Сонячна система. Дослідження за допомогою телескопа
 
 
  Головна
  Усі новини
  Космос
    Сонячна система
    Галактики
    НЛО
    Космонавтика
    Інше
  Фото
  Реферати
  Інформація
  Гостьова книга

 

 

 
     
     
 
Телескопи
 

Телескопи



Телескоп - прилад, призначений для спостереження небесних світил. Існують телескопи для всіх діапазонів електромагнітного спектра: оптичні телескопи, радіотелескопи,  рентгенівські телескопи,  гамма-телескопи. Крім того, детектори нейтрино часто називають нейтрино телескопами. Також, телескопами можуть називати детектори гравітаційних хвиль .

Оптичний телескопОптичні телескопічні системи використовують в астрономії (для спостереження за небесними світилами), в оптиці для різних допоміжних цілей . Також, телескоп може використовуватися в якості зорової труби , для вирішення завдань спостереження за віддаленими об'єктами. Найперші креслення найпростішого лінзового телескопа були виявлені в записах Леонардо да Вінчі. Побудував телескоп у 1608 Ханс Ліпперсхей . Також створення телескопа приписується його сучаснику Захарію Янсен .

Історія

Роком винаходу телескопа, а вірніше зорової труби , вважають 1608, коли голландський  майстер  Іоанн Ліпперсгей продемонстрував свій винахід у Гаазі . Тим не менш у видачі патенту йому було відмовлено, в силу того, що й інші майстри, як Захар Янсен з Мідделбурга і Якоб Метіус з Алкмара,  вже володіли примірниками підзорних труб, а останній невдовзі після Ліпперсгея подав у Генеральні штати (голландський парламент ) запит на патент . Пізніша дослідження показало, що, ймовірно, підзорні труби були відомі раніше, в «Додатках в Вітеллія», опублікованих в 1604 р. Кеплер розглянув хід променів в оптичній системі, з двоопуклою і двоввігнутою лінзами. Найперші креслення найпростішого лінзового телескопа (причому як однолінзового, так і двохлінзового) були виявлені ще в записах Леонардо да Вінчі датованих 1509-м роком. 

Першим, хто направив зорову трубу в небо, перетворивши її в телескоп, і отримав нові наукові дані став Галілей . У 1609 він створив свою першу зорову трубу з триразовим збільшенням. У тому ж році він побудував телескоп з восьмиразовим збільшенням довжиною близько півметра. Пізніше ним було створено телескоп, який давав 32-кратне збільшення: довжина телескопа була близько метра, а діаметр об'єктиву - 4,5 см. Це був дуже недосконалий інструмент, тим не менше з його допомогою Галілей зробив ряд відкриттів.

Назва «телескоп» запропонував у 1611 грецький математик Джованні Демізіані для одного з інструментів Галілея , показаному на банкеті в Академії деї Лінчеї . Сам Галілей використовував для своїх телескопів латинський термін perspicillum. 

Оптичні телескопи

Телескоп представляє собою трубу, встановлену на монтуванні, забезпечену осями для наведення на об'єкт спостереження і стеження за ним. Візуальний телескоп має  об'єктив  і окуляр. Задня  фокальна  площина об'єктиву суміщена з передньою фокальною площиною окуляра. У фокальну площину об'єктива замість окуляра може поміщатися фотоплівка або матричний приймач випромінювання . У такому випадку об'єктив телескопа, з точки зору оптики, є фотооб'єктивом. Телескоп фокусується за допомогою фокусера (фокусувального пристрою).

За своєю оптичною схемою більшість телескопів поділяться на:
-  Лінзові ( рефрактори або діоптричні) - в якості об'єктива використовується лінза або система лінз.
- Дзеркальні ( рефлектори або катоптричні) - в якості об'єктива використовується увігнуте дзеркало.
- Дзеркально-лінзові телескопи (катадіоптричні) - в якості об'єктива використовується сферичне дзеркало, а лінза, система лінз або меніск служить для компенсації аберацій.

Крім того, для спостережень Сонця професійні астрономи використовують спеціальні сонячні телескопи , що відрізняються конструктивно від традиційних зоряних телескопів.

Характеристики оптичних телескопів

Оптичний телескоп - це афокальна система ( оптична сила дорівнює нулю), що складається з об'єктиву і окуляра . Телескоп збільшує видимий кутовий розмір і видиму яскравість  спостережуваних об'єктів. Основними параметрами, які визначають інші характеристики телескопа, є: діаметр об'єктива ( апертура ) і фокусна відстань об'єктива.
- Роздільна здатність залежить від апертури. Визначається за формулою r=140/D, де r - кутова роздільна здатність в кутових секундах, а D - діаметр об'єктива в міліметрах.
- Оптичне збільшення визначається відношенням G=F/f, де F і f - фокусні відстані об'єктива та окуляра.
- Діаметр поля зору телескопа S (size of visible sky field-розмір видимого поля неба). Дослідним шляхом встановлено, що діаметр поля зору телескопа, виражений у мінутах дуги, залежить від застосованого збільшення, S=2000/G.
- Відносний отвір телескопа A - це відношення діаметра об'єктива телескопа D до його фокусної відстані F, де D і F виражаються в міліметрах, A=D/F=1/∇=∇-1.
- Світлосила телескопа , ∇=F/D=1/A=A-1.
Відносний отвір телескопа A і світлосила є важливою характеристикою об'єктива телескопа. Це зворотні один одному величини. Чим більше світлосила – тим менший відносний отвір, і відповідно формується яскравіше зображення у фокальній площині об'єктива телескопа. Але при цьому виходить менше збільшення, яке дає даний об'єктив.
- Проникаюча сила (оптична сила) m - зоряна величина найбільш слабких зірок, видимих з допомогою телескопа при спостереженні в зеніті . Для візуального телескопа може бути оцінена за формулою Боуена m=3+2.5lgD+2.5lgG. Або ж за спрощеною формулою, m=2.1+5lgD.
Проникаюча сила рефлекторів на 1-2 m вище, ніж у рефракторів. Проникаюча сила телескопа сильно залежить від якості оптики, яскравості неба, прозорості атмосфери і її спокою. Рівень і тип оптичних спотворень (аберацій) залежить від конструкції телескопа, і фізичних властивостей його оптичних компонентів - лінз, дзеркал, призм і скляних коректорів.
- Лінійні розміри діаметрів дисків Сонця і Місяця в фокальній площині об'єктива телескопа обчислюються за формулою l=F(30/3440), де l - діаметр диска Сонця у фокусі в міліметрах, а F - фокусна відстань об'єктива у міліметрах.
- Масштаб фотонегативів чи матриці u=3440/F , де u - масштаб в кутових мінутах на міліметр ('/ мм), а F - фокусна відстань об'єктива у міліметрах. Якщо відомі лінійні розміри матриці, її роздільна здатність і розмір її пікселів, то тоді звідси можна обчислити роздільну здатність цифрового знімка в кутових мінутах на піксель.

Радіотелескопи

Радіотелескоп РТ-22. Крим, КацівеліДля дослідження космічних об'єктів в радіодіапазоні застосовують радіотелескопи. Основними елементами радіотелескопів є приймаюча антена і радіометр - чутливий радіоприймач, та приймаюча апаратура. Оскільки радіодіапазон набагато ширший оптичного, для реєстрації радіовипромінювання використовують різні конструкції радіотелескопів, в залежності від діапазону. У довгохвильовій області (метровий діапазон; десятки і сотні мегагерц ) використовують телескопи складені з великої кількості (десятків, сотень або, навіть, тисяч) елементарних приймачів, зазвичай диполів. Для більш коротких хвиль (дециметровий і сантиметровий діапазон; десятки гігагерц) використовують напів-або повноповоротні параболічні антени. Крім того, для збільшення роздільної здатності телескопів, їх об'єднують в інтерферометри . При об'єднанні кількох одиночних телескопів, розташованих у різних частинах земної кулі, в єдину мережу, говорять про радіоінтерферометрію з наддовгою базою (РНДБ). Прикладом такої мережі може слугувати американська система VLBA (  Very Long Baseline Array). З 1997 по 2003 рік функціонував японський орбітальний радіотелескоп HALCA ( Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), включений в мережу телескопів VLBA, що дозволило істотно поліпшити роздільну здатність всієї мережі. 

Космічні телескопи

Земна атмосфера добре пропускає випромінювання в оптичному (0,3-0,6 мкм ), ближньому інфрачервоному (0,6 - 2 мкм) і радіодіапазоні (1 мм - 30 м ). Вже в ближньому ультрафіолетовому діапазоні зі зменшенням довжини хвилі прозорість атмосфери сильно погіршується, внаслідок чого спостереження в ультрафіолетовому, рентгенівському і гамма діапазонах стають можливими тільки з космосу. Винятком є реєстрація гамма-випромінювання надвисоких енергій, для якого підходять методи астрофізики космічних променів : високоенергійні гамма-фотони в атмосфері породжують вторинні електрони, які реєструються наземними установками. Прикладом такої системи може служити телескоп CACTUS.

Телескоп Хаббл американський оптичний телескоп, розташований на навколоземній орбіті. Фото НАСАВ інфрачервоному діапазоні також сильне поглинання в атмосфері, проте, в області 2-8 мкм є деяка кількість вікон прозорості (як і в міліметровому діапазоні), в яких можна проводити спостереження.  Крім того, оскільки велика частина ліній поглинання в інфрачервоному діапазоні належить молекулам води , інфрачервоні спостереження можна проводити в сухих районах Землі (зрозуміло, на тих довжинах хвиль, де утворюються вікна прозорості у зв'язку з відсутністю води). Прикладом такого розміщення телескопа може служити South Pole Telescope, встановлений на південному географічному полюсі, що працює в субміліметровому діапазоні.

У деяких випадках вдається вирішити проблему атмосфери підйомом телескопів чи детекторів в повітря на літаках або стратосферних балонах . Але, найбільші результати досягаються з винесенням телескопів у космос. Космічна астрономія - єдиний спосіб отримати інформацію про всесвіт у короткохвильовому і, здебільшого, в інфрачервоному діапазоні; спосіб поліпшити роздільну здатність радіоінтерферометрів. Оптичні спостереження з космосу не настільки привабливі в світлі сучасного розвитку адаптивної оптики , що дозволяє сильно знизити вплив атмосфери на якість зображення, а також дорожнечу виведення на орбіту телескопа з дзеркалом, яке можна порівняти за розмірами з великими наземними телескопами.


Читайте також:

Телескоп. Як зробити правильний вибір?
Що можна побачити в телескоп?

 

 
Земля, Місяць, вплив Місяця на Землю