже был разработан надёжный метод определения расстояний до далёких звёздных систем по переменным звёздам.

Осенью 1923 г. в туманности Андромеды открыли первую переменную звезду нужного типа -- цефеиду. Вскоре их число увеличилось до десяти в разных галактиках. Удалось определить периоды этих переменных, а по ним -- расстояния до других галактик.

Измерение расстояний до нескольких внегалактических туманностей позволило установить, что чем дальше расположена галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется.

1,5- и 2,5-метровый рефлекторы долго служили верой и правдой наблюдательной астрономии; сейчас они выведены из эксплуатации из-за засветки неба мегаполисом Лос-Анджелеса.

Перечислим основные особенности современных телескопов первого поколения.

Во-первых, главные зеркала их имеют строго параболическую форму. Они изготовлены из стекла типа зеркального со значительным коэффициентом теплового расширения (что является недостатком, поскольку форма зеркала искажается из-за неодинаковой температуры различных его частей) и выглядят как сплошной цилиндр с отношением толщины к диаметру приблизительно 1:7.

Во-вторых, конструкция их трубы выполнена по принципу максимальной жёсткости. Укреплённые в ней главное и вторичное зеркала должны находиться на одной оси в пределах ошибок, заданных при расчёте оптики. Если этого нет, то качество телескопа непременно ухудшается, поэтому конструкцию трубы телескопа рассчитывают так, чтобы в любом положении гнутие трубы было меньше заданного оптиками допуска. Естественно, такая труба достаточно массивна. Подшипники телескопа -- скольжения или шариковые. У первых двух телескопов нагрузку на них уменьшают поплавки, на которых телескоп почти плавает в ртутных ваннах.

7. СОЗДАНИЕ ТЕЛЕСКОПОВ ВТОРОГО ПОКОЛЕНИЯ

Итак, 2,5-метровый телескоп заработал и дал прекрасные научные результаты, а коллектив, cложившийся вокруг него на обсерватории Маунт-Вилсон, смело смотрел в будущее и обсуждал возможность создания более крупного инструмента. При этом называли диаметр 5 и даже 7,5 м. Заслугой руководителя обсерватории Дж. Хейла является то, что он уберег своих сотрудников от ненужного стремления ко всё большим размерам и ограничил диаметр нового прибора пятью метрами. Кроме того, он достал (и это в условиях надвигающегося экономического кризиса 1929 -- 1933 гг.) значительную сумму, позволившую начать работы.

Зеркало сплошным делать былс нельзя: его масса при этом составила бы 40 т., что чрезмерно утяжелило бы конструкцию трубы и других частей телескопа. Его также нельзя было делать из зеркального стекла, ведь с подобными зеркалами наблюдатели уже намучились: при перемене погоды и даже при смене дня и ночи форма зеркала искажалась, и оно чрезвычайно медленно «приходило в себя». Конструкторы хотели изготовить зеркало из кварца, у которого коэффициент теплового расширения в 15 раз меньше, чем у стекла, но этого сделать не удалось.

Пришлось остановиться на пирексе -- разновидности жаропрочного стекла, разработанного для производства прозрачных сковород и кастрюль. Выигрыш в коэффициенте расширения составил 2,5 раза. В 1936 г. со второй попытки зеркало удалось отлить; на тыльной стороне оно имело ребристую структуру, что облегчило массу до 15 т и улучшило условия теплообмена. Обработка зеркала велась на обсерватории; на время Второй мировой войны она была приостановлена и закончилась в 1947 г. В конце 1949 г. 5-метровый телескоп вступил в строй.

Как и в рефлекторах первого поколения, форма его главного зеркала была параболической, наблюдения могли вестись в ньютоновском, кассегреновском, прямом или ломаном фокусах. Последний не перемещается при движении телескопа, и в нём можно устанавливать тяжёлое неподвижное оборудование, например большой спектрограф.

В конструкцию трубы 5-метрового рефлектора были внесены кардинальные изменения: она перестала быть жёсткой. Инженеры разрешили её концам гнуться относительно центра при условии, что оптические детали не будут смещаться друг относительно друга. Конструкция оказалась удачной и до сих пор используется во всех без исключения ночных телескопах.

Пришлось также изменить конструкцию подшипников телескопа. 5-метровый телескоп «плавает» на тонком слое масла, нагнетаемого компрессором в пространство между осью и её подшипниками. Такая система не имеет трения покоя и позволяет инструменту вращаться точно и плавно.

Одним из важнейших результатов работы 5-метрового рефлектора обсерватории Маунт-Вилсон стало достоверное доказательство того факта, что источником энергии звёзд являются термоядерные реакции в их недрах. Настоящий информационный взрыв в области исследования галактик также в значительной степени обязан наблюдениям на этом телескопе.

Телескопов второго поколения было изготовлено множество; характерным представителем их является рефлектор диаметром 2,6 м Крымской обсерватории.

Несколько слов о телескопостроении в нашей стране. В 30-х гг. сложилось эффективное сотрудничество между астрономами и создателями телескопов, но ни на одной обсерватории они не были объединены -- это произошло позднее. Планировалось изготовить 81-сантиметровый рефрактор, рефлекторы диаметром 100 и 150 см и многочисленное вспомогательное оборудование. Великая Отечественная война помешала полностью осуществить эту программу, и первая серия телескопов небольшого диаметра (до 1 м) появилась в СССР только в 50-е гг. Затем были сооружены два рефлектора диаметром 2,6 м и 6-метровый телескоп. Практически во всех южных республиках СССР были созданы новые или получили значительное развитие уже имевшиеся там обсерватории.

8. РАЗРАБОТКА РЕФЛЕКТОРОВ ТРЕТЬЕГО И ЧЕТВЁРТОГО ПОКОЛЕНИЙ

Работа на рефлекторах второго поколения показала, что 3-метровый телескоп с высококачественной оптикой, установленный в пункте со спокойной атмосферой, может оказаться эффективнее 5-метрового, работающего в более плохих условиях. Это было учтено при разработке рефлекторов третьего поколения.

Конструирование нового телескопа отличается от работ по созданию других видов техники. Современный самолёт испытывается много лет в виде опытных образцов и лишь потом идёт в серийное производство. Сейчас крупный телескоп стоит примерно столько же, сколько самолёт, но у астрономов, к сожалению, не бывает денег на опытный образец. Его заменяют тщательное изучение имеющихся инструментов и частые обсуждения проектов. Обычно первыми строятся один-два инструмента серии; накопленный при этом опыт чрезвычайно ценен. Если инструмент очень велик и дорог, всё же строится опытный экземпляр меньшего размера.

Основной особенностью телескопов третьего поколения является главное зеркало диаметром 3,5 -- 4 м гиперболической (а не параболической) формы, изготовленное из новых материалов: плавленого кварца или ситаллов -- стеклокерамики с практически нулевым тепловым расширением, разработанной в СССР в 60-е гг. Применение в кассегренов-ской конфигурации главного гиперболического зеркала позволяет значительно расширить поле хороших изображений; расчёт этой системы был выполнен в 20-е гг. Телескопы третьего поколения стремятся устанавливать в местах, специально выбранных по спокойствию атмосферы. Подобных телескопов в настоящее время построено довольно много; считается, что это инструмент университетского класса.

6-метровый телескоп, вошедший в строй в 1975 г., хотя и относится ко второму поколению, но в его конструкцию было внесено одно кардинальное изменение. Телескопы предыдущих поколений устанавливались экваториально. Они сопровождали наблюдаемую звезду, поворачиваясь со скоростью одного оборота в звёздные сутки вокруг оси, направленной на полюс мира. По второй координате объекта -- склонению -- телескоп устанавливается до начала фотографирования и вокруг этой оси больше не вращается.

Ещё до Второй мировой войны отечественный конструктор астрономических приборов Н.Г. Пономарёв обратил внимание на то, что труба телескопа и вся его конструкция будут значительно легче, а значит, и дешевле, если перейти от экваториальной к азимутальной установке, т. е. если телескоп будет вращаться вокруг трёх осей -- оси азимута, оси высоты и оптической оси (там можно вращать только кассету с фотопластинкой). Эта идея и была осуществлена в 6-метровом телескопе, получившем название БТА (Большой телескоп азимутальный). Он установлен в астрофизической обсерватории на Северном Кавказе, вблизи станицы Зеленчукской.

Азимутальная монтировка используется во всех без исключения телескопах четвёртого поколения. Кроме этого новшества для них характерно исключительно тонкое зеркало, форма которого подстраивается с помощью ЭВМ после автоматического анализа оптической системы по изображению звезды. Строится более десяти инструментов такого типа диаметром более 8 м, и уже работает их модель диаметром 4 м. Трудно даже представить, какие новые открытия они принесут астрономии.

9. ПРИЁМНИКИ ИЗЛУЧЕНИЯ И ИЗОБРАЖЕНИЯ

Какую бы сложную систему из телескопа, светофильтров, интерферометров и спектрографов ни соорудили астрономы, на её выходе неизбежно находится приёмник излучения или изображения. Приёмник изображения регистрирует изображение источника. Приёмник излучения регистрирует только интенсивность излучения, ничего не сообщая о том, каковы форма и размер объекта, который его освещает.

Первым приёмником изображения в астрономии был невооружённый человеческий глаз. Вторым стала фотопластинка. Для нужд астрономов были разработаны фотопластинки, чувствительные в самых разных областях спектра, вплоть до инфракрасной и, что самое главное, хорошо работающие при наблюдении слабых объектов. Астрономическая фотопластинка -- исключительно ёмкий, дешёвый и долговечный носитель информации; многие снимки хранятся в стеклянных библиотеках обсерваторий более ста лет. Самая большая фотопластинка применяется на одном из телескопов третьего поколения: её размер 53 х 53 см!

В начале 30-х гг. ленинградский физик Леонид Кубецкий изобрёл устройство, названное впоследствии фотоэлектронным умножителем (ФЭУ). Свет от слабого источника падает на нанесённый внутри вакуумной колбы светочувствительный слой и выбивает из него электроны, которые ускоряются электрическим полем и попадают на пластинки, умножающие их число. Один электрон выбивает три -- пять электронов, которые в свою очередь размножаются на следующей пластинке и т. д. Пластинок таких около десяти, так что усиление получается огромное. Фотоумножители производятся промышленным способом и широко применяются в ядерной физике, химии, биологии и астрономии. Работа по исследованию источников звёздной энергии была выполнена в значительной степени с помощью ФЭУ -- этого простого, точного и стабильного прибора.

Почти одновременно с фотоумножителем в разных странах изобретатели независимо друг от друга создали электронно-оптический преобразователь (ЭОП). Он применяется в приборах ночного видения, а специально разработанные высококачественные приборы этого типа эффективно используются в астрономии. ЭОП также состоит из вакуумной колбы, на одном конце которой имеется светочувствительный слой (фотокатод), а на другом -- светящийся экран, подобный телевизионному. Выбитый светом электрон ускоряется и фокусируется на светящемся под его действием экране. В современные ЭОП вставляют усиливающую электронное изображение пластинку, составленную из множества микроскопических фотоумножителей.

Значительное распространение в астрономии в последние годы получили так называемые приборы с зарядовой связью (ПЗС), уже завоевавшие себе место в передающих телекамерах и переносных видеокамерах. Кванты света здесь освобождают заряды, которые, не покидая специально обработанной пластинки из кристаллического кремния, скапливаются под действием приложенных напряжений в определённых её местах -- элементах изображения. Манипулируя этими напряжениями, можно двигать накопленные заряды таким образом, чтобы направить их последовательно по одному в обрабатывающий комплекс. Изображения воспроизводятся и обрабатываются при помощи ЭВМ.

Системы ПЗС очень чувствительны и позволяют измерять свет с высокой точностью. Самые большие приборы такого рода не превосходят по размеру почтовую марку, но тем не менее эффективно используются в современной астрономии. Их чувствительность близка к абсолютному пределу, поставленному природой; хорошие ПЗС могут регистрировать «поштучно» большую часть падающих на них квантов света.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

телескоп галилей рефлектор

1. Михельсон Н.Н. Оптические телескопы: Теория и конструкция. -- М.: Наука, 1976.

2. Максутов Д.Д. Астрономическая оптика -- М.: Наука, 1979.

3. Навашин М.С. Телескоп астронома-любителя. -- 4-е изд. -- М.: Наука, 1979.

4. Любительские телескопы. Сб. статей/Под ред. М.М. Шемякина. -- М.: Наука, 1975.

5. Максутов Д.Д. Оптические плоскости, их исследование и изготовление. -- Л., 1934.

6. Мельникое О.А., Слюсарев Г.Г., Марков А.В., Купревич Н.Ф. Современный телескоп. -- М.: Наука, 1975.

7. Сулим А.В. Производство оптических деталей. -- 2-е изд., дополн. -- М.: Высшая школа, 1969.

Подобные документы

Початок ери телескопічної астрономії. Недосконалість телескопа Галілея. Основне призначення і конструкція телескопа. Характеристика рефлектора з параболічним дзеркалом. Основні характеристики телескопа: діаметр та фокусна відстань. Монтування телескопа.

реферат , добавлен 26.02.2009


История создания первого телескопа, после того как Галилео Галилей, разработал особый способ шлифовки линз специально для астрономических наблюдений. Строение инструментов с гибкими сегментированными зеркалами, зажигающих в небе искусственные звезды.

реферат , добавлен 29.11.2011


Некоторые характеристики Большого телескопа азимутального. Реставрация главного зеркала. Оптические системы, используемые в БТА. Конструкция шестиметрового телескопа БТА на альт-азимутальной монтировке. Построение его примерной структурной схемы.

реферат , добавлен 08.04.2015


Изучение информации о местности Пулково и объектах, находящихся на ее территории. Описания забытого парка, раскинувшегося на Пулковских высотах. История строительства и оснащения Пулковской обсерватории. Астрономические исследования её руководителей.

контрольная работа , добавлен 12.01.2015


Строение Солнца. Самый простой способ рассматривать Солнце - это спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска.

реферат , добавлен 05.02.2006


Предмет и задачи астрономии. Особенности астрономических наблюдений. Принцип действия телескопа. Видимое суточное движение звезд. Что такое созвездие, его виды. Эклиптика и "блуждающие" светила-планеты. Звездные карты, небесные координаты и время.

реферат , добавлен 13.12.2009


Квазар - особо мощное и активное ядро галактики, один из самых ярких объектов во Вселенной. Теории происхождения, способы определения размеров квазаров и мощности их излучения. Внутреннее строение квазаров, наблюдения за ними с помощью телескопа "Хаббл".

реферат , добавлен 24.11.2012


Алгоритм решения задач по астрономии. Расчет географической долготы по гринвичскому времени, параметров движения звезд, планет и астероидов и расстояний между ними. Расчет среднего увеличения школьного телескопа, значений температуры поверхности Солнца.

учебное пособие , добавлен 04.10.2011


Вклад українських вчених в розвиток космонавтики та дослідження космосу. Рішення про сумісне вивчення Марса американськими і європейськими вченими. Місія "Розетти" та посадкового модуля "Філи". Докази позаземного життя. Всесвіт очима телескопа хаббла.

презентация , добавлен 10.04.2016


Преимущества расположения телескопа "Хаббл" вне пределов земной атмосферы. Ключевые события в освоении космоса: исследование Солнца аппаратами "Уилисс", "Сохо" и Юпитера станцией "Галилео", посадка на Марс первого марсохода, исследование Сатурна.

Итак, в XVIII в. вперед вырвался рефлектор с металлическим зеркалом. Но в эти же годы постепенно совершенствовалась и конструкция рефрактора. Важнейшим событием в оптике стало открытие ахроматического объектива. Это сделал в 1729 г. адвокат Честер Мур Холл, заметивший, что объектив, составленный из двух линз - выпуклой из легкого стекла крона и вогнутой из тяжелого флинта (соответственно с ничтожной и с большой примесью окиси свинца), - не окрашивает изображений. Такой «дублет» имел значительно меньшую хроматическую аберрацию, чем длиннофокусные одиночные линзы. Холл никак не закрепил за собой это изобретение. Знавший об открытии Холла Джон Доллонд в 1760 г. взял патент и стал выпускать ахроматические объективы. Но они были небольшого размера, не более 10-13 см, и качество стекла, особенно флинта, было невысоким. Поэтому конкурировать с зеркалами Шорта и Гершеля они не могли.

Однако ситуация изменилась после того, как швейцарец Пьер Луи Гинан после многих экспериментов, проводившихся в 1784-1790 гг., научился отливать заготовки линз из флинта великолепного качества. Сначала их диаметр был 13-15 см, но к 1820-м гг. он достиг 30-45 см. Одним из секретов успеха, ревностно охраняемых Гинаном, например, было то, что значительно более высокая однородность стеклянной массы достигалась при ее размешивании мешалкой из огнеупорной глины, а не из дерева. С 1806 по 1814 гг. Гинан работал в Германии, где его учеником был Йозеф фон Фраунгофер (1787-1826), быстро постигший искусство стекловарения и ставший ведущим оптиком Германии. Один из его лучших рефракторов диаметром 24 см в 1824 г. приобрела Россия для Дерптской обсерватории (ныне г. Тарту, Эстония), где этот телескоп до сих пор и находится. В нем впервые была применена современная экваториальная установка с двумя осями - осью склонения и перпендикулярной к ней полярной осью, вокруг которой инструмент непрерывно поворачивался часовым механизмом со скоростью вращения Земли, но в обратном направлении. После введения в астрономию фотографии, требовавшей длительных экспозиций, такая монтировка телескопов стала абсолютно необходимой. На рефракторе Фраунгофера впервые был установлен и окулярный микрометр, с помощью которого В.Я. Струве в 1837 г. первым измерил параллакс звезды, Веги. Таким образом, дерптский рефрактор Фраунгофера стал прообразом современных телескопов и позволил осуществить прорыв в астрономии - впервые измерить расстояния до звезд.

К середине XIX в. все обсерватории мира стали пользоваться рефракторами, оказавшимися для астрометрических целей значительно удобнее рефлекторов с их быстро тускнеющими бронзовыми зеркалами. Да и проницающая способность рефракторов оказалась более высокой: в 1848 г. спутник Сатурна Гиперион позволили заметить только два телескопа - 24-дюймовый рефлектор Ласселла и 15-дюймовый рефрактор Бондов, в то время крупнейший в мире. Можно сказать, что в этот момент рефлекторы уступили свое первенство по «зоркости». Лишь отдельные энтузиасты продолжали строить крупные рефлекторы. Уже знакомый нам Уильям Парсонс (лорд Росс) построил несколько 91-сантиметровых ньютоновских рефлекторов, а в 1845 г. создал колоссальный 182-сантиметровый рефлектор «Парсонстаунский левиафан», с помощью которого открыл множество новых деталей в туманностях, в частности спиральную структуру некоторых из них, оказавшихся галактиками.

Перелом в судьбе телескопов-рефлекторов наступил в 1853 г., когда Юстус фон Либих предложил метод выделения металлического серебра из раствора нитрата серебра для наружного покрытия стекла тонкой отражающей пленкой. В 1856 г. немецкий физик Карл Август фон Штейнгейль и независимо от него французский физик Леон Фуко применили этот метод для изготовления астрономических зеркал. С этого момента почти без исключений зеркала телескопов делали из стекла, которое легче бронзы и проще в обработке. К тому же серебряная пленка лучше отражает свет, чем полированный спекулум. Когда слой серебра тускнеет, его просто смывают и наносят новый; металлическое же зеркало в этом случае необходимо заново полировать.

Развив метод Хэдли, Фуко предложил новый способ проверки сферической формы зеркала. Он освещал его через маленькое отверстие, помещенное чуть в стороне от центра кривизны сферы, и рассматривал изображение этого отверстия, образованное рядом с ним отраженными лучами. Это же делал 200 лет назад и Хэдли. Но Фуко рассматривал изображение не на экране, как Хэдли, а глазом, поместив перед ним пластинку с острым и ровным прямолинейным краем - «нож». Двигая ее, Фуко наблюдал, как изменяется освещенность поверхности зеркала, и по форме тени легко определял отклонение поверхности от идеальной сферы. Этот метод настолько прост и чувствителен, что «нож Фуко» до сих пор применяется при изготовлении зеркал.

В то время как технология изготовления рефлекторов во второй половине XIX в. быстро совершенствовалась, эволюция рефрактора практически остановилась. Современные рефракторы мало изменились с эпохи Фраунгофера. Правда, улучшились качество и ассортимент оптического стекла, но полностью победить хроматическую аберрацию все равно не удалось. Ее сводят к минимуму лишь в небольшой области спектра: в желто-зеленой, если телескоп предназначен для визуальных наблюдений, и в голубой, если для фотографических. Оба крупнейших в мире рефрактора, Ликский и Йерксский, - визуальные, с объективами диаметром около 1 м. Оба были построены в конце XIX в. и установлены на экваториальных монтировках немецкого типа, какие делал Фраунгофер. Заготовки для линз их объективов были отлиты во Франции, а сами объективы изготовила знаменитая американская фирма «Алван Кларк и сыновья».

Хотя ахроматические объективы уже применялись, рефракторы все равно делали весьма длинными. Отчасти это диктовалось желанием окончательно устранить хроматическую аберрацию, но были и другие соображения. Дело в том, что размер изображения в фокальной плоскости объектива зависит от его фокусного расстояния. У 40-дюймового Йерксского рефрактора фокусное расстояние 19 м, при котором угол в 0,5″, соответствующий высочайшей четкости изображений при абсолютно спокойной атмосфере, эквивалентен расстоянию 37 мкм в фокальной плоскости. Примерно такого же размера и зерно фотоэмульсии. Поэтому такой телескоп мог фиксировать на фотопластинках самые четкие изображения. Да и визуально рассматривать в него крупные изображения тесных двойных звезд и мелких деталей на поверхности планет было очень удобно. У Йерксского рефрактора диаметр лунного диска в фокусе получается около 17 см. Размер фотопластинок у этого телескопа 20×25 см, так что полная Луна легко умещается на них. Длиннофокусные рефракторы позволили получить прекрасные фотографии целиком всего лунного диска. Заметим, что астрономы для съемки неба всегда использовали не пленку, а именно стеклянные фотопластинки из-за их высокой жесткости: даже через 100 лет хранения они не деформируются и позволяют измерять относительное положение звездных изображений с точностью до 3 мкм, что для крупных рефракторов, подобных Йерксскому, соответствует на небе дуге в 0,03″.

Представление о крупнейшем в мире рефракторе дают следующие цифры: основание монтировки Йерксского телескопа имеет высоту 13 м и весит 50 т. Полярная и экваториальная оси вместе весят 5 т. Часовой механизм с приводом на большую шестерню в верхней части полярной оси весит 20 т. Труба телескопа имеет в длину 18,5 м и весит 6 т. У Ликского телескопа труба при длине 17,4 м и диаметре 1,22 м весит около 12 т.

Попытки создать рефракторы крупнее Йерксского оказались неудачными. Более крупные объективы для полноповоротных телескопов вообще никогда не изготавливались. На Парижской выставке 1900 г. демонстрировался неподвижный горизонтальный телескоп-рефрактор с объективом 125 см и сидеростатом (система из двух плоских вращающихся зеркал) для наведения на объекты, но для научной работы он не использовался. До тех пор, пока линзы делаются из стекла, изготовить объективы большего размера не удастся. Даже если оптическое качество стеклянного диска окажется превосходным, огромные линзы будут прогибаться под собственным весом.

Хотя в XX в. строительство рефракторов продолжалось, все они имели скромный диаметр (20-40 см) и предназначались либо для публичных обсерваторий, либо для фотографирования больших площадок неба, поскольку линзовый объектив легче сделать широкоугольным, чем зеркальный.

Но зеркальные объективы имеют несколько важных преимуществ. Поскольку свет отражается от их наружной поверхности, оптическое качество стекла не имеет значения. К тому же зеркало можно поддерживать снизу, чтобы оно не гнулось. Его вес можно значительно снизить, придав ему форму пчелиных сот. Труба и монтировка у рефлектора, в котором тяжелое зеркало находится снизу, значительно проще, чем у рефрактора сравнимого размера, у которого объектив вынесен далеко от осей вращения. Все это определило победу крупных рефлекторов над достигшими своего предела рефракторами.

Сейчас в мире работают сотни крупных рефлекторов; около 30 из них имеют апертуру (полезный диаметр зеркала) более 4 м. Как правило, это телескопы со сменными вторичными зеркалами, что позволяет, в зависимости от задачи, вести наблюдения в первичном фокусе главного зеркала или по оптической схеме Ньютона, Кассегрена, Несмита или куде́ (от фр. coude - изгиб). Каждая из них имеет свои преимущества. В первичном (главном) фокусе минимальны потери света, но неудобно работать, так как он находится на вершине телескопа, да и громоздкую аппаратуру там расположить нельзя. В фокусе Кассегрена больше масштаб изображения и удобнее работать (он внизу). Фокус Несмита, выведенный в ось склонений, и особенно фокус куде, выведенный в полярную ось, позволяют использовать тяжелую светоприемную аппаратуру, например спектрографы высокого разрешения.

XX век стал эпохой триумфа больших рефлекторов. В первой половине века ими располагала обсерватория Маунт-Вилсон, созданная вблизи Лос-Анджелеса по инициативе Джорджа Эллери Хейла (1868-1938), блестящего астронома и организатора науки. Именно он в начале своей карьеры стимулировал создание 40-дюймового рефрактора и сам с 1895 по 1905 гг. возглавлял Йерксскую обсерваторию. Убедившись в ограниченных возможностях равнинных обсерваторий и рефракторов, Хейл с помощью Фонда Карнеги основал горную обсерваторию Маунт-Вилсон на юге штата Калифорния, на высоте 1742 м. Для изучения Солнца на ней были созданы крупнейшие в мире башенные телескопы, а первым «ночным» инструментом стал 60-дюймовый (1,5 м) рефлектор «Хейл», названный так в честь отца астронома, Уильяма Хейла, финансировавшего изготовление зеркала. Этот телескоп с 1908 по 1917 гг. держал мировое первенство и прославился выполненными на нем важными работами в области звездной спектроскопии и изучения галактик. Ныне этот инструмент завершил свою работу для науки и стал доступным для публики (в июне 2009 г. за полночи наблюдений на нем нужно было заплатить 900 долларов).

В 1917 г. на обсерватории Маунт-Вилсон начал работать 100-дюймовый (2,5 м) рефлектор «Хукер», остававшийся крупнейшим в мире до 1948 г. Его зеркало, оплаченное американским меценатом Дж. Хукером, отлили во Франции, а полировал его с 1910 по 1915 гг. знаменитый американский оптик и конструктор телескопов Джордж Ричи (1864-1945). Труба телескопа была укреплена во вращающейся прямоугольной раме, игравшей роль полярной оси. Имеющая две опоры - на северном и южном концах, такая монтировка (ее называют английской) обладает высокой прочностью, но не позволяет наблюдать звезды вблизи полюса. Этот телескоп знаменит тем, что на нем впервые был измерен размер некоторых звезд (А. Майкельсон и Ф. Пиз, 1920-1923 гг.) и с его помощью Э. Хаббл осуществил большинство своих исследований в «царстве туманностей». В 1985 г. работа на телескопе была прекращена, но его решили сохранить как реликвию. Однако в 1992 г. он был модернизирован и вновь стал использоваться.

В 1948 г. с помощью Рокфеллеровского фонда был создан и до 1975 г. оставался крупнейшим в мире 200-дюймовый (5 м) рефлектор «Хейл» на обсерватории Маунт-Паломар в Калифорнии. На этот раз телескоп был назван именем сына-астронома, Джорджа Эллери Хейла, организовавшего его строительство. Полярная ось телескопа тоже выполнена в виде рамы, но ее северная сторона сделана в форме подковы, что позволяет наблюдать околополярные звезды. Плавное вращение 540-тонного телескопа обеспечивается тем, что подковообразная опора «плавает» на тонком слое масла, нагнетаемом под давлением 20 атмосфер. На верхнем конце ферменной трубы телескопа находится небольшая кабина, в которой астроном ведет наблюдения в фокусе главного зеркала, на расстоянии 17 м от него. С помощью сменных вторичных зеркал телескоп может работать в системах Кассегрена или куде с эквивалентными фокусными расстояниями соответственно 81 или 152 м.

С 1975 по 1991 гг. крупнейшим был 6-метровый рефлектор БТА (Большой телескоп альт-азимутальный) Российской академии наук, установленный в Специальной астрофизической обсерватории (САО) близ станицы Зеленчукская на Северном Кавказе, на высоте 2170 м. Фокусное расстояние главного зеркала этого телескопа 24 м, масса главного зеркала - 42 т, а весь телескоп весит 850 т. Этот колоссальный инструмент был спроектирован Б.К. Иоаннисиани и построен в Ленинграде на фирме ЛОМО. Телескоп БТА завершил эволюцию классических рефлекторов с жесткими монолитными зеркалами. Требование жесткости при диаметре более 6 м делает их безнадежно тяжелыми. Уже создатели телескопа БТА в борьбе с весом были вынуждены искать нетрадиционные решения. БТА стал первым современным телескопом, установленным на альт-азимутальной монтировке, имеющей вертикальную и горизонтальную оси вращения. Это существенно упростило конструкцию телескопа (рис. 3.21) и уменьшило размер его башни, хотя для компенсации суточного вращения Земли приходится вращать инструмент вокруг двух осей с переменной скоростью. Теперь по такой схеме строят все крупные телескопы.

Нужно заметить, что зеркала телескопов давно уже не покрывают серебром. В 1930-е гг. Р. Уильямс, Дж. Стронг и Ч. Картрайт разработали технику алюминирования зеркал. Их помещают в вакуумную камеру, где под действием электрического тока испаряются алюминиевые проволочки, и тонкая алюминиевая пленка покрывает поверхность зеркала, сообщая ей лучшие отражающие свойства, чем это делало серебро. На воздухе отражающая поверхность тотчас же покрывается прозрачной пленкой окиси алюминия толщиной всего в один атом, которая не дает зеркальному слою тускнеть. Но все же раз в несколько лет зеркало приходится алюминировать заново, поэтому рядом с каждым крупным телескопом есть вакуумная камера соответствующего диаметра.

Мы еще вернемся к современным большим телескопам, а сейчас обсудим специализированные инструменты среднего калибра, играющие очень важную роль в исследовании Солнечной системы. Одна из проблем ее изучения заключается в том, что мы находимся внутри нее. Поэтому, чтобы искать новые объекты Солнечной системы и изучать уже открытые, астрономы должны наблюдать все небо, во всех направлениях. К сожалению, с помощью обычного рефлектора можно сфотографировать лишь маленькую область на небе. Основная причина в том, что эти телескопы страдают двумя аберрациями - комой и астигматизмом, которые сильно искажают изображения звезд при удалении от оптической оси телескопа. Например, в главном фокусе 5-метрового Паломарского рефлектора поле с хорошим изображением имеет размер почтовой марки и покрывает на небе площадку с угловым размером 2,5′×2,5′. Разместив перед фотопластинкой специальный линзовый корректор, можно частично исправить искажения на краях, увеличив размер хорошего поля зрения в 10-15 раз. Но и при этом классический рефлектор имеет небольшое поле зрения, едва достигающее углового размера Луны. С таким телескопом невозможно проводить поисковые или патрульные работы, когда за короткое время требуется сфотографировать значительную часть неба.

Широкоугольный телескоп был создан в 1932 г. эстонским оптиком Бернхардом Шмидтом (1879-1935) на Гамбургской обсерватории. Он использовал сферическое главное зеркало, поставив перед ним для исправления сферической аберрации тонкую линзу сложной формы, так называемую коррекционную пластину. Она очень трудна в изготовлении и, будучи размещена в центре кривизны, на удвоенном фокусном расстоянии от зеркала, делает трубу инструмента довольно длинной. Но преимущества этой системы так велики, что в мире уже создано немало подобных телескопов; их называют камерами Шмидта, поскольку используют только для фотографирования неба. Крупнейшая изготовлена фирмой «Карл Цейсс» и находится в обсерватории им. К. Шварцшильда близ Йены (Германия). Построенная в 1960 г., она имеет сферическое зеркало диаметром 200 см с фокусным расстояние 400 см и коррекционную пластину диаметром 134 см (рис. 3.22). Поле зрения хорошего качества при этом 4,7°×4,7°. Любопытно, что этот телескоп может также работать по схеме Несмита и куде.

Вторая по размеру камера Шмидта работает с 1948 г. на обсерватории Маунт-Паломар и имеет зеркало диаметром 183 см и пластину 122 см. На фотопластинке 35×35 см она фотографирует область неба размером 6°×6°. С помощью этого инструмента создан знаменитый Паломарский атлас неба и обнаружено множество астероидов и спутников планет. Но поскольку эта камера находится в Северном полушарии, ей недоступны наиболее южные части неба. Поэтому в 1973 г. в Австралии, на англо-австралийской обсерватории в Сайдинг Спринг была построена точно такая же камера для обзоров южного неба. Одним из крупнейших телескопов этого типа является также космический телескоп «Кеплер» (NASA), запущенный в марте 2009 г. Он имеет зеркало диаметром 1,4 м и пластину 0,95 м. Этот инструмент предназначен для поиска планет земного типа у других звезд.

В 1941 г. русский оптик Дмитрий Дмитриевич Максутов (1896-1964) изобрел новую систему широкоугольного телескопа. В ней тоже используется сферическое зеркало, но его аберрация устраняется не сложной коррекционной пластиной, как у Шмидта, а значительно более простым в изготовлении мениском - тонкой выпукло-вогнутой линзой со сферическими поверхностями. Эта конструкция в разных модификациях нашла широкое применение при производстве как телескопов, так и длиннофокусных фотообъективов. Крупные камеры Максутова используют для массовой спектральной классификации звезд, помещая перед мениском тонкую стеклянную призму, превращающую изображение каждой звезды в ее маленький спектр. А среди любителей астрономии весьма популярны телескопы системы Максутова - Кассегрена, у которых вторичным зеркалом служит центральная часть мениска, покрытая отражающим слоем алюминия. У таких телескопов много преимуществ: при большом диаметре они короткие, обладают большим полем зрения и удобны в эксплуатации, поскольку мениск защищает зеркало от пыли и повреждений.

Как известно, первый телескоп был изобретен Галилеем. Даже с помощью такого сравнительно простого инструмента (телескоп имел всего лишь 30-кратное увеличение) он смог сделать ряд важных открытий: горы на Луне, спутники Юпитера, а также то, что Млечный путь в действительности состоит из огромного количества звезд. С тех пор прошло значительное количество времени, и телескопы стали значительно мощнее и разнообразнее.

Первое и классическое направление среди всех телескопов, существующих сегодня, заданное еще Галилеем, — это оптические телескопы. Они работают в том же диапазоне длин волн, что и человеческий глаз; иными словами – снимки, полученные на таких телескопах, можно рассматривать без всякой обработки. В чем состоит задача любого телескопа? Он должен собирать как можно больше света, чтобы с его помощью можно было разглядывать все более и более тусклые объекты, которые не видны невооруженным взглядом. А это означает, что необходимо все больше и больше увеличивать площадь собирающего зеркала телескопа. Таким образом, общей тенденцией в конструировании телескопов (и не только оптических) является постоянное увеличение площади их зеркал.

Однако такое увеличение размеров не может идти беспредельно. Одной из причин здесь являются проблемы механического характера – крепление зеркала, прочность и вес. Кроме того, изготовление точных зеркал большого размера (их профиль должен быть параболическим) требует и уникальных методик их отливки. Поэтому сегодняшнее телескопостроение идет по пути использования нескольких зеркал меньшего размера вместо одного большого. Так, например, Большой бинокулярный телескоп (Large Binocular Telescope, LBT) использует два зеркала диаметром 8.4 метра, которые совместно собирают столько же света, сколько и одно зеркало диаметром 11.8 метра. Более того, LBT имеет разрешающую способность 22.8-метрового телескопа, так как он использует наиболее современную адаптивную оптику и совмещает изображения интерферометрическим способом. Применение таких методик связано с необходимостью компенсировать дрожание атмосферы, которое проявляется в размытии снимков, и, фактически, стало неотъемлемой частью любого современного наземного телескопа.

Для чего главное зеркало составляют из множества отдельных зеркал? На первый взгляд может показаться, что делают так лишь для того, чтобы избежать трудностей изготовления сплошного цельного зеркала большого диаметра. Это тоже играет роль, но главная причина в другом. Дело в том, что отдельные небольшие зеркала делают управляемыми, реализуя тем самым принцип адаптивной оптики. Этот принцип состоит в следующем. От телескопа требуется получить как можно более ясное изображение удаленной звезды, которое должно выглядеть одной точкой. (Большие объекты вроде галактик могут рассматриваться как множество точек.) Свет от далекой звезды распространяется в виде сферической волны, проходящей огромное расстояние в космическом пространстве. Практически фронт волны, достигшей Земли, можно считать плоским из-за гигантского радиуса сферы — расстояния до звезды. Но прежде чем попасть в телескоп, волна проходит через земную атмосферу, и турбулентность воздуха (случайные изменения плотности из-за вариаций температуры и других параметров под действием ветровых потоков) нарушает плоскую форму фронта. Изображение искажается. Адаптивная оптика призвана скомпенсировать отклонения и восстановить изначальную (плоскую) форму волнового фронта. Идея такой коррекции состоит в том, чтобы до того, как свет соберется в фокусе телескопа, намеренно внести в приходящий волновой фронт такие же искажения, как и обусловленные турбулентностью, но с обратным знаком. Наиболее естественный путь для этого — разделить главное зеркало на отдельные зоны и измерить наклон волнового фронта в каждой. После обработки быстродействующими электронными схемами эта информация используется для управления корректорами, изгибающими отдельные зоны зеркала так, что часть волны, которая приходит позже, проходит более короткий путь до фокуса. Для этого на зеркало с обратной стороны наклеиваются пьезоэлектрические толкатели. Нетрудно понять, что именно разбивать на зоны проще на отдельных зеркалах. Процесс измерения геометрии волнового фронта и регулировки кривизны поверхности зеркала занимает несколько сотых долей секунды. Когда адаптивная оптика работает должным образом, все части волнового фронта приходят в точку фокуса одновременно, давая предельно четкое изображение. При использовании адаптивной оптики в телескопах возникают две фундаментальные проблемы. Первая из них состоит в том, что для измерения искажений волнового фронта требуется достаточно большое количество света. Поэтому эффективная компенсация влияния атмосферной турбулентности при наблюдении слабых объектов (а именно они больше всего интересуют астрономов) возможна только тогда, когда достаточно близко от объекта находится яркая звезда. Подсчитано, что для уверенной работы адаптивной системы в видимой области спектра при средних условиях яркость этой опорной звезды должна быть такой, чтобы в каждую зону апертуры телескопа размером 10.10 см попадали бы по крайней мере 10 тысяч фотонов в секунду. Чтобы удовлетворить этому требованию, опорная звезда должна быть как минимум 10 величины по яркости. В среднем только три такие звезды обнаруживаются в каждом квадрате неба размером в один градус.

Это ограничение было бы приемлемым, если бы не было второй фундаментальной проблемы: адаптивная компенсация эффективна лишь в пределах крайне небольшой области неба, ограниченной так называемым изопланатическим углом (углом равных плоскостей), который в видимом диапазоне длин волн обычно менее 5 секунд дуги. На больших площадях изменение турбулентности слишком отличается от значения, измеренного датчиком волнового фронта, чтобы получить хорошее изображение. Таким образом, только в центре обеспечивается хорошая коррекция, а на краях поля зрения качество изображения снижается, причем довольно сильно по мере удаления от центральной зоны. По этой причине большинство участков неба непригодно для применения адаптивной оптики с естественными опорными звездами. Имеются два пути преодоления этих ограничений. Первый — работать на более длинных (инфракрасных) волнах, для которых эффекты турбулентности проявляются гораздо слабее. Зона коррекции при этом увеличивается. Кроме того, искажения волнового фронта на больших протяженностях происходят медленнее, появляется больше времени для «сбора» света, и можно использовать в качестве опорных менее яркие звезды. Далее, изопланатический угол с увеличением длины волны становится больше. Следовательно, возрастает площадь, на которой можно достичь эффективной компенсации. В итоге появляется возможность использовать видимые опорные звезды для выполнения инфракрасных наблюдений на гораздо больших участках неба, чем при наблюдениях в видимой области спектра.

Второй путь состоит в применении лазеров для создания искусственных опорных звезд — лазерных маяков. Интересно, что этот подход был случайно найден исследователями Линкольновской лаборатории Массачусетского технологического института и Лаборатории Филлипс ВВС США при работе по программе СОИ — Стратегической оборонной инициативы (известной у нас как программа «звездных войн»). В 1980-х годах они изучали вопросы создания лазерного оружия, способного поражать цели, летящие в верхних слоях атмосферы и выше. Так как лазерный пучок подвергается тем же атмосферным искажениям, что и свет звезды, решено было применить принципы адаптивной оптики. В 1982 году исследователи начали использовать компенсирующую систему с 69 корректорами для устранения искажений лазерного пучка, направляемого с Земли в космос. В одном из экспериментов космический корабль Дискавери (Шаттл) был оборудован рефлектором для отражения лазерного пучка обратно к Земле, где его использовали для измерения атмосферных искажений. В последующих испытаниях рефлекторы ставились на ракетах, поднявшихся на высоту 600 километров. Вводя информацию о состоянии атмосферы в систему управления гибким зеркалом, исследователи смогли пропустить второй пучок через атмосферу без искажений и сфокусировать его на корпусе ракеты. Найденный для военных целей принцип модифицировали для применения в астрономии, а лазеры стали использовать для создания искусственных опорных звезд в верхней атмосфере. Чтобы расширить область небесной сферы, в пределах которой можно было бы компенсировать атмосферные искажения, ученые обсерватории Джемини предлагают так называемую мультисопряженную адаптивную оптику (MCAO — Multiconjugate Adaptive Optics), предусматривающую использование многих датчиков волнового фронта для компенсации влияния турбулентности в широком веере направлений. Планируется использовать пять относительно ярких лазерных опорных звезд, образующих Х-образную конфигурацию. Расстояние от центральной звезды до остальных лежит в диапазоне от 1/2 до 3/4 угловой минуты. Эти искусственные звезды предполагается создать следующим образом. Лазеры на ксеноне мощностью порядка 10 Вт «нацеливаются» на слой паров натрия, выброшенный с борта ракеты на высоте около 90 километров. Лазерный свет с длиной волны 589 нм вызывает флуоресценцию атомов натрия — возникает «лазерная звезда». Поскольку лазерный маяк находится гораздо ближе к телескопу, чем естественная звезда, он испускает конический (а не цилиндрический) пучок, проходящий только через часть турбулентного слоя. Этот недостаток особенно проявляется в случае большой апертуры телескопа. Для его устранения необходимо, чтобы система МСАО имела несколько маяков. Пятна от лазерных звезд, накладываясь друг на друга с некоторым смещением, полностью заполняют турбулент ный объем, как и при использовании естественной опорной звезды.

Уместно сказать несколько слов о следующем. Давно известна радикальная возможность полностью избавиться от влияния атмосферы: вынести телескоп в космос. Такие космические телескопы существуют; из них наиболее известен созданный в США Большой космический телескоп Хаббл с диаметром главного зеркала 2,4 метра. В СРСР также были разработаны (но не реализованы) несколько проектов космических телескопов: «Ломоносов», АИСТ (Астрометрический искусственный спутник-телескоп) и другие. Может возникнуть вопрос: зачем астрономы продолжают строить большие наземные телескопы, когда можно полностью снять проблему влияния атмосферы, используя космические? Ответ прост: космические телескопы требуют огромных денежных затрат на сооружение и эксплуатацию, значительно превышающую стоимость наземных телескопов, даже оснащенных системами адаптивной оптики. Космический телескоп Хаббл дает высокое качество изображения, но не может обнаружить слабые объекты, доступные большим наземным телескопам нового поколения: для этого его апертура слишком мала. А применение адаптивной оптики позволит наземным телескопам сравняться по качеству изображения с Хабблом.

Но вернемся обратно к наземной астрономии. В каких диапазонах можно вести наблюдения здесь? Основные ограничения здесь связаны с прозрачностью атмосферы, то есть с ее возможностью пропускать те или иные длины волн. Основное направление здесь – это радиоастрономия, которая зародилась еще в 1950-х годах (можно вспомнить такие крупные классические радиотелескопы, как Серпуховский или Arecibo). Сегодняшние наземные телескопы осваивают еще оставшиеся неизученными участки этого диапазона длин волн. Так, например, обсерватория APEX в Чилийских Андах будет исследовать субмиллиметровый диапазон (длины волн 0.2-1.5 мм). Ее телескоп позволит астрономам изучать химические и физические условия в молекулярных облаках – плотных газопылевых образованиях – где происходит формирование звезд.

Эксперты предполагают, что через 40 лет наземные телескопы могут стать бесполезными. По словам профессора Джерри Гилмора из Кембриджского института астрономии, это может произойти из-за увеличения облачного покрова, которое будет вызвано выхлопами самолётов, а также из-за изменения климата, сообщает BBC.

Такие прогнозы строятся на основе прогрессии увеличения воздушных перелётов за последние годы. Профессор Гилмор также заявляет, что в основном вину стоит возлагать на дешёвые рейсы, которых становится всё больше и больше.

Изменение климата, а именно глобальное потепление, повысит уровень испарений, что, соответственно, повлечёт за собой увеличение облачного покрова. Оно скажется на эффективности как оптических, так и инфракрасных астрономических инструментов, так что наблюдения с помощью них придётся производить из космоса. На работе радиотелескопов это не отразится.

Что касается выхлопов самолётов, то сначала они выглядят как небольшие дорожки, но в дальнейшем, рассеиваясь, становятся неотличимы от перистных облаков, существенно затрудняя обзор.

Гилмор заметил, что сейчас над некоторыми крупными обсерваториями уже запрещены полёты лайнеров. Он, однако, добавил, что всё же большинство обсерваторий находится вблизи известных курортов, а именно на Канарских островах, Гавайях и в Южной Америке, где количество рейсов в ближайшее время будет только возрастать.

Описанные факторы уже повлияли на строительство ELT, телескопа-гиганта, который будет искать планеты в других звёздных системах. Он будет сооружён в Антарктиде, так как над этим материком преобладает сравнительно небольшая облачность, и он находится вдали от маршрутов коммерческих авиаперевозок.

Особенно перспективно использование в телескопах нового поколения метода интерферометрии с большой базой. Этим методом можно измерять угловые диаметры астрономических объектов. Звездный интерферометр представляет собой два укрепленных на общей раме зеркала, причем расстояние между ними (длину базы) можно изменять. Свет от звезды, попадающий на оба зеркала, делится на два пучка, которые при помощи вспомогательных зеркал и линзы сводятся вместе и образуют интерференционную картину в виде чередующихся темных и светлых полос. Существенно, что интерференционная картина возникает только тогда, когда разность хода пучков близка к нулю (для белого света — не более 2-3 мкм). Ориентировка базы перпендикулярно направлению на звезду обычно обеспечивает необходимое уравнивание оптических путей пучков. Работа звездного интерферометра основана на зависимости контраста (резкости, четкости) интерференционных полос от длины базы. Изменяя длину базы до получения минимального контраста (картина полностью размывается, полосы неразличимы), можно определить угловой диаметр звезды. Чем длиннее база D, тем меньший угловой диаметр q можно измерить, то есть разрешающая способность интерферометра определяется отношением l/D, где l — длина волны света. В первом звездном интерферометре Майкельсона максимальная величина базы составляла 6 метров. Чтобы повышать разрешение дальше, необходимо было увеличивать базу. Так возникла идея складывать пучки, собранные отдельными телескопами. Свет от звезды приходит на оба телескопа и через оптическую систему, включающую в себя кроме главного и вспомогательного несколько плоских зеркал (так называемая система кудэ, от французско го coude — ломаный), направляется в общее приемное устройство, расположенное в центральной лаборатории. При этом в одном из телескопов свет проходит через оптическую линию задержки, длина которой регулируется таким образом, чтобы разность хода приходящих на телескопы световых пучков была равна нулю. При нулевой разности хода на приемном устройстве возникает интерференционная картина. Далее измерительная процедура аналогична используемой в звездном интерферометре Майкельсона. Такой принцип применен в упоминавшемся выше телескопе VLT. Этот телескоп не имеет аналогов. Он состоит из четырех отдельных 8-метровых телескопов; сооружение последнего, четвертого телескопа планируется завершить в следующем году. Эти телескопы могут либо использоваться независимо, либо работать единой группой, объединяясь с тремя подвижными вспомогательными 1,8-метровыми телескопами, образуя уникальный оптический VLT-интерферометр (VLTI).

Поле зрения каждого из телескопов в интерферометре VLTI составляет 2 угловые секунды. Используя различные длины и ориентации базовых линий (расстояний между телескопами), можно добиться углового разрешения, которое получалось бы от одного телескопа с диаметром объектива, равным наибольшей длине базы, — 130 метров для четырех 8-метровых телескопов и 200 метров для трех 1,8-метровых вспомогательных телескопов. Конечно, существует еще много проблем, возникающих перед создателями уникальных больших телескопов нового поколения. Например, необходимо свести к минимуму тепловые деформации внутри куполов. Для этого температура в них должна быть такой же, как снаружи. Это достигается различными способами. При вращении телескопа перед ним образуется турбулентный слой воздуха, и этот эффект тоже стремятся минимизировать. Телескопы Субару и VLT имеют вращающийся купол, не допускающий независимое вращение телескопа внутри купола. Обсерватории Кек и Джемини более традиционны: они используют сферический купол, в котором телескоп может независимо вращаться. В результате изучения динамики движения воздушных потоков, возникающих при вращении телескопа, обсерватория Субару остановилась на цилиндрической форме купола. В обсерватории Джемини применяются большие боковые окна для естественной вентиляции. Меры, предпринимаемые для изоляции от теплового излучения посторонних источников, дают возможность вести наблюдения не только в видимой, но и в ближней и средней инфракрасной областях спектра. Интерес к этому диапазону продиктован тем, что в нем наблюдаются большие величины красного смещения (сдвига спектральных линий в сторону более длинных волн, свидетельствующего о разбегании галактик: чем больше смещение, тем более удалена галактика), меньше искажения, вносимые атмосферой. Инфракрасное излучение проникает сквозь газовые и пылевые облака в галактиках и туманностях лучше, чем видимый свет, и поэтому построенные в последние годы многоэлементные «оптические антенны» предназначены для работы в длинноволновом диапазоне. Следует также учитывать, что адаптивная оптика, один из главных элементов интерферометрических систем, гораздо лучше работает в инфракрасной области спектра.

Наземные телескопы, при всех их усовершенствованиях, никогда не смогут достичь разрешающей способности, возможной для космических телескопов, не подверженных влиянию атмосферы. И хотя выше уже упоминалось о баснословно высокой стоимости проектов с вынесением телескопов в космос, некоторые астрономы тем не менее полагают, что следующим поколением астрономических приборов будут большие космические телескопы с апертурой 8 метров. Неизвестно, когда это произойдет и произойдет ли вообще. Во всяком случае, следует согласиться с мнением, что космические и наземные телескопы должны скорее дополнять друг друга, нежели конкурировать. Космические телескопы могут выполнять наблюдения в диапазонах длин волн, недоступных для наземных телескопов из-за сильного поглощения в атмосфере, например в ультрафиолетовой или рентгеновской областях спектра. Наземные же телескопы с большими апертурами и базами подходят для наблюдений в области длинных волн, для которых турбулентные эффекты легче компенсировать. И есть все основания присоединиться к словам Фредерика Су, опубликовавшего недавно в ежемесячнике «OE Reports» статью о современных наземных телескопах: «Эти новые телескопы с их новой технологией возвещают наступление золотого века в астрономии. Они дадут возможность получить ясные картины меняющейся Вселенной и, проникая в нее более глубоко, возможно, поставят новые вопросы перед теоретиками».