Партнеры
Вход в систему
Яндекс.Метрика
on-line
Сейчас на сайте 0 пользователей и 4 гостя.

Телескопы и их характеристики.

 Изучать далекие недостижимые небесные объекты можно одним способом − собрав и проанализировав их излучение. Для этой цели и служат телескопы. При всем своем многообразии телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основные задачи:
1. собрать от исследуемого объекта как можно больше энергии излучения определенного диапазона электромагнитных волн;
2. создать по возможности наиболее резкое изображение объекта, чтобы можно было выделить излучение от отдельных его точек, а также измерить угловые расстояния между ними.
 В зависимости от конструктивных особенностей оптических схем телескопы делятся на линзовые системы − рефракторы, зеркальные системы − рефлекторы и смешанные зеркально-линзовые системы, к которым относятся телескопы конструкции Б. Шмидта, Д. Д. Максутова и др.

Телескоп-рефрактор


в основном используется для визуальных наблюдений. Он имеет объектив и окуляр. Телескоп-рефрактор, совмещенный с фотокамерой, называют астрографом или астрономической камерой. Астрограф по сути представляет собой большой фотоаппарат: и фокальной плоскости его устанавливается кассета с фотопластинкой. Диаметр объективов рефракторов ограничен из-за трудностей отливки крупных однородных блоков оптического стекла: их прогибов и светопоглощения. Наибольший диаметр объектива телескопа-рефрактора, применяемого в настоящее время, − 102 см (Йеркская обсерватория, США). Недостатками такого типа телескопов считаются их значительная длина и искажение изображения. Для устранения этих недостатков используют многолинзовые объективы с просветленной оптикой.
 Телескоп-рефлектор имеет зеркальный объектив. В простейшем рефлекторе объектив − это одиночное, обычно параболическое зеркало; изображение получается в его главном фокусе. По сравнению с рефракторами телескопы-рефлекторы имеют намного большие размеры.

 В рефлекторах с диаметром зеркала свыше 2,5 м в главном фокусе иногда устанавливают кабину для наблюдателя. С увеличением размеров зеркала в таких телескопах приходится применять специальные системы разгрузки зеркал, исключающие их деформации из-за собственной массы, а также принимать меры для предотвращения их температурных деформаций. Сооружение крупных рефлекторов (с диаметром зеркала 4 − 6 м) сопряжено с большими техническими трудностями. Поэтому разрабатываются конструкции с составными мозаичными зеркалами, отдельные элементы которых требуют точной настройки с помощью специальной следящей аппаратуры, либо конструкции, содержащие несколько параллельных телескопов, сводящих изображение в одну точку.
 В небольших и средних по размерам рефлекторах для удобства наблюдения свет отражается дополнительным плоским (вторичным) зеркалом к стенке трубы, где находится окуляр. Рефлекторы используют преимущественно для фотографирования неба, фотоэлектрических и спектральных исследований.
В зеркально-линзовых телескопах изображение получается с помощью сложного объектива, содержащего как зеркала, так и линзы. Это позволяет значительно снизить оптические искажения телескопа по сравнению с зеркальными или линзовыми системами. В телескопах системы Б. Шмидта оптические искажения главного сферического зеркала устраняются с помощью специальной коррекционной пластинки сложного профиля, установленной в объективе. В телескопах системы Д. Д. Максутова искажения главного сферического или эллиптического зеркал исправляются мениском установленным перед зеркалом (рис.). Мениск − это линза с мало отличающимися радиусами кривизны поверхности. Такая линза почти не влияет на общий ход лучей, но заметно исправляет искажения оптическою изображения.

 Основными оптическими параметрами телескопа являются: видимое увеличение и разрешающая способность.
 Видимое увеличение (G) оптической системы − это отношение угла, под которым наблюдается изображение, даваемое оптической системой прибора, к угловому размеру объекта при наблюдении его непосредственно глазом. Видимое увеличение телескопа можно рассчитать по формуле:
G = Fоб/Fок,

где Fоб и Fок − фокусные расстояния объектива и окуляра.
 Для получения значительного увеличения объективы в телескопах должны быть длиннофокусными (фокусное расстояние в несколько метров), а окуляры − короткофокусными (несколько миллиметров). Неспокойная атмосфера Земли вызывает дрожание и искажение изображения, размывает его детали. Поэтому даже на крупных телескопах редко устанавливают увеличение более 500 раз.
 Под разрешающей способностью оптического телескопа понимают наименьшее угловое расстояние между двумя звездами, которые могут быть видны в телескоп раздельно. Теоретически разрешающая способность (в секундах дуги) визуального телескопа для желто-зеленых лучей, к которым наиболее чувствителен глаз человека, может быть оценена при помощи формулы:
Ψ = 140///D,

где D − диаметр объектива телескопа в миллиметрах.
 На практике из-за постоянных перемещений воздушных масс разрешающая способность телескопов снижается. В итоге наземные телескопы, как правило, обеспечивают разрешающую способность около 1//, и только в редких случаях, при весьма благоприятных атмосферных условиях, удается достичь разрешающей способности в несколько десятых долей секунды.
 С 1995 г. работают два одинаковых 10-метровых телескопа «Кек-1» и «Кек-2» в обсерватории Мауна-Кеа (США).

 Каждое зеркало в них состоит из 36 сегментов. Качеством изображения телескопов руководит адаптивная оптика, управляющая каждым сегментом зеркала. По разрешающей способности такой телескоп приближается к космическому. Обсерватория расположена на высоте 4250 м над Тихим океаном на Гавайских островах.

 Оптика Космического телескопа Хаббла приближается к идеальной оптической системе. Вне атмосферы зеркало этого телескопа диаметром 2,4 м позволяет достичь разрешения 0,06//.
Значительными возможностями обладает телескоп VLT (от англ. Very Large Telescope − очень большой телескоп), принадлежащий европейским странам и установленный на горе Параналь (высота 2635 м) на севере Чили. Телескоп VLT состоит из четырех телескопов диаметром по 8,2 м каждый. Крайние телескопы разнесены один от другого на расстояние 200 м, что позволяет всему комплексу приборов работать в режиме оптического интерферометра. Это означает, что если телескопы направлены на одну и ту же звезду, то собранное ими излучение суммируется, а разрешающая способность совместно работающих телескопов эквивалентна применению зеркала диаметром 200 м.

 фото с сайта miacum.ru
 Количество построенных во всем мире телескопов с диаметром зеркала более шести метров приближается к двадцати.
 Собранное объективом телескопа излучение регистрируется и анализируется приемником излучения. На протяжении первых двух с половиной веков с начала телескопической эры единственным приемником излучения служил человеческий глаз. Однако это не только не очень чувствительный, но и достаточно субъективный приемник излучения. С середины XIX в. в астрономии стали широко применяться фотографические методы. Фотографические материалы (фотопластинки, фотопленки) обладают рядом ценных преимуществ по сравнению с человеческим глазом. Фотоэмульсия способна суммировать падающую на нее энергию, т.е., увеличивая выдержку на негативе, можно собрать больше света. Фотография позволяет документировать события, так как негативы могут храниться в течение долгого времени. Фотопластинки обладают панорамностью, т. е. могут одновременно и точно фиксировать множество объектов.
Современные самые крупные телескопы управляются компьютерами, а полученные изображения космических объектов фиксируются в форме, которая обрабатывается компьютерными программами. Фотография почти вышла из употребления. В последние десятилетия получили широкое распространение фотоэлектрические приемники излучения, сведения от которых передаются непосредственно на компьютер. К таким приборам относятся ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью). ПЗС-матрица − это интегральная схема, размещенная на полупроводниковом материале, которая превращает световую энергию излучения в энергию электрического тока. Сила тока пропорциональна интенсивности светового потока. Такие приборы обладают высокой эффективностью в регистрации световых квантов (квантовым выходом): используется до 80 % от общего их количества. Для сравнения: квантовый выход нашего глаза − 3 %, а фотоэмульсии − всего 1 %. Это значит, что телескоп, оборудованный ПЗС-матрицей, может регистрировать свет от объектов почти в 20 раз более слабых, чем при визуальном наблюдении. Кроме того, полученная информация записывается на магнитные носители в цифровом формате и сохраняется со временем (в отличие от фотографической эмульсии); может быть многократно скопирована и разослана разным исследователям. Компьютерная обработка изображения позволяет избавиться от помех и фона, создаваемых рассеянием света в атмосфере Земли и турбулентностью атмосферы.
 Имея телескоп, можно не только проводить ознакомительные наблюдения небосвода, но и вести самые настоящие исследования. Очень удобна продажа телескопов с доставкой, Вам стоит только выбрать нужную модель и заказать ее. Удачных наблюдений и новых открытий.
Радиотелескопы.
 Изучением космических радиоисточников занимается радиоастрономия. Она зародилась в 1931 г., когда случайно было обнаружено радиоизлучение Млечного Пути. Спустя 15 лет в созвездии Лебедя нашли первый точечный источник радиоволн − слабую галактику, которую впоследствии удалось разглядеть в оптическом диапазоне.
 Доходящее до Земли радиоизлучение большинства небесных объектов очень слабое. Для обнаружения и приема космического радиоизлучения используются приборы, которые получили название радиотелескопов. Радиотелескопы состоят из антенного устройства и чувствительной приемной системы. Приемная система, или радиометр, усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в удобную для дальнейшей обработки форму.
 Основное назначение антенного устройства − собрать максимальное количество энергии, приносимой радиоволнами от объекта. В качестве антенны используется сплошное металлическое или сетчатое зеркало, имеющее форму параболоида. Антенна радиотелескопа отличается от обычных антенн радиосвязи высокой направленностью, т.е. способностью выделять радиоизлучение небольшого участка неба. В фокусе параболоида помещается облучатель − устройство, собирающее радиоизлучение, направленное на него зеркалом. Облучатель перелает принятую энергию на принятую энергию на приемное устройство, где сигнал усиливается, детектируется и регистрируется.
 Радиотелескопы очень большого размера могут быть построены из отдельных зеркал, каждое из которых фокусирует принимаемое излучение на один облучатель. Примером является российский радиотелескоп РАТАН-600 (рис.).

 Антенна этого телескопа представляет собой замкнутое кольцо диаметром около 600 м, состоящее из 895 плоских зеркал размером 2,1 × 7,4 м, образующих сегменты параболоида. Каждое зеркало может перемещаться немного назад-вперед и, главное, поворачиваться вверх в пределах 70°. Управление панелями ведется с помощью компьютера, поэтому во время наблюдений антенна может оставаться наведенной на одну и ту же точку вращающегося небесного свода,
Мощность радиосигнала, поступающего на вход приемника, прямо пропорциональна площади антенны. Поэтому антенна большего размера с одним и тем же приемником дает лучшую чувствительность, т. е. позволяет обнаружить слабые источники с малой мощностью излучения. Антенны крупнейших радиотелескопов достигают сотен метров. Крупный радиотелескоп с вращающимся металлическим рефлектором диаметром 100 м находится недалеко от города Бонна в Германии. Неподвижная антенна в Аресибо (Пуэрто-Рико), располагающаяся в кратере потухшего вулкана, имеет диаметр 305 м. Для того чтобы изменить направление приема излучения, в этом радиотелескопе делают перестановку облучателя.

 фото с сайта bolshoyforum.org
 Если радиоизлучение источника одновременно воспринимается двумя и более антеннами, расположенными на некотором расстоянии друг от друга, и затем эти сигналы суммируются, то вследствие интерференции радиосигналов разрешающая способность телескопов значительно возрастает. Такой инструмент называется радиоинтерферометром. На рис. показана схема работы радиоинтерферометра,

состоящего из двух радиотелескопов, находящихся друг от друга на расстоянии D которое может составлять сотни и даже тысячи километров. Например, многоэлементный радиоинтерферометр VLА (штат Нью-Мексико, США) состоит из 27 индивидуальных 25-метровых параболоидов, разнесенных на 25 км. Радиоинтерферометры со сверхдлинной базой объединяют радиотелескопы, разнесенные на тысячи километров. С их помощью удалось получить угловое разрешение порядка 0,0001//.
 Радиоволны свободно проходят сквозь огромные межзвездные газопылевые облака и атмосферу Земли. Поэтому методы радиоастрономии очень важны для изучения, например, центральных районов Млечного Пути и других галактик, так как оптические волны, идущие из этих областей, полностью поглощаются. Так, исследование излучения межзвездного водорода на волне 21 см позволило лучше понять структуру нашей Галактики и выявить ее спиральные рукава. Благодаря радиоастрономии были открыты квазары и пульсары.
 В большей или меньшей степени радиоизлучательной способностью обладают все галактики. Но некоторые из них отличаются повышенной активностью. Все известные космические радиоисточники в 1980-х гг. были сведены в каталог, который насчитывает свыше 100 тыс. объектов.
 В 1958 г. астрономы США получили первое радарное эхо от другой планеты − Венеры. Отражения радарных сигналов от других планет дают самые точные измерения расстояний. Эти же методы позволили проникнуть через плотную атмосферу Венеры и исследовать рельеф ее поверхности. В 1994 г. американский космический аппарат «Магеллан» провел радарные исследования с орбиты вокруг Венеры и получил точные данные о деталях поверхности этой планеты. С помощью радара были точно определены периоды вращения Венеры и Меркурия.

Смотрите еще