Сучасні наземні та орбітальні телескопи

1. Астрономія — наука всехвильова. Галузь астрономії, яка вивчає Всесвіт у видимому світлі, називається оптичною.

Але видиме світло займає лише маленьку ділянку електромагнітно­го спектра, куди входять також радіохвилі, інфрачервоне, ультрафіоле­тове, рентгенівське та гамма-випромінювання - різні за довжиною (чи частотою) електромагнітні хвилі.

Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 390 до 760 нм, радіохвилі з довжиною від 0,01 см до 30 м (мал. 11.1) та інфрачервоні промені довжиною 0,75 -5,2 мкм і вибірково в довжинах хвиль 8,2 - 22 мкм. В інших діапазонах електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора.

З XIX ст. астрономи почали вивчати космічні об'єкти в доступних інфрачервоних променях. А в 30-х роках XX ст. зародилася нова галузь астрономії - радіоастрономія, справжній розвиток якої почався після другої світової війни. Та оскільки небесні тіла випромінюють у всьому діапазоні електромагнітного спектра, перед астрономами постала зада­ча проведення досліджень поза межами атмосфери.

Таким чином, з другої половини XX ст. астрономія стала всехвильовою наукою, яка вивчає Всесвіт практично в усьому діапазоні електро­магнітних хвиль.

2. Наземні оптичні телескопи. Телескоп має три основ­них призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); бу­дувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким спостерігаються не­бесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

Оптичні телескопи (мал. 11.2)

Обов'язковими складовими частинами своєї конструкції ма­ють: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), яка з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монту­вання - механічну кострукцію, що тримає трубу і забезпечує її наве­дення на небо; у разі візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов'язково - окуляр. Через нього розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелект­ричних, спектральних спостере­женнях окуляр не потрібний, тому що відповідні приймачі встанов­люються безпосередньо у

Мал. 11.2. Оптичний телескоп

фокальній площині. Першими було збудовано лінзові телескопи-рефрактори (від лат. «рефракто» - «заломлюю», мал. 11.3). Проте світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, і окрема лінза дає

Мал. 11.3. Оптична схема телескопа-рефрактора

забарвлене зображення. Для усунення цього недоліку з часом поча­ли будувати об'єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефі­цієнтами заломлення.

На розміри телескопів-рефракторів накладаються певні обмеження, тому найбільший лінзовий об'єктив має діаметр лише 102 см.

Рефрактори, як правило, використовують в астрометрії, а от астро­фізики користуються дзеркальними телескопами-рефлекторами (від лат. «рефлекто» - «відбиваю», мал. 11.4). Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 см побудував І. Ньютон. Головні дзеркала ре­флекторів спочатку мали сферичну форму, згодом - параболічну.

Мал. 11.4. Оптичні схеми телескопів-рефлекторів

Дзеркала виготовляли із бронзи. З середини XIX ст. почали робити скляні дзеркала і розробили метод зовнішнього сріблення скляних дзеркал, а з 1930 р. їх почали алюмініювати. Дуже зручною, а тому і найчастіше вживаною, була система Кассегрена, в якій головне дзер­кало - увігнуте параболічне, а допоміжне - опукле гіперболічне; проте телескопи і павільйони, в яких їх встановлювали, були надзвичайно громіздкими.

Наприклад, з 1948 по 1975 р. найбільшим у світі був 5-метровий ре­флектор Паломарської обсерваторії (СІЛА). Вага його дзеркала -13 т, маса труби (точніше, ґратчастої конструкції) довжиною 17 м-140 т, телескоп було встановлено у башті діаметром 41,5 м з вагою купола 1 ООО т. У 1975 р. на Північному Кавказі було введено в дію 6-метровий телескоп; за товщини дзеркала 65 см його вага становить 40 т, довжина «труби» - 24 м, діаметр башти - 44 м.

Справжня революція в телескопобудуванні відбулась у 70-х ро­ках XX ст. На зміну системі Кассегрена прийшла телескопічна си­стема Річі-Кретьєна, у якій головне дзеркало за формою дещо відрізняється від параболоїда, а допоміжне - від гіперболоїда. То­му і довжина труби, і діаметри павільйонів у два - чотири рази менші, ніж у попередніх телескопів. На 2000 рік введено в діюблизько десяти телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзер­кал 3,6-4,2 м. З 1996 р. працює багатодзеркальний (діаметр сегмента становить 1,8 м) телескоп «Кек-І» з сумарним.діаметром дзеркала 10 м, а з 1998 р. - такий же «Кек-ІІ» (мал. 11.5). Введено в дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м та японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне із шести (діаметром 8,2 м) дзеркал «Дуже великого телескопа» («Very Large Teleskope» - VLT).

Мал. 11.5. Телескопи «Кек-І» та «Кек-ІІ»

При побудові таких телескопів використовуються найновітніші досягнення техніки, і працюють вони, керовані на відстані зі спеціаль­них приміщень, без присутності людей поблизу телескопа.

3. Астрономічні обсерваторії. Упродовж тривалого часу заняття астрономією було ледь не приватною справою окремих ен­тузіастів. Але в XVII ст. було усвідомлено її значення для потреб гео­графії та мореплавання. Розпочалось будівництво перших державних астрономічних обсерваторій (АО): Паризької (1671 p.), Гринвіцької (1675 р.) тощо.

В наш час у світі налічують близько 400 АО. В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія НАН України (1944 p.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія (1950 p.). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають AO університетів - Львівського (1769 p.), Харківського (1898 p.), Київського (1845 p.),

Одеського (1871 p.).

Довгий час AO будувались поблизу чи навіть у населених пунктах, з XIX ст. їх почали розташовувати на гірських вершинах. Серед найбільших AO світу найвідомішими сьогодні є: введена в дію 1990 р. АО на вершині древньої вулканічної гори Мауна-Кеа (4215 м, о. Гавайї), оголошеної науковим заповідником за свій унікальний аст-роклімат; тут встановлено кілька 4-метрових телескопів, а також теле­скопи «Кек», «Джеміні», «Субару» (мал. 11.6); англійська АО на о. Ла-Пальма (2327 м, 1986 p.), американська АО Лас-Кампанас (2280 м, 1976 p.) у Чилі і там же європейська AO Ла-Сілла (2347 м, 1976 p.), де встановлено «Дуже великий телескоп».

В останні роки не менше половини наукових публікацій з астро­номії грунтуються на спостереженнях небесних об'єктів із страто­статів, штучних супутників Землі, орбітальних космічних станцій та автоматичних міжпланетних станцій (АМС). В космосі працює ціла низка інфрачервоних, ультрафіолетових, рентгенівських, гамма-об-серваторій, які досліджують небо у всіх діапазонах електромагнітних хвиль, наприклад рентгенівська обсерваторія «Чандра». Важливою для астрономів подією був запуск 25 квітня 1990 р. на орбіту висотою 612 км «Космічного телескопа ім. Габбла» (мал. на стор. 51) з діамет­ром дзеркала 2,4 м, який вирішує велику кількість астрофізичних за­дач. Загалом з 1962 р. для астрономічних досліджень запущено бли­зько 50 ШСЗ та АМС.

4. Радіотелескопи і радіоінтерферометри. Радіовипромі­нювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установка­ми, які називаються радіотелескопами (РТ). Сучасні радіотеле­скопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра до декількох десятків метрів.

Основними складовими частинами типового радіотелескопа є анте­на і дуже чутливий приймач. Антени РТ, які приймають міліметрові, сантиметрові, декаметрові та метрові хвилі - це найчастіше параболічні відбивачі, подібні до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фо­кусі параболоїда встановлюється опромінювач - пристрій, який збирає радіовипромінювання, направлене на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід приймача, і після підсилення та виділення заданої частоти сигнал реєструється на стрічці самописного електричного приладу. Сучасні підсилювачі дають змогу виявляти (розрізняти) радіосигнали, що виникають при змінах температури всьо­го на 0,001 К.

Радіоастрономічні дзеркала не вимагають такої точності виго­товлення, як оптичні. Щоб дзеркало не спотворювало зображень, його відхилення від заданої параболічної форми не повинно пере­вищувати 1/8 довжини хвилі, яку він приймає. Наприклад, для до­вжини хвилі 10 см досить мати точність дзеркала близько 1 см. Більше того, дзеркало РТ можна робити не суцільним: досить на­тягнути металеву сітку на каркас, який надає йому параболічної форми. Нарешті, РТ можна зробити нерухомим, якщо замінити по­ворот дзеркала зміщенням опромінювача. Завдяки таким особли­востям РТ можуть набагато перевищувати оптичні телескопи у розмірах.

Найбільша у світі радіоастрономічна антена, встановлена у кра­тері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м (мал. 11.8). Нерухома антена, спрямована в зеніт, не дозволяє приймати радіохвилі з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша части­на небесної сфери доступна для спостережень.

Інші найбільші радіотелескопи з параболічною антеною встанов­лено: в Радіоастрономічному інституті ім. М. Планка (Еффельсберг, ФРН) - діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті Вірджинія (США) - ан­тена 110x100 м, а та­кож 76-метровий РТ в обсерваторії Джодрел Бенк (Англія), 64-мет-ровий РТ в обсерва­торії Парке (Авст­ралія), 22-метровий РТ недалеко від Євпаторії в Криму (мал. 11.7, на стор. 58). Усі вони лег­ко спрямовуються в за­дану точку неба пово­ротом навколо двох осей - вертикальної (встановлюється азимут об'єкта) і горизонта­льної (установка висоти об'єкта). В подальшому ЕОМ безперерв­но подає сигнали керуючим пристроям, які ведуть РТ услід за об'єктом при його зміщенні, зумовленому добовим обертанням не­бесної сфери.

Радіотелескопи дуже великих розмірів можуть бути побудовані з великої кількості окремих дзеркал, що фокусують випромінювання на один опромінювач. Прикладом є РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), встановлений поблизу станиці Зе­ленчук на Північному Кавказі неподалік від 6-метрового оптичного телескопа. Він являє собою замкнене кільце діаметром 600 м і скла­дається з 900 плоских дзеркал розмірами 2x7,4 м, що утворюють сег­мент параболоїда. В такому РТ може працювати як усе кільце, так і його частина.

На довжинах хвиль від кількох метрів і більше параболічна ан­тена не застосовується, замість неї використовують системи з вели­кої кількості плоских дипольних антен, електричний зв'язок між якими забезпечує необхідну для РТ спрямованість прийому. Саме за таким принципом побудовано найбільший у світі радіотелескоп декаметрового діапазону УТР-2 (мал. 11.9), розташований під Хар­ковом.

Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослід­ники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об'єднуючи декілька РТ, будують так звані радіоінтерферометри (РІ).

На сьогодні найвідомішим РІ є введений у дію 1980 р. РТ VLA («Very Large Array - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній

Мал. 11.9. Радіотелескоп УТР-2

місцевості штату Нью-Мексико, США (мал. 11.10). Цей РТ складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери Y з довжиною двох плечей по 21 км, а третього - 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою електрични­ми лініями.

Розроблено також методи наддалекої радіоінтерферометри, коли використовують попарно ве­ликі антени, розташовані на відстанях до 12 000 км. З допомо­гою таких систем в радіоастро­номії вдалось отримати кутове розділення дуже тісних об'єктів порядку 0,0001, що набагато краще, ніж дають оптичні теле­скопи (для порівняння: кутова Мал. 11.10. Радіотелескоп VLA

роздільна здатність людського ока - 2). 31979 р. однією з антен інтерфе­рометра є РТ, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтер­ферометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел.

5. Телескопи для спостережень у високоенергетичних діапазонах електромагнітних хвиль. Оскільки земна атмосфера затримує електромагнітні хвилі, коротші за 300 нм, всі приймачі уль­трафіолетових, рентгенівських та гамма-променів доводиться виноси­ти за її межі. Значну частину досліджень в ультрафіолеті від 300 нм до 120 нм здійснено за допомогою звичайних телескопів з дзеркалами, покритими алюмінієм, для ще коротших хвиль використовують дзер­кала, покриті тонким шаром фтористого магнію, та добре відомі лічильники Гейгера-Мюллера. Особливі труднощі виникають при спостереженнях рентгенівського випромінювання з довжиною хвиль від 0,01 нм до 1 нм. Сучасні методи полірування та шліфування ма­теріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Однак виявляється, що при падінні і відбиванні променя під дуже малим кутом до дзеркала вимоги до точності його виготов­лення значно послаблюються. Такий телескоп є поєднанням двох дзеркал - параболоїда обертання і гіперболоїда обертання, відбивні поверхні яких покриті шаром хрому і нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом лише 1° до відбивної поверхні, по­трапляє на друге дзеркало, а після цього - у фокальну площину, де й будується зображення, скажімо, Сонця. Усі ж інші промені, що йдуть ближче до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном).

В гамма-діапазоні пристроєм для реєстрації квантів слугують де­тектори (з лат. - «той, що виявляє»). їх встановлюють у глибоких (до 1 500 м) шахтах, у тунелях, прокладених у надрах гір (як-от Ельбрус, Монблан), на дні великих озер, щоб істотно зменшити побічні ефекти.

Поиск по сайту: