Современные наземные и орбитальные телескопы

ОбсерваторияСовременные наземные и орбитальные телескопы
Астрономия - наука всеволновой. Отрасль астрономии, которая изучает Вселенную в видимом свете, называется оптической.
Но видимый свет занимает лишь маленький участок электромагнитного спектра, куда входят также радиоволны, инфракрасное, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучения - разные по длине (или частотой) электромагнитные волны.
Сквозь толщу атмосферы до поверхности Земли доходит только видимый свет с длиной волны от 390 до 760 нм, радиоволны с длиной от 0,01 см до 30 м и инфракрасные лучи длиной 0,75 -5,2 мкм и выборочно в длинах волн 8,2 - 22 мкм. В других диапазонах электромагнитных волн земная атмосфера непрозрачна.

 

С XIX в. астрономы начали изучать космические объекты в доступных инфракрасных лучах. А в 30-х годах XX в. зародилась новая отрасль астрономии - радиоастрономия, настоящий развитие которой началось после второй мировой войны. Но поскольку небесные тела излучают во всем диапазоне электромагнитного спектра, перед астрономами встала задача проведения исследований за пределами атмосферы. Сравнительно просто эта задача решается для инфракрасного и субмиллиметрового излучения с длинами волн от 0,013 мм до 1 мм. Основное вещество, поглощающее инфракрасную радиацию, - это водяной пар, концентрация которого быстро уменьшается с высотой. На высотах 25-30 км земная атмосфера становится прозрачной для инфракрасного излучения. Важные наблюдения в этом диапазоне проводятся с аэростатов и с борта искусственных спутников Земли. В коротковолновой части спектра выделяют отдельно диапазоны ультрафиолетовой астрономии (длина волны 390-30 нм), рентгеновской астрономии (30-0,01 нм) и галииа-астрономии (длина волны меньше 0,01 нм), каждая из которых имеет свои методы исследований .
Важную информацию о том, что делается далеко за пределами Земли, доносят до нас потоки космических лучей и нейтрино. Космические лучи состоят главным образом из протонов - ядер водорода, а также из электронов, ядер гелия и ядер более тяжелых химических элементов.
Нейтрино - это частица, которая обладает невероятной проникающей способностью, поскольку почти не взаимодействует с веществом. Не имея электрического заряда, с массой покоя, все еще достоверно не установленной, нейтрино способно проходить сквозь твердое тело даже легче, чем свет сквозь стекло. Например, слой свинца толщиной в 50 световых лет оно пересечет так, словно это пустое пространство. Образующийся термоядерных реакций, нейтрино немедленно вылетает наружу, унося информацию о событиях в недрах звезды в текущий момент, тогда как электромагнитное излучение путешествует к поверхности звезды сотни тысяч или миллионы лет. А потому методы нейтринной астрономии очень важны для изучения процессов, происходящих в недрах Солнца и звезд. Обязательными составляющими частями своей конструкции имеют: объектив, который собирает свет и строит в фокусе изображение объекта или участка неба; трубу (тубус), соединяющий объектив с приемным устройством; монтирования - механическую кострукции, что держит трубу и обеспечивающая ее наведение на небо; в случае визуальных наблюдений, когда приемником света является глаз, обязательно - окуляр. Через него рассматривается изображение, построенное объективом. При фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен, так как соответствующие приемники устанавливаются непосредственно в фокальной плоскости. Первыми были построены линзовые телескопы-рефракторы (от лат. "Рефракто» - «преломляет»). Однако световые лучи различных длин волн преломляются по-разному, и отдельная линза дает окрашенное изображение. Для устранения этого недостатка со временем начали строить объективы с несколькими линзами из стекла с различными коэффициентами преломления. На размеры телескопов-рефракторов накладываются определенные ограничения, поэтому самый линзовый объектив имеет диаметр всего 102 см.
Рефракторы, как правило, используют в астрометрии, а вот астрофизики пользуются зеркальными телескопами-рефлекторами (от лат. "Рефлект» - «отбиваю»). Первый такой телескоп с диаметром зеркала 2,5 см построил И. Ньютон. Главные зеркала рефлекторов сначала имели сферическую форму, впоследствии - параболическую. Зеркала изготовляли из бронзы. С середины XIX в. стали делать стеклянные зеркала и разработали метод внешнего серебрения стеклянных зеркал, а с 1930 г. их начали алюминиюваты. Очень удобной, а потому и чаще применяемой, была система Кассегрена, в которой главное зеркало - вогнутое параболическое, а вспомогательное - выпуклое гиперболическое; однако телескопы и павильоны, в которых их устанавливали, были чрезвычайно громоздкими.
Например, с 1948 по 1975 г. крупнейшим в мире был 5-метровый рефлектор Паломарской обсерватории (СЕЛА). Вес его зеркала -13 т, масса трубы (точнее, решетчатой ??конструкции) длиной 17 м-140 т, телескоп был установлен в башне диаметром 41,5 м с весом купола 1 ООО т. В 1975 г. на Северном Кавказе было введено в действие 6-метровый телескоп; за толщины зеркала 65 см его вес составляет 40 т, длина «трубы» - 24 м, диаметр башни - 44 м.
Настоящая революция в телескопостроение состоялась в 70-х годах XX в. На смену системе Кассегрена пришла телескопическая система Ричи-Кретьена, в которой главное зеркало по форме несколько отличается от параболоида, а вспомогательное - от гиперболоида. Поэтому и длина трубы, и диаметры павильонов в два - четыре раза меньше, чем в предыдущих телескопов. На 2000 год введено в действие около десяти телескопов системы Ричи-Кретьена с диаметром зеркал 3,6-4,2 м. С 1996 г. работает багатодзеркальний (диаметр сегмента составляет 1,8 м) телескоп «Кек I" с сумарним.диаметром зеркала 10 м, а с 1998 г. - такой же «Кек-II» (рис. 11.5). Введено в действие «Джемини» с диаметром зеркала 8,1 м и японский «Субару» с диаметром зеркала 8,3 м. С 1998 г. поочередно вводятся в действие один из шести (диаметром 8,2 м) зеркал «Очень большого телескопа» («Very Large Teleskope» - VLT).
При построении таких телескопов используются новейшие достижения техники, и работают они, управляемые на расстоянии со специальных помещений, без присутствия людей вблизи телескопа.
3. Астрономические обсерватории. Астрономические исследования на протяжении длительного времени занятия астрономией было чуть не частным делом отдельных энтузиастов. Но в XVII в. было осознано ее значение для нужд географии и мореплавания. Создавались первые государственные астрономических обсерваторий (АО): Парижской (1671 p.), Гринвичского (1675 г.) и тому подобное.
В наше время в мире насчитывается около 400 АО. В Украине лидируют Главная астрономическая обсерватория НАН Украины (1944 p.), Институт радиоастрономии с его уникальным декаметровых телескопом УТР-2 под Харьковом, Крымская астрофизическая обсерватория (1950 p.). Определенные традиции исследований и наблюдений сохраняют AO университетов - Львовского (1769 p.), Харьковского (1898 p.), Киевского (1845 p.),
Одесского (1871 p.).
Долгое время AO строились вблизи или даже в населенных пунктах, с XIX в. их стали размещать на горных вершинах. Среди крупнейших AO мира самыми известными сегодня являются: введена в действие 1990 АО на вершине древней вулканической горы Мауна-Кеа (4215 м, о. Гавайи), объявленной научным заповедником за свой уникальный аст-роклимат; здесь установлено несколько 4-метровых телескопов, а также телескопы «Кек», «Джемини», «Субару» (рис. 11.6); английский АО на о. Ла-Пальма (2327 м, 1986 p.), американская АО Лас-Кампанас (2280 м, 1976 p.) в Чили и там же европейская AO Ла-Силла (2347 м, 1976 p.), где установлен «Очень большой телескоп ».
В последние годы не менее половины научных публикаций по астрономии основываются на наблюдениях небесных объектов с стратостатов, искусственных спутников Земли, орбитальных космических станций и автоматических межпланетных станций (АМС). В космосе работает целый ряд инфракрасных, ультрафиолетовых, рентгеновских, гамма-об-серваторий, исследующих небо во всех диапазонах электромагнитных волн, например рентгеновская обсерватория «Чандра». Важной для астрономов событием был запуск 25 апреля 1990 на орбиту высотой 612 км «Космического телескопа им. Хаббла "(рис. на с. 51) с диаметром зеркала 2,4 м, который решает множество астрофизических задач. В целом с 1962 г. для астрономических исследований запущено около 50 ИСЗ и АМС.
4. Радиотелескопы и радиоинтерферометра. Радиоизлучения от космических объектов принимается специальными установками, которые называются радиотелескопами (РТ). Современные радиотелескопы исследуют космические радиоволны в длинах от одного миллиметра до нескольких десятков метров.
Основными составными частями типового радиотелескопа является антенна и очень чувствительный приемник. Антенны РТ, принимающих миллиметровые, сантиметровые, декаметры и метровые волны - это чаще параболические отражатели, подобные зеркал обычных оптических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель - устройство, которое собирает радиоизлучения, направленное на него зеркалом. Облучатель передает принятую энергию на вход приемника, и после усиления и выделения заданной частоты сигнал регистрируется на ленте самопишущего электрического прибора. Современные усилители позволяют выявлять (различать) радиосигналы, возникающих при изменениях температуры всего на 0,001 К.
Радиоастрономические зеркала не требуют такой точности изготовления, как оптические. Чтобы зеркало не искажало изображений, отклонение от заданной параболической формы не должно превышать 1 / 8 длины волны, которую он принимает. Например, для длины волны 10 см достаточно иметь точность зеркала около 1 см. Более того, зеркало РТ можно делать не сплошным: достаточно натянуть металлическую сетку на каркас, который придает ему параболической формы. Наконец, РТ можно сделать неподвижным, если заменить поворот зеркала смещением облучателя. Благодаря таким особенностям РТ могут намного превышать оптические телескопы в размерах.
Крупнейшая в мире Радиоастрономическая антенна, установленная в кратере потухшего вулкана Аресибо на острове Пуэрто-Рико. 5. Телескопы для наблюдений в высокоэнергетических диапазонах электромагнитных волн. Поскольку земная атмосфера задерживает электромагнитные волны, короче 300 нм, все приемники ультрафиолетовых, рентгеновских и гамма-лучей приходится выносить за ее пределы. Значительную часть исследований в ультрафиолете от 300 нм до 120 нм осуществлено с помощью обычных телескопов с зеркалами, покрытыми алюминием, для еще более коротких волн используют зеркала, покрытые тонким слоем фтористого магния, и хорошо известные счетчики Гейгера-Мюллера. Особые трудности возникают при наблюдениях рентгеновского излучения с длиной волны от 0,01 нм до 1 нм. Современные методы полировки и шлифования материалов не позволяют изготовить зеркало с такой высокой точностью. Однако оказывается, что при падении и отражении луча под очень малым углом к ??зеркалу требования к точности его изготовления значительно ослабляются. Такой телескоп является сочетанием двух зеркал - параболоида вращения и гиперболоида вращения, отбивные поверхности которых покрыты слоем хрома и никеля. Луч отражается от первого зеркала под углом лишь 1 ° до отражательной поверхности, попадает на второе зеркало, а затем - в фокальную плоскость, где и строится изображение, скажем, Солнца. Все же другие лучи, идущие ближе к главной оси зеркала, задерживаются диафрагмой (непрозрачным экраном).
В гамма-диапазоне устройством для регистрации квантов служат детекторы (с лат. - «То, что проявляет»). их устанавливают в глубоких (до 1 500 м) шахтах, в тоннелях, проложенных в недрах гор (как Эльбрус, Монблан), на дне больших озер, чтобы существенно уменьшить побочные эффекты.