ФизМат БАНК / Статьи по физике / Зачем астрономам нужны большие телескопы?

Зачем астрономам нужны большие телескопы?

Для начала выясним, что же такое телескоп, откуда и когда он появился, для чего он нужен и как устроен.
История развития.
Телескоп – оптический прибор, позволяющий увеличить размеры далеко отстающего от глаза объекта и как будто приблизить его к наблюдателю. Люди не сразу изобрели телескоп, началом данному прибору послужило изобретение зрительной трубы. В 1608 году ее изобрел голландский очковый мастер Иоанн Липперсгей. Однако патента на свое изобретение так и не получил, потому что данный прибор был и у других мастеров, таких как: Захарий Янсн и Якоба Метиуса. Ученые считают, что подзорные трубы были известны ранее, ещё в 1605 году. В «Дополнениях в Вителлию», опубликованных в 1604 г. Кеплер рассмотрел ход лучей в оптической системе, состоящей из двояковыпуклой и двояковогнутой линз. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа (причем как однолинзового, так и двухлинзового) были обнаружены ещё в записях Леонардо Да Винчи датируемых 1509-м годом. Сохранилась его запись: «Сделай стекла, чтобы смотреть на полную Луну» («Атлантический кодекс»).
Первым человеком, который направил зрительную трубу в небо, стал Галилео Галилей. Именно это и послужило идеей создания телескопа. Так в 1609 году он создал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением. В том же году он соорудил телескоп с восьмикратным увеличением длиной около полуметра. Благодаря этому телескопу Галилео сделал ряд значительных открытий в астрономии.
Термин «телескоп» в 1611 году предложил греческий математик Джованни Демизиани для одного из инструментов Галилея. Сам Галилей называл своё изобретение – perspicillum.
И так, что же представляет собой телескоп? Телескоп представляет собой трубу, установленную на монтировке, снабженной осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом. Телескоп фокусируется при помощи фокусера (фокусировочного устройства). Главным параметром «мощности» телескопа является линза. Именно она отвечает за увеличение телескопа.
Линзы.
Проходя через линзы, для изготовления которых применяются такие прозрачные вещества, как стекло и плексиглас, световые лучи в зависимости от формы линзы могут расходиться в разные стороны или собираться в одну точку. Это происходит благодаря явлению преломления света на границе двух сред. Каждая из двух сторон линзы является частью сферической поверхности, а прямая, проходящая через центры соответствующих сфер, называется ее оптической осью (рис. 8.1). Линза, толщина которой увеличивается в направлении от ее края к центру, является собирающей. Если же толщина линзы уменьшается — линза будет рассеивающей. Собирающая линза сводит параллельный пучок света, прошедший через нее, в одну точку F, лежащую на оптической оси и называющуюся фокусом линзы. Излучение точечного источника света, помещенного в фокусе линзы, преобразуется ею в параллельный пучок света. Расстояние от линзы до ее фокуса называется фокусным расстоянием.

Рис. 8.1. Выпуклая и вогнутая линзы.


Рис. 8.2. Линза и ее фокусное расстояние.

На рис. 8.2 представлены параллельные световые лучи, падающие на линзу с противоположных сторон и собирающиеся соответственно в точках F и F'. В зависимости от своего
положения относительно линзы фокус называется передним или задним. У линз, поверхности которых имеют одинаковые радиусы кривизны, оба фокусных расстояния равны между собой.

Параллельный пучок света, прошедший через рассеивающую линзу, расходится в разные стороны, при этом продолжения преломленных лучей пересекаются в точке F, лежащей на оптической оси и называемой фокусом рассеивающей линзы. У этой линзы тоже есть передний и задний фокусы, а расстояние от линзы до фокуса называется фокусным расстоянием.


Рис. 8.3. Изображение, даваемое собирающей линзой.

Изображение, создаваемое собирающей линзой. Пусть из точки А (рис. 8.3), находящейся вдали от переднего фокуса линзы, распространяются световые лучи, которые, пройдя через линзу, собираются затем в точке А'. Точка А' называется оптическим изображением точки А. Изображение А' точки А, создаваемое линзой, можно легко получить, воспользовавшись тремя следующими условиями. Согласно первому, луч, проходящий через центр линзы, не изменяет направления своего распространения. Второе предполагает, что луч, идущий через
передний фокус линзы после преломления в ней, распространяется в направлении, параллельном оптической оси, и, наконец, третье: луч, проходящий параллельно оптической оси после преломления в линзе, направляется через задний фокус линзы. Все три луча пересекаются в одной точке А', которая и будет изображением точки А. Чтобы построить оптическое изображение предмета, например отрезка PQ, следует, пользуясь вышеизложенным способом, построить изображения всех его точек. Совокупность их будет действительным изображением P'Q' отрезка PQ. Полученное изображение будет перевернутым, в чем легко убедиться, если поместить за линзой экран.
Применение и классификация телескопов.
Телескоп предназначен для того, чтобы видеть предметы на очень большом расстоянии, например планеты, звезды и т.д. Благодаря данному изобретению человечество может изучать не только нашу планету, но и космическое пространство. В настоящее время ведется активное изучение космического пространства. Именно для этой цели ученые изобретают телескопы с огромным увеличением. Например, у космического телескопа Хаббл до 2002 года максимальное увеличение было около 30000 крат.


Рис.8.4. Космический спутник Хаббл

Наверняка вы слышали о таком замечательном приложении Google Maps. С помощью этого приложения мы можем получить подробную карту любой местности. Откуда же берутся эти карты, фотоснимки? Дело в том, что существуют космические телескопы. Они обладают большим увеличением, поэтому мы можем получать карты, снимки любой местности на Земле. Ещё одним видом телескопов является радиотелескоп. Они нужны для исследования космических объектов в радиодиапазоне Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр — чувствительный радиоприемник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона.


Рис. 8.5. Радиотелескоп

В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приемников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры. При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Примером такой сети может служить американская система VLBA (англ. Very Long Baseline Array). С 1997 по 2003 год функционировал японский орбитальный радиотелескоп HALCA (англ. Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), включенный в сеть телескопов VLBA, что позволило существенно улучшить разрешающую способность всей сети. Российский орбитальный радиотелескоп Радиоастронтакже планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра. Теперь перечислим самые крупные телескопы мира.
На данный момент крупнейшими в мире телескопами-рефлекторами являются два телескопа Кека, расположенные на Гавайях. Keck-I и Keck-II введены в эксплуатацию в 1993 и 1996 соответственно и имеют эффективный диаметр зеркала 9,8 м. Телескопы расположены на одной платформе и могут использоваться совместно в качестве интерферометра, давая разрешение, соответствующее диаметру зеркало 85 м.


Рис. 8.6. Телескопы Кека

Крупнейший в Евразии телескоп БТА находится на территории России, в горах Северного Кавказа и имеет диаметр главного зеркала 6 м. Он работает с 1976 и длительное время был крупнейшим телескопом в мире.


Рис. 8.7. Телескоп БТА

На конец 2005 планируется ввод в эксплуатацию телескопов Gran Telescopio Canarias на Канарских островах с диаметром зеркала 10,4 м и Southern African Large Telescope в ЮАР с диаметром зеркала 11 м.


Рис. 8.8. Телескоп Gran Telescopio Canarias

На данный момент 40-дюймовый (1.02 метра) телескоп-рефрактор, изготовленный Элвеном Кларком и расположенный в Еркской Обсерватории (Чикаго) остаётся самым большим рефракторным телескопом из когда-либо использовавшихся.


Рис.8.9.Телескоп-рефрактор

Самый большой телескоп на Земле безусловно находится в Обсерватории Аресибо (Arecibo) близ одноименного города в Пуэрто-Рико. Управляемая SRI International — научно-исследовательским институтом от Стэнфордского университета, Обсерватория участвует в радиоастрономии, радарных наблюдениях за солнечной системой и в исследовании атмосфер других планет. Огромная тарелка была построена в 1963 году


Рис. 8.10. Телескоп Аресибо

Увеличение, даваемое телескопом.
А теперь взглянем на те же две звезды в обыкновенный школьный телескоп. В поле зрения телескопа мы увидим, что Мицар на самом деле представляет собой не одну звезду, а состоит из двух близко расположенных звезд. Такие пары звезд принято называть двойными звездами. В телескоп с 60-кратным увеличением обе звезды видны на расстоянии 14' друг от друга, т. е. в действительности видимое расстояние между ними равно 14". Так как увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра, то для получения 60-кратного увеличения следует использовать в качестве объектива линзу с фокусным расстоянием, равным 90 см, а в качестве окуляра — линзу с фокусным расстоянием 1,5 см. Марс, видимый размер которого около 9", при использовании телескопа с 120-кратным 'увеличением будет иметь угловой размер 18', что по порядку величины уже сравнимо с видимыми размерами Лупы. Что касается Венеры, угловой размер которой 1', то в бинокль с не очень большим увеличением она будет видна так же, как Луна невооруженным глазом.
Таким образом, используя телескопы с большим увеличением, можно не только различить отдельные компоненты двойных звезд, но и наблюдать поверхность планет. Чтобы увеличение телескопа было большим, в качестве окуляра используют как можно более короткофокусную линзу, а в качестве объектива —длиннофокусную. При этом фокус окуляра можно уменьшать лишь до определенного предела, поэтому на практике идут по пути увеличения фокусного расстояния объектива. Например, X. Гюйгенс в 1650 г. построил телескоп с фокусным расстоянием объектива 2 м (рис. 8.11), с помощью которого ему удалось наблюдать кольца Сатурна. По тем временам это фокусное расстояние считалось очень большим, изготовить трубу соответствующей длины для крепления в ней линз нелегко, поэтому объектив и окуляр располагали в пространстве раздельно.


Рис. 8.11. Воздушный телескоп Гюйгенса.

Беспредельный рост коэффициента увеличения телескопа за счет использования линз со все большим фокусным расстоянием невозможен, так как при этом начинает сильно искажаться изображение предмета. Причиной такого рода искажений, или аберраций, является то, что края линзы отклоняют лучи сильнее, чем это требуется для того, чтобы они могли сфокусироваться там, где собираются лучи, прошедшие через центральную часть линзы. Кстати, увеличение отношения фокусных расстояний объектива и окуляра не обязательно приводит к возрастанию коэффициента увеличения телескопа. Объясняется это тем, что увеличение телескопа пропорционально апертуре его объектива. При апертуре 2,5 см предельное значение коэффициента увеличения равно 100, однако для проведения несложных наблюдений достаточно наполовину меньшего его значения. Предельное значение коэффициента увеличения телескопа зависит еще от двух факторов: первый — ухудшение резкости оптического изображения из-за дифракции, о которой будет сказано ниже, второй—уменьшение яркости изображения.
Видимые размеры неподвижных звезд.
Рассматривая в бинокль такую планету, как Венера, имеющую достаточно большой видимый диаметр, можно легко убедиться в том, что по форме она напоминает полумесяц. При наблюдении в телескоп планета Марс кажется диском. Используя телескоп со значительно большим увеличением, легко убедиться, что Нептун, видимый диаметр которого равен 2,4", также представляет собой диск. Однако с каким бы большим увеличением мы не брали телескоп, нам не удастся с его помощью получить изображение неподвижной звезды в виде диска. При большом увеличении изображение более четким не станет, а его освещенность вдобавок ко всему уменьшится.
Из всех неподвижных звезд, находящихся на очень большом расстоянии от Земли, самой близкой и одновременно самой яркой звездой является Сириус. Расстояние от Сириуса до Земли равно 8,7 светового года (1 световой год равен 9 триллионам 480 миллиардам километров). Радиус Сириуса в 1,78 раза больше радиуса Солнца, поэтому видимый диаметр Сириуса будет равен 0,0061". При увеличении в 10 000 раз видимый диаметр Сириуса едва достигнет 1'. Лишь использование телескопа с 100 000-кратным увеличением позволит увидеть звезду в виде диска. Однако создание телескопов с таким большим увеличением совершенно лишено смысла, так как у каждого оптического прибора существует предельное значение разрешающей силы. Флуктуации плотности воздуха в атмосфере приводят к тому, что толщина нечеткого края изображения не может быть меньше 1". Более того, изображение очень далекой звезды в телескопе будет иметь вид не точки, а размытого пятна. Пятно возникает из-за дифракции, обусловленной волновой природой света.
Распространение волн.
Согласно Гюйгенсу, каждая точка волнового фронта является центром новых волн, а огибающая их поверхность становится волновым фронтом в следующий момент времени. Если воспользоваться примером волн на поверхности воды (рис. 8.12), то это положение можно проиллюстрировать следующим образом: на линии АВ вдоль гребня волны рождаются новые волны и их сложение приводит к образованию нового гребня ArB'. Иными словами, если расстояние АВ очень большое, то фронт волны перпендикулярен к направлению ее распространения.
То же самое можно сказать о волнах, распространяющихся в виде концентрических окружностей из одной точки. Поверхность волнового фронта, возникшего из одной точки, в свою очередь, является источником новых волн, в результате чего во все стороны разбегаются волны в виде окружностей возрастающего радиуса.


Рис. 8.12. Распространение волн.

Если волна наталкивается на какое-то препятствие, то на его границе новые волны не возникают, и поэтому волновой фронт меняет свой характер. Допустим, в препятствии имеется отверстие (рис. 8.12). Тогда, если его размеры велики по сравнению с длиной волны, волновой фронт за ним будет плоским, если же нет — полукруглым.
То же самое можно сказать о световой волне. В телескопе роль отверстия играет объектив с определенной апертурой. Поэтому световые лучи, попадающие в телескоп, не будут строго параллельными друг другу и, следовательно, не соберутся в одной точке фокальной плоскости. В результате этого изображение неподвижной звезды будет не точечным, а в виде расплывчатого пятна, образованного темными и светлыми кольцами, размеры которых зависят от длины волны света. В телескопе с диаметром объектива 10 см размеры первого темного кольца составят в угловых единицах 1,5". Такое уширенное изображение неподвижной звезды получило название дифракционного. Считается, что размер дифракционного изображения в телескопе, объектив которого имеет диаметр D см, равен
(27/D)".
Большой телескоп.
С помощью обычного телескопа мы видим не саму звезду, а ее дифракционное изображение. Поэтому, если дифракционные изображения двух звезд накладываются друг на друга, их нельзя увидеть раздельно. Например, две звезды, находящиеся в пределах угла 1,2", возможно различить с помощью телескопа, имеющего объектив с диаметром 10 см при любом увеличении. Поскольку размеры дифракционного изображения обратно пропорциональны диаметру объектива, то, удваивая его, в принципе можно было бы уменьшить предельный угол до 0,6". Однако из-за колебаний воздуха в атмосфере этот предел недостижим. Трудно ответить на вопрос, каким образом в глазу человека возникает изображение звезды. Считая диаметр зрачка, через который свет попадает в глаз, равным 5 мм, получаем дифракционное изображение звезды, равное 1', благодаря же наличию между хрусталиком щели параллельный пучок света в одну точку F. Пусть длины отрезков ВВ' и АА' отличаются на одну длину световой волны. Тогда, если в точке А' находится пучность световой волны, то пучность будет и в точке В'. Рассмотрим теперь луч, идущий из точки Му которая лежит на оптической оси линзы и делит отрезок АВ пополам. Легко увидеть, что в точке М' находится узел световой волны. По этой причине световые лучи А А* и ММ', достигнув точки F, гасят друг друга. Более того, всегда можно найти такие две точки, принадлежащие, соответственно, отрезкам AM и MB, где лучи, выходящие из этих точек, будут гасить друг друга. Исходя из сказанного, можно понять, почему при данной ориентации линзы относительно щели в точке F будет наблюдаться темное пятно.


Рис. 8.13. Дифракция света.

Условие равенства разности длин отрезков АА' и ВВ' длине волны света означает, что отрезок ВА", где А" — основание перпендикуляра, опущенного из точки А на ВВ', равен λ Если ширина щели D, то для угла 0, характеризующего отклонение луча от направления первоначального распространения, получим значение Q = λ /2 (здесь в качестве единицы измерения угла взят радиан)1. При круговом отверстии (этот случай здесь не приводится из-за своей сложности) расчет дает для угла, в направлении которого появляется темное кольцо, значение 8=1,22λ/D). Величиной этого угла определяется разрешающая способность телескопа. Размеры дифракционного изображения, появляющегося при наблюдении в телескоп неподвижной звезды, рассчитываются так же.

 (голосов: 4)

---