Co to jest teleskop i dlaczego jest potrzebny? Co to jest teleskop? Rodzaje, cechy i przeznaczenie teleskopów.

Optyczne układy teleskopowe stosowane są w astronomii (do obserwacji ciał niebieskich), w optyce do różnych celów pomocniczych: na przykład do zmiany rozbieżności promieniowania laserowego. Teleskop może być również używany jako teleskop do rozwiązywania problemów związanych z obserwacją odległych obiektów. Pierwsze rysunki prostego teleskopu soczewkowego odkryto w notatkach Leonarda Da Vinci. Zbudował teleskop w Lipperhey. Również stworzenie teleskopu przypisuje się jego współczesnemu Zachary'emu Jansenowi.

Fabuła

Za rok wynalezienia teleskopu, a raczej teleskopu, uważa się rok 1608, kiedy to holenderski twórca okularów John Lippershey zademonstrował swój wynalazek w Hadze. Odmówiono mu jednak patentu ze względu na fakt, że inni mistrzowie, jak Zachary Jansen z Middelburga i Jacob Metius z Alkmaar, posiadali już kopie teleskopów, a ten ostatni wkrótce po Lippersheyu złożył wniosek do Stanów Generalnych (holenderski parlament) w celu uzyskania patentu Późniejsze badania wykazały, że teleskopy znane były prawdopodobnie już wcześniej, bo już w roku 1605. W opublikowanych w 1604 roku Dodatkach do Witeliusza Kepler badał drogę promieni w system optyczny, składający się z soczewek dwuwypukłych i dwuwklęsłych. Pierwsze rysunki najprostszego teleskopu soczewkowego (zarówno jedno-, jak i dwuobiektywowego) odkryto w notatkach Leonarda da Vinci z 1509 roku. Zachowała się jego notatka: „Róbcie szkło, żeby na nie patrzeć pełnia księżyca„(Kodeks Atlantycki).

Pierwszy do wysłania luneta w niebo, zamieniając go w teleskop i otrzymując nowe dane naukowe, stał się Galileuszem. W 1609 roku stworzył swój pierwszy teleskop o trzykrotnym powiększeniu. W tym samym roku zbudował teleskop o ośmiokrotnym powiększeniu i długości około pół metra. Później stworzył teleskop dający 32-krotne powiększenie: długość teleskopu wynosiła około metra, a średnica soczewki 4,5 cm. Był to instrument bardzo niedoskonały, posiadający wszystkie możliwe aberracje. Niemniej jednak przy jego pomocy Galileusz dokonał wielu odkryć.

Nazwę „teleskop” zaproponował w 1611 roku grecki matematyk Ioannis Demisiani (Giovanni Demisiani) dla jednego z instrumentów Galileusza pokazanych na krajowym sympozjum Accademia dei Lincei. Sam Galileusz używał terminu łac. na określenie swoich teleskopów. perspicillum.

„Teleskop Galileusza”, Muzeum Galileo (Florencja)

W XX wieku rozwinęły się także teleskopy pracujące w szerokim zakresie długości fal, od fal radiowych po promienie gamma. Pierwszy specjalnie zbudowany radioteleskop zaczął działać w 1937 roku. Od tego czasu opracowano ogromną różnorodność wyrafinowanych instrumentów astronomicznych.

Teleskopy optyczne

Teleskop jest tubusem (stałym, ramowym) osadzonym na montażu, wyposażonym w osie służące do wskazywania i śledzenia obiektu obserwacji. Teleskop wizualny ma soczewkę i okular. Tylna płaszczyzna ogniskowa soczewki pokrywa się z przednią płaszczyzną ogniskową okularu. W płaszczyzna ogniskowa zamiast okularu w obiektywie można umieścić kliszę fotograficzną lub matrycowy odbiornik promieniowania. W tym przypadku soczewka teleskopu z punktu widzenia optyki jest soczewką fotograficzną, a sam teleskop zamienia się w astrograf. Ostrość teleskopu ustawia się za pomocą wyciągu okularowego (urządzenia ogniskującego).

Ze względu na konstrukcję optyczną większość teleskopów dzieli się na:

  • Obiektyw ( refraktory lub dioptrii) – jako soczewka używana jest soczewka lub układ soczewek.
  • Lustro ( reflektory lub kataptryczny) - jako soczewkę stosuje się zwierciadło wklęsłe.
  • Teleskopy z soczewkami lustrzanymi (katadioptryczne) - jako soczewkę stosuje się zwykle sferyczne zwierciadło główne, a soczewki służą do kompensacji jego aberracji.

Teleskopy radiowe

Radioteleskopy Very Large Array w Nowym Meksyku, USA

Radioteleskopy służą do badania obiektów kosmicznych w zakresie radiowym. Głównymi elementami radioteleskopów są antena odbiorcza i radiometr – czuły odbiornik radiowy z możliwością przestrajania częstotliwości oraz sprzęt odbiorczy. Ponieważ zasięg radiowy jest znacznie szerszy niż zasięg optyczny, do rejestracji emisji radiowej stosuje się różne konstrukcje radioteleskopów, w zależności od zasięgu. W obszarze fal długich (zakres metrów; dziesiątki i setki megaherców) stosuje się teleskopy składające się z dużej liczby (dziesiątki, setki, a nawet tysiące) elementarnych odbiorników, zwykle dipoli. W przypadku krótszych fal (zakres decymetrowy i centymetrowy; dziesiątki gigaherców) stosuje się pół- lub całkowicie obrotowe anteny paraboliczne. Ponadto, aby zwiększyć rozdzielczość teleskopów, łączy się je w interferometry. W przypadku połączenia kilku pojedynczych teleskopów znajdujących się w różne części glob, w jedną sieć, mówią o bardzo długiej linii bazowej interferometrii radiowej (VLBI). Przykładem takiej sieci jest amerykański system VLBA (Very Long Baseline Array). W latach 1997–2003 działał japoński orbitalny radioteleskop HALCA. Wysoce zaawansowane laboratorium komunikacji i astronomii), wchodzących w skład sieci teleskopów VLBA, co znacząco poprawiło rozdzielczość całej sieci. Planuje się także, że jako jeden z elementów gigantycznego interferometru zostanie wykorzystany rosyjski orbitalny radioteleskop Radioastron.

Teleskopy kosmiczne

Atmosfera ziemska dobrze przepuszcza promieniowanie w zakresie optycznym (0,3-0,6 mikrona), bliskiej podczerwieni (0,6-2 mikronów) i radiowym (1 mm - 30 ). Jednak wraz ze spadkiem długości fali przezroczystość atmosfery znacznie maleje, w wyniku czego obserwacje w zakresie ultrafioletu, promieniowania rentgenowskiego i gamma stają się możliwe tylko z kosmosu. Wyjątkiem jest rejestracja ultrawysokoenergetycznego promieniowania gamma, do którego nadają się metody astrofizyki promieniowania kosmicznego: wysokoenergetyczne fotony gamma w atmosferze generują elektrony wtórne, które są rejestrowane przez naziemne instalacje wykorzystujące blask Czerenkowa. Przykładem takiego systemu jest teleskop CACTUS.

W zakresie podczerwieni absorpcja w atmosferze jest również silna, jednakże w zakresie 2-8 mikronów występuje pewna liczba okien przezroczystości (podobnie jak w zakresie milimetrowym), w których można prowadzić obserwacje. Ponadto, ponieważ większość linii absorpcyjnych w zakresie podczerwieni należy do cząsteczek wody, obserwacje w podczerwieni można prowadzić w suchych obszarach Ziemi (oczywiście w tych długościach fal, w których tworzą się okna przezroczystości z powodu braku wody). Przykładem takiego rozmieszczenia teleskopu jest Teleskop Bieguna Południowego. Teleskop na Biegunie Południowym), zainstalowany na geograficznym biegunie południowym, działający w zakresie submilimetrowym.

W zakresie optycznym atmosfera jest przezroczysta, jednak ze względu na rozpraszanie Rayleigha inaczej przepuszcza światło o różnych częstotliwościach, co prowadzi do zniekształcenia widma opraw (widmo przesuwa się w stronę czerwieni). Ponadto atmosfera jest zawsze niejednorodna, stale występują w niej prądy (wiatry), co prowadzi do zniekształcenia obrazu. Dlatego rozdzielczość teleskopów naziemnych jest ograniczona do około 1 sekundy łukowej, niezależnie od apertury teleskopu. Problem ten można częściowo rozwiązać stosując optykę adaptacyjną, która może znacznie ograniczyć wpływ atmosfery na jakość obrazu oraz podnosząc teleskop do większa wysokość gdzie atmosfera jest bardziej rozrzedzona - w góry lub w powietrze w samolotach lub balonach stratosferycznych. Jednak najlepsze rezultaty osiąga się, gdy teleskopy są zabierane w przestrzeń kosmiczną. Poza atmosferą zniekształcenia są całkowicie nieobecne, dlatego maksymalną teoretyczną rozdzielczość teleskopu wyznacza jedynie granica dyfrakcyjna: φ=λ/D (rozdzielczość kątowa w radianach jest równa stosunkowi długości fali do średnicy apertury). Przykładowo teoretyczna rozdzielczość teleskopu kosmicznego ze zwierciadłem o średnicy 2,4 metra (jak teleskop Hubble'a) przy długości fali 555 nm wynosi 0,05 sekundy łukowej (rzeczywista rozdzielczość Hubble'a jest dwa razy gorsza - 0,1 sekundy, ale mimo to o rząd wielkości wyższy niż w przypadku teleskopów naziemnych).

Wyniesienie go w kosmos umożliwia zwiększenie rozdzielczości radioteleskopów, ale z innego powodu. Każdy radioteleskop sam w sobie ma bardzo małą rozdzielczość. Wyjaśnia to fakt, że długość fal radiowych jest o kilka rzędów wielkości większa niż widzialne światło, dlatego granica dyfrakcyjna φ=λ/D jest znacznie większa, mimo że rozmiar radioteleskopu jest również kilkadziesiąt razy większy niż teleskopu optycznego. Przykładowo przy aperturze 100 metrów (na świecie są tylko dwa tak duże radioteleskopy) rozdzielczość przy długości fali 21 cm (linia neutralnego wodoru) wynosi tylko 7 minut łukowych, a przy długości 3 cm - 1 minuta, co jest całkowicie niewystarczające do badań astronomicznych (dla porównania rozdzielczość gołym okiem wynosi 1 minutę, pozorna średnica Księżyca wynosi 30 minut). Łącząc jednak dwa radioteleskopy w radiointerferometr, można znacznie zwiększyć rozdzielczość - jeżeli odległość pomiędzy obydwoma radioteleskopami (tzw. baza interferometru radiowego) jest równa L, wówczas rozdzielczość kątowa nie jest już wyznaczana wzorem φ=λ/D, lecz φ=λ/L. Na przykład przy L=4200 km i λ=21 cm maksymalna rozdzielczość będzie wynosić około jednej setnej sekundy łukowej. Jednakże w przypadku teleskopów naziemnych maksymalna podstawa nie może oczywiście przekraczać średnicy Ziemi. Wystrzeliwując jeden z teleskopów w przestrzeń kosmiczną, można znacznie zwiększyć bazę, a co za tym idzie i rozdzielczość. Przykładowo rozdzielczość teleskopu kosmicznego RadioAstron podczas współpracy z ziemskim radioteleskopem w trybie radiointerferometru (podstawa 390 tys. km) będzie wynosić od 8 do 500 mikrosekund łukowych w zależności od długości fali (1,2-92 cm). (dla porównania obiekt wielkości 3 m widoczny jest pod kątem 8 μs w odległości Jowisza, natomiast obiekt wielkości Ziemi z odległości


26.10.2017 05:25 1566

Co to jest teleskop i dlaczego jest potrzebny?

Teleskop to urządzenie umożliwiające oglądanie obiektów kosmicznych z bliskiej odległości. Tele jest tłumaczone ze starożytnej greki - daleko i skopeo - patrzę. Zewnętrznie wiele teleskopów jest bardzo podobnych teleskop, dlatego mają ten sam cel - przybliżać obrazy obiektów. Z tego powodu nazywane są również teleskopami optycznymi, ponieważ powiększają obrazy za pomocą soczewek, materiałów optycznych podobnych do szkła.

Miejsce narodzin teleskopu to Holandia. W 1608 roku twórcy okularów w tym kraju wynaleźli lunetę, prototyp współczesnego teleskopu.

Jednak pierwsze rysunki teleskopów odkryto w dokumentach włoskiego artysty i wynalazcy Leonarda da Vinci. Nosili datę 1509.

Nowoczesne teleskopy umieszczone są na specjalnym stojaku dla większej wygody i stabilności. Ich głównymi częściami są soczewka i okular.

Soczewka znajduje się w części teleskopu najbardziej oddalonej od człowieka. Zawiera soczewki lub zwierciadła wklęsłe, dlatego teleskopy optyczne dzielą się na teleskopy soczewkowe i lustrzane.

Okular znajduje się w części urządzenia najbliżej człowieka i jest skierowany w stronę oka. Składa się również z soczewek, które powiększają obraz obiektów utworzonych przez soczewkę. Niektóre nowoczesne teleskopy używane przez astronomów zamiast okularu mają wyświetlacz, który pokazuje obrazy obiektów kosmicznych.

Teleskopy profesjonalne różnią się od teleskopów amatorskich tym, że mają większe powiększenie. Z ich pomocą astronomowie byli w stanie dokonać wielu odkryć. Naukowcy prowadzą obserwacje w obserwatoriach innych planet, komet, asteroid i czarnych dziur.

Dzięki teleskopom mogli bardziej szczegółowo zbadać satelitę Ziemi, Księżyc, który znajduje się w stosunkowo niewielkiej odległości od naszej planety według standardów kosmicznych - 384 403 km. Powiększenie tego urządzenia pozwala wyraźnie zobaczyć kratery na powierzchni Księżyca.

Teleskopy amatorskie sprzedawane są w sklepach. Pod względem właściwości są gorsze od tych stosowanych przez naukowców. Ale z ich pomocą można zobaczyć także kratery na Księżycu,

Co to jest teleskop

Narzędzie, które zbiera promieniowanie elektromagnetyczne odległego obiektu i kieruje go w stronę ostrości, gdzie powstaje powiększony obraz obiektu lub generowany jest wzmocniony sygnał.

Wraz z rozwojem technologii astronomicznej stało się możliwe badanie obiektów w całym spektrum elektromagnetycznym, dla czego opracowano specjalne systemy teleskopów i dodatkowych detektorów, które pozwalają im pracować w różnych zakresach długości fal. Termin „teleskop”, pierwotnie oznaczający instrument optyczny, nabrał szerszego znaczenia. Jednak teleskopy działające w zakresie widzialnym, radiowym i rentgenowskim wykorzystują systemy i metody, które znacznie się od siebie różnią.

Teleskopy optyczne występują w dwóch głównych typach (refraktory i reflektory), różniących się wyborem głównego elementu zbierającego światło (odpowiednio soczewka lub zwierciadło). Teleskop refrakcyjny ma soczewkę z przodu tubusu i okular lub sprzęt fotograficzny z tyłu, gdzie powstaje obraz. Teleskop refleksyjny wykorzystuje wklęsłe zwierciadło umieszczone z tyłu tubusu jako soczewkę.

Soczewka teleskopu refrakcyjnego jest zwykle soczewką złożoną z dwóch lub więcej elementów o stosunkowo długiej ogniskowej. Zastosowanie soczewek złożonych zmniejsza aberrację chromatyczną (takie soczewki nazywane są dubletami i tripletami achromatycznymi). Zarówno aberrację chromatyczną, jak i sferyczną można zminimalizować, stosując długą ogniskową, ale skutkuje to długimi i nieporęcznymi refraktorami. W przeszłości budowano wyłącznie refraktory w celu ograniczenia błędów duże rozmiary. Jeżeli trzeba podkreślić, że obserwacje prowadzono za pomocą teleskopu refrakcyjnego, wówczas stosuje się skrót OG (szkło przedmiotowe).

Podczas tworzenia i instalowania dużych soczewki szklane pojawia się szereg trudności; Ponadto grube soczewki pochłaniają zbyt dużo światła. Największy na świecie refraktor, z obiektywem o średnicy 101 cm, należy do Obserwatorium Yerkes.

Wszystkie duże teleskopy astronomiczne są reflektorami. Teleskopy zwierciadlane są również popularne wśród hobbystów, ponieważ nie są tak drogie jak refraktory i są łatwiejsze do samodzielnego wykonania. W reflektorze światło zbiera się w punkcie znajdującym się przed zwierciadłem głównym, zwanym ogniskiem głównym. Zebrana wiązka światła jest zwykle kierowana (poprzez zwierciadło wtórne) w dogodniejsze do pracy miejsce. Z tego punktu widzenia istnieje kilka ogólnie przyjętych systemów, w tym ognisko Newtona, skupienie Cassegraina, skupienie Coudé i skupienie Nasmytha. W bardzo dużych teleskopach obserwator ma możliwość pracy bezpośrednio na ognisku głównym w specjalnej kabinie zamontowanej w tubusie głównym. W praktyce zarówno zwierciadło wtórne, jak i kabina przy ognisku głównym nie wpływają znacząco na pracę teleskopu. Duże, wielofunkcyjne, profesjonalne teleskopy są zwykle budowane tak, aby obserwator miał możliwość doboru ostrości. Ognisko Newtona stosowane jest wyłącznie w amatorskich teleskopach optycznych.

Zwierciadła główne w teleskopach zwierciadlanych są zwykle wykonane ze szkła lub ceramiki, która nie rozszerza się (ani nie kurczy) pod wpływem zmian temperatury. Powierzchnia lustra jest starannie obrabiana do pożądanego kształtu, zwykle sferycznego lub parabolicznego, z dokładnością do ułamka długości fali światła. Aby uzyskać właściwości odblaskowe, nakłada się go na powierzchnię szkła. cienka warstwa aluminium We wczesnych teleskopach zwierciadlanych, np. Williama Herschela (1738-1822), zwierciadło główne było wykonane z polerowanego stopu metalu (68% miedzi i 32% cyny). W języku łacińskim termin „lustro” jest tłumaczony jako „wziernik”; z tego powodu skrót „spec” jest nadal czasami używany w odniesieniu do teleskopu zwierciadlanego. Najwcześniejsze lustra szklane były powlekane srebrem, ale okazało się to niewygodne, ponieważ srebro ciemnieje pod wpływem powietrza.

W najnowocześniejszych dużych teleskopach zastosowano techniki optyki aktywnej, które pozwalają na zastosowanie cieńszych i lżejszych zwierciadeł, których wymagany kształt utrzymywany jest przez sterowany komputerowo system nośny. Pozwala to na zastosowanie zarówno luster o bardzo dużych średnicach, jak i luster złożonych z pojedynczych elementów.

Moc odbieranego sygnału świetlnego i rozdzielczość teleskopów zależą od wielkości obiektywu. Aby móc obserwować coraz słabsze obiekty i osiągać rozdzielczość małe części, w astronomii istnieje tendencja w kierunku coraz większych instrumentów, chociaż cele te można częściowo osiągnąć poprzez rozwój bardziej czułych detektorów i zastosowanie interferometrów.

Samo zwiększenie mocy nie wystarczy wielkie znaczenie, z wyjątkiem małych teleskopów amatorskich przeznaczonych do obserwacji wizualnych. Wzmocnienie wzroku można łatwo zmienić za pomocą różnych okularów. Maksymalne wzmocnienie zwykle nie jest ograniczone właściwości techniczne teleskopu, ale od warunków widoczności.

Obrazy uzyskane z teleskopów astronomicznych są odwrócone. Ponieważ wprowadzenie dodatkowej soczewki, która mogłaby skorygować obraz, pochłonęłoby część strumienia świetlnego, nie przynosząc większych korzyści, astronomowie wolą pracować bezpośrednio z odwróconymi obrazami.

Montaż teleskopu astronomicznego jest ważną częścią projektu, ponieważ obserwator musi być w stanie z łatwością skierować teleskop w dany punkt na niebie i utrzymać jego orientację podczas obrotu Ziemi, śledząc pozorny ruch obiektu po niebie. niebo. Mały teleskopy amatorskie a nowoczesne teleskopy sterowane komputerowo wykorzystują montaż azymutalny. Przed pojawieniem się sterowania komputerowego najpowszechniejszym był montaż paralaktyczny. Wiele obecnie działających teleskopów posiada instalację równikową i system ten pozostaje popularny wśród instrumentów amatorskich

Montaż równikowy

Sposób montażu teleskopu, w którym instrument można obracać wokół osi biegunowej równoległej do osi obrotu Ziemi i osi deklinacji prostopadłej do osi biegunowej. Obrót wokół tych dwóch osi zapewnia niezależne ustawienie obu współrzędnych równikowych. Ruch wokół osi biegunowej zmienia rektascensję; ruch wokół innej osi - deklinacja.

Montaż paralaktyczny ma pewne zalety: aby skompensować pozorny ruch nieba wywołany obrotem Ziemi, wystarczy obrócić teleskop tylko wokół jednej z dwóch osi (biegunowej). Po skierowaniu na punkt sfery niebieskiej o pożądanym nachyleniu teleskop nie wymaga już dodatkowych regulacji. Dlatego przez wiele lat wszystkie teleskopy dowolnej znaczącej wielkości były projektowane wyłącznie z montażem paralaktycznym. Jednak rozwój sterowania komputerowego umożliwił celowanie i sterowanie nawet bardzo dużymi teleskopami przy użyciu prostszego montażu azymutalnego. Niemniej jednak montaż paralaktyczny pozostaje popularny i nadal szeroko stosowany w praktyce.

Aby zapewnić odpowiednie wsparcie i swobodę ruchu teleskopom różnych rozmiarów i typów, opracowano różne typy montaży paralaktycznych. Główne opcje instalacji obejmują niemiecki, angielski, ramę, podkowę i widelec. Ponieważ oś biegunowa musi być równoległa do osi Ziemi (czyli skierowana do punktu biegun północnyświata), każdy projekt montażu paralaktycznego jest odpowiedni tylko dla szerokości geograficznej, dla której został zaprojektowany

Teleskop to urządzenie przeznaczone do obserwacji ciał niebieskich – planet, gwiazd, mgławic i galaktyk. Słowo „teleskop” pochodzi od dwóch greckich słów oznaczających „daleki” i „patrzący”.

Pierwsze urządzenie do obserwacji odległych obiektów – luneta – zostało wynalezione na początku XVII wieku. Duński optyk I. Lippershey. Jego schemat był następujący: na przednim końcu rury został zamocowany soczewka dwuwypukła– obiektyw. Światło przechodząc przez soczewkę zbiera się w ognisku, w którym uzyskuje się obraz ciała niebieskiego. Na drugim końcu tubusu znajduje się okular, dzięki któremu można oglądać obraz w powiększeniu. Moc powiększenia tego instrumentu optycznego zależy od rozmiaru i wypukłości soczewki i okularu.

Wkrótce po wynalezieniu fajki dowiedział się o tym włoski naukowiec Galileo Galilei. Zainteresowało go zadanie skonstruowania „perspektywy”, jak wówczas nazywano teleskop. Najpierw zbudował fajkę o trzykrotnym powiększeniu, a później zwiększył tę liczbę do trzydziestokrotnego.

Galileusz jako pierwszy użył teleskopu do obserwacji astronomicznych. Po raz pierwszy uczynił to 7 stycznia 1610 roku. Nawet skromne możliwości trąby Galileusza wystarczyły do ​​kilku odkryć.

Galileusz odkrył, że powierzchnia Księżyca jest nierówna i podobnie jak na Ziemi znajdują się góry i doliny. Tajemnica Drogi Mlecznej została odkryta. Włoch odkrył, że Galaktyka to nic innego jak zbiór ogromnej liczby gwiazd.

Ponadto Galileusz natychmiast odkrył cztery satelity Jowisza, które nazwał „gwiazdami Medyceuszy” na cześć wielkiego księcia Toskanii Cosimo II de’ Medici.

W książce „Star Messenger” naukowiec opowiedział o swoich obserwacjach. Jego odkrycia wywołały ogromne kontrowersje. Wielu uważało odkrycia Galileusza za iluzję spowodowaną teleskopem.

Galileusz kontynuował swoje obserwacje. Patrząc na Saturna przez teleskop, odkrył plamy po obu stronach planety. Zdecydował, że są to te same satelity, co Jowisz. Dwa lata później, ku swemu zdziwieniu, badacz zobaczył tę samą planetę „zupełnie samą”. Nigdy nie udało mu się znaleźć wyjaśnienia tej zagadki. Zaledwie pół wieku później Holender H. Huygens odkrył, że w rzeczywistości był to pierścień otaczający Saturna.

Dalsze badania gwiaździstego nieba pozwoliły Galileuszowi dokonać kilku kolejnych odkryć. Zauważył, że Wenus „naśladując” Księżyc zmienia swój wygląd. Stanowiło to decydujący dowód na to, że Wenus, zgodnie z teorią Kopernika, krąży wokół Słońca.

Galileusz odkrył plamy na Słońcu i przekonał się, że Słońce obraca się wokół własnej osi.

Niezależnie od Galileusza, a nawet przed nim, w 1609 roku, zewnętrzną twarz Księżyca naszkicował za pomocą teleskopu angielski matematyk T. Harriot. A priorytet odkrycia satelitów Jowisza został zakwestionowany przez Włochów przez Niemca S. Mariusa.

Galileusz był sądzony przez Inkwizycję za propagowanie idei Kopernika i publicznie wyrzekł się swoich poglądów. Kościół zrehabilitował go dopiero w 1980 r. W tym samym roku jego dzienniki obserwacyjne zostały ponownie zbadane przez historyków astronomii. Ustalili to zimą 1612–1613. Naukowiec zaobserwował planetę Neptun, choć pomylił ją z gwiazdą.

Batutę tworzenia teleskopów przejął od Galileusza polski astronom i obserwator Jan Heweliusz. W 1641 roku w Gdańsku wyposażył obserwatorium astronomiczne na dachach trzech swoich domów. Heweliusz zaczął tworzyć własne teleskopy ze stosunkowo małych rurek o długości 2–4 m. Udoskonalając techniki produkcyjne, udało mu się zwiększyć rozmiary teleskopów do 10–20 m. Największy z teleskopów Heweliusza nie zmieścił się w jego obserwatorium i instrument ten musiał być zainstalowany poza miastem, zamontowany na specjalnym maszcie o wysokości 30 m. Długość tubusu tego teleskopu sięgała 45 m.

Heweliusz, podobnie jak Galileusz, jako soczewkę do swoich fajek używał soczewki dwuwypukłej. Takie teleskopy soczewkowe nazywane są teleskopami refraktorowymi. Dostosowując swoje teleskopy do bardzo dużych rozmiarów, Heweliusz był w stanie osiągnąć dość znaczne powiększenia przy zadowalającej jakości obrazu. Nie był jednak w stanie rozszerzyć możliwości swoich teleskopów do obserwacji słabych obiektów. Dzieje się tak, ponieważ wykrywanie słabych obiektów wymaga zwiększenia powierzchni soczewki. Ale stworzenie teleskopów o dużych soczewkach było obarczone nieprzezwyciężalnymi trudnościami technicznymi.

Astronomom udało się rozwiązać ten problem, wykorzystując wklęsłe zwierciadła jako soczewki. Wykonanie dużych zwierciadeł wklęsłych jest znacznie łatwiejsze niż wykonanie soczewek tego samego rozmiaru. Teleskopy z soczewkami lustrzanymi nazywane są teleskopami zwierciadlanymi lub teleskopami zwierciadlanymi.

W odbłyśniku na dolnym końcu tubusu umieszczone jest zwierciadło wklęsłe. Odbijając się od niego, światło zbiera się na górnym końcu rury, gdzie jest wykorzystywane małe lusterko przypisany obserwatorowi.

I. Newton w latach 60. – 70. XVII wieku w swoim domowym laboratorium wykonywał małe teleskopy i reflektory. Pierwsze duże teleskopy tego typu wykonał już pod koniec XVIII wieku. Anglik V. Herschel. Mieli ogromne soczewki, które umożliwiały obserwację bardzo słabych obiektów. Największy z teleskopów zwierciadlanych Herschela posiadał zwierciadło o średnicy 120 cm i tubusie o długości 12 m. Poruszało się w górę i w dół za pomocą klocków oraz obracało się wokół własnej osi na specjalnej platformie. W 1789 roku za pomocą teleskopu Herschel odkrył pierwszą planetę Układ Słoneczny, zwany Uranem.

Teleskopy reflektorowe mają również poważne wady. Pole widzenia takich teleskopów jest zwykle niewielkie: nie mieści się w nim nawet dysk Księżyca. Powoduje to poważne niedogodności, zwłaszcza podczas fotografowania obiektów Duża powierzchnia, gdyż przegląd wymaga przemieszczenia całego instrumentu. Ponadto teleskopy zwierciadlane w większości przypadków nie nadają się do precyzyjnych pomiarów pozycyjnych.

W związku z tym w początek XIX V. Myśl projektowa ponownie zwróciła się w stronę teleskopów soczewkowych i refraktorów. Ich szybki postęp nastąpił dzięki umiejętnościom J. Fraunhofera. Połączył soczewki z dwóch różne odmiany szkło - szkło koronowe i szkło krzemieniowe. Obydwa wykonane są ze szkła kwarcowego, różnią się jedynie zastosowanymi dodatkami. Różne współczynniki załamania światła w tych okularach pozwalają na radykalne zmniejszenie podbarwień obrazu – głównej wady systemów soczewek, z którą bezskutecznie walczył Jan Heweliusz.

Fraunhofer jako pierwszy nauczył się robić duże soczewki soczewkowe, których średnica sięgała kilkudziesięciu centymetrów. Udało mu się pokonać trudności związane ze zawiłościami technologii topienia szkła i chłodzenia gotowego krążka szklanego. Tarcza, z której ma być szlifowana soczewka, musi być zespawana bez pęcherzyków i chłodzona tak, aby nie powstawały w niej naprężenia. Naprężenia mogą powodować nierówne zmiany w kształcie soczewki, która jest szlifowana z dokładnością do dziesięciu tysięcznych milimetra.

Fraunhofer nie tylko ulepszył optykę teleskopu refraktorowego, ale także przekształcił go w precyzyjny przyrząd pomiarowy. Jego poprzednikom nie udało się znaleźć dobrego rozwiązania na prowadzenie teleskopu za gwiazdą. Ze względu na codzienny ruch sfery niebieskiej gwiazda stale się porusza i poruszając się po krzywej, szybko opuszcza pole widzenia nieruchomego teleskopu.

Fraunhofer przechylił oś obrotu teleskopu, kierując go w stronę bieguna niebieskiego. Aby wyśledzić gwiazdę, wystarczyło obrócić ją wokół osi biegunowej. Fraunhofer zautomatyzował ten proces, dodając do teleskopu mechanizm zegarowy.

Fraunhofer zrównoważył wszystkie ruchome części teleskopu. Pomimo dużej wagi wytrzymują lekki nacisk.

W 1824 roku Fraunhofer wyprodukował pierwszorzędny teleskop dla obserwatorium w Dorpacie.

W drugiej połowie XIX w. Najlepsze teleskopy wykonała amerykańska optyka. Clarka. W 1885 r. wykonał największą wówczas soczewkę o średnicy 76 cm dla teleskopu refraktorowego Pułkowo, a w 1888 r. na górze Hamilton niedaleko San Francisco zbudowano teleskop o średnicy soczewki 92 cm autorstwa Clarka. Wkrótce na dachu Obserwatorium Uniwersytetu w Chicago zainstalowano teleskop z obiektywem o średnicy 102 cm, którego również dokonał Clark.

Z założenia wszystkie powyższe teleskopy były powtórzeniem teleskopów Fraunhofera. Można je było łatwo kontrolować, jednak ze względu na absorpcję światła w szkle obiektywu i wyginanie rurek wymiary tych teleskopów okazały się ograniczające dla tego typu konstrukcji.

Uwaga astronomów i projektantów ponownie zwróciła się w stronę teleskopów i reflektorów.

W 1919 roku w Mount Wilson w Kalifornii oddano do użytku teleskop reflektorowy o średnicy zwierciadła 2,5 m. Doświadczenia jego wytwarzania zostały uwzględnione w projekcie 5-metrowego teleskopu, którego budowa zajęła ćwierć wiek. Zaczął działać w 1949 roku w Obserwatorium Mount Palomar.

Po Wielkim Wojna Ojczyźniana W Krymskim Obserwatorium Astrofizycznym Akademii Nauk ZSRR oddano do użytku największy w Europie teleskop zwierciadlany o średnicy zwierciadła 2,6 m. Zgromadzone doświadczenie pozwoliło sowieckim optykom zbudować największy na świecie teleskop zwierciadlany o średnicy zwierciadła 6 m. Jego 24-metrowa tuba waży 300 ton, a zwierciadło 42 t. Zwierciadło teleskopu w dowolnej pozycji musi znajdować się w stanie nieważkości. Opiera się na 60 punktach podparcia. Trzy z nich pełnią funkcję nośną, pozostałe stanowią podporę.

Instrument prowadzony jest za gwiazdami przez komputer. Oblicza przemieszczenie gwiazd, korygując skutki załamania światła i zakrzywienia tubusu, a także obraca teleskop z wymaganą prędkością. Masa ruchomej części teleskopu wynosi 650 ton.

W przeciwieństwie do montażu paragalaktycznego używanego przez Fraunhofera, w tym teleskopie zastosowano montaż azymutalny. Sam teleskop nazywa się BTA – duży teleskop azymutalny.

Po długich poszukiwaniach lokalizacji u podnóża zainstalowano teleskop BTA Północny Kaukaz w pobliżu wsi Zelenchukskaya na wysokości 2070 m i został oddany do użytku w 1975 roku.

W 1931 roku Amerykanin K. Jansky za pomocą anteny przeznaczonej do badania zakłóceń radiowych burzowych zarejestrował emisję radiową pochodzenia kosmicznego (z Drogi Mlecznej). Długość fali wynosiła 14,6 m.

W 1937 roku w USA G. Reber zbudował pierwszy radioteleskop do badania kosmicznej emisji radiowej - reflektor o średnicy 9,5 m.

Najważniejsza cecha przyrządy optyczne jest uchwała. Jest on równy najmniejszemu kątowi, pod jakim dwa obiekty są przez to urządzenie rozróżniane jako niezależne. Dla ludzkie oko w normalnych warunkach rozdzielczość wynosi około G. Rozdzielczość teleskopu wzrasta wraz ze wzrostem średnicy teleskopu i spadkiem długości fali odbieranego promieniowania. W przypadku teleskopów optycznych liczba ta jest ograniczona atmosferą i nie przekracza 0,3 m.

W radioastronomii ten wskaźnik długie lata była znacznie niższa, ponieważ długość fali fal radiowych jest dziesiątki tysięcy razy większa niż długość fali światła widzialnego. W związku z tym pojawiła się potrzeba budowy radioteleskopów z ogromnymi soczewkami - paraboloidami. Ale rozdzielczość radioteleskopów przez długi czas pozostało niewystarczające. To były minuty i dziesiątki minut. Nie umożliwiło to zbadania drobnej struktury obiektów obserwowanych na niebie, a nawet określenia ich zasięgu.

Trudność tę przezwyciężono dzięki budowie interferometrów radiowych. To dwa radioteleskopy oddalone od siebie o setki i tysiące kilometrów. Porównanie jednoczesnych obserwacji na obu teleskopach pozwala uzyskać rozdzielczość do 0,00G. Pierwszy interferometr radiowy zbudowano w Australii w 1948 r. W 1967 r. wykonano pierwsze obserwacje na interferometrach z niezależnym zapisem sygnału i ultradużymi podstawami.

W 1953 roku zbudowano pierwszy radioteleskop w kształcie krzyża. W angielskim Obserwatorium Jodrell Bank zbudowano w pełni obrotowy radioteleskop o średnicy paraboloidy 76 m. Później w Effelsberg (Niemcy), w Instytucie Inżynierii Radiowej. M. Planck zbudował teleskop o średnicy zwierciadła 100 m.

Największy stały radioteleskop ze stałą czaszą kulistą o średnicy 300 m został zbudowany w specjalnie przygotowanym kraterze wulkanu Arecibo (Puerto Rico).

> Rodzaje teleskopów

Wszystkie teleskopy optyczne są pogrupowane według rodzaju elementu zbierającego światło na zwierciadło, soczewkę i kombinowane. Każdy typ teleskopu ma swoje zalety i wady, dlatego przy wyborze optyki należy wziąć to pod uwagę następujące czynniki: warunki i cele obserwacji, wymagania dotyczące wagi i mobilności, cena, poziom aberracji. Scharakteryzujmy najpopularniejsze typy teleskopów.

Refraktory (teleskopy soczewkowe)

Refraktory Są to pierwsze teleskopy wynalezione przez człowieka. W takim teleskopie za zbieranie światła odpowiedzialna jest soczewka dwuwypukła, która pełni rolę obiektywu. Jego działanie opiera się na głównej właściwości soczewek wypukłych - załamywaniu promieni świetlnych i ich gromadzeniu w skupieniu. Stąd nazwa – refraktory (od łacińskiego refract – załamywać).

Powstał w 1609 r. Wykorzystał dwie soczewki, za pomocą których został zebrany maksymalna ilość gwiezdny. Pierwsza soczewka, która pełniła funkcję soczewki, była wypukła i służyła do zbierania i skupiania światła z określonej odległości. Druga soczewka, pełniąca rolę okularu, była wklęsła i służyła do przekształcania zbiegającej się wiązki światła w równoległą. Stosując system Galileusza możliwe jest uzyskanie bezpośredniego, nieodwróconego obrazu, na którego jakość duży wpływ ma aberracja chromatyczna. Efekt aberracji chromatycznej można postrzegać jako fałszywe zabarwienie szczegółów i krawędzi obiektu.

Refraktor Keplera to bardziej zaawansowany system, który powstał w 1611 roku. Tutaj jako okular zastosowano soczewkę wypukłą, w której ogniskowanie przednie połączono z ogniskowaniem tylnym obiektywu. W rezultacie końcowy obraz został odwrócony do góry nogami, co w badaniach astronomicznych nie jest istotne. Główną zaletą nowego systemu jest możliwość zamontowania siatki pomiarowej wewnątrz rury w jej ognisku.

Konstrukcja ta również charakteryzowała się aberracją chromatyczną, jednak efekt można było zneutralizować poprzez zwiększenie ogniskowej. Dlatego ówczesne teleskopy miały ogromną ogniskową i tubus o odpowiedniej wielkości, co powodowało poważne trudności w prowadzeniu badań astronomicznych.

Na początku XVIII wieku pojawił się, który jest również popularny w w te dni. Obiektyw tego urządzenia składa się z dwóch soczewek wykonanych z różnych rodzajów szkła. Jedna soczewka jest zbieżna, druga rozbieżna. Taka konstrukcja może znacząco redukować aberrację chromatyczną i sferyczną. Korpus teleskopu pozostaje bardzo kompaktowy. Dziś stworzono refraktory apochromatyczne, w których wpływ aberracji chromatycznej zredukowany jest do możliwego minimum.

Zalety refraktorów:

  • Prosta konstrukcja, łatwość obsługi, niezawodność;
  • Szybka stabilizacja termiczna;
  • Niewymagający profesjonalnej obsługi;
  • Idealny do eksploracji planet, Księżyca, gwiazd podwójnych;
  • Doskonałe oddawanie barw w wersji apochromatycznej, dobre w wersji achromatycznej;
  • System bez centralnego ekranu od zwierciadła diagonalnego lub wtórnego. Stąd wysoki kontrast obrazu;
  • Brak przepływu powietrza w rurze, co chroni optykę przed brudem i kurzem;
  • Jednoczęściowa konstrukcja obiektywu, która nie wymaga regulacji przez astronoma.

Wady refraktorów:

  • Wysoka cena;
  • Duża waga i wymiary;
  • Mała praktyczna średnica otworu;
  • Ograniczenia w badaniu słabych i małych obiektów w głębokiej przestrzeni kosmicznej.

Nazwa teleskopów lustrzanych - reflektory pochodzi od łacińskiego słowa Reflectio – odzwierciedlać. Urządzenie to jest teleskopem z soczewką, która pełni funkcję zwierciadła wklęsłego. Jego zadaniem jest zebranie światła gwiazd w jednym punkcie. Umieszczając okular w tym miejscu, można zobaczyć obraz.

Jeden z pierwszych reflektorów ( Teleskop Grzegorza) został wynaleziony w 1663 roku. Teleskop ten ze zwierciadłem parabolicznym był całkowicie wolny od aberracji chromatycznych i sferycznych. Światło zbierane przez lustro odbijało się od małego owalnego lusterka, które umieszczono przed głównym, w którym znajdował się mały otwór na wyjście wiązki światła.

Newton był całkowicie zawiedziony teleskopami załamującymi, dlatego jednym z jego głównych osiągnięć był teleskop zwierciadlany, stworzony na bazie metalowego zwierciadła głównego. Odbijał jednakowo światło o różnych długościach fal, a kulisty kształt lustra sprawiał, że urządzenie było bardziej dostępne nawet do samodzielnej produkcji.

W 1672 roku astronom Laurent Cassegrain zaproponował projekt teleskopu przypominającego słynny reflektor Gregory'ego. Jednak ulepszony model miał kilka poważnych różnic, z których główną było wypukłe hiperboliczne zwierciadło wtórne, które sprawiło, że teleskop był bardziej kompaktowy i zminimalizował centralne ekranowanie. Jednak tradycyjny reflektor Cassegraina okazał się mało zaawansowany technologicznie do masowej produkcji. Głównymi przyczynami tej niepopularności są lustra o skomplikowanych powierzchniach i nieskorygowana aberracja koma. Jednak modyfikacje tego teleskopu są dziś stosowane na całym świecie. Na przykład teleskop Ritchie-Chretien i wiele instrumentów optycznych opartych na tym systemie Schmidta-Cassegraina i Maksutowa-Cassegraina.

Dziś pod nazwą „reflektor” powszechnie rozumie się tzw teleskop Newtona. Jego głównymi cechami są niewielka aberracja sferyczna, brak jakiegokolwiek chromatyzmu, a także nieizoplanatyzm - przejaw komy blisko osi, co jest związane z nierównością poszczególnych stref pierścieniowych apertury. Z tego powodu gwiazda w teleskopie nie wygląda jak okrąg, ale jak jakiś rzut stożka. Jednocześnie jego tępa okrągła część jest obrócona od środka na bok, a ostra część przeciwnie, w kierunku środka. Aby skorygować efekt komy, stosuje się korektory obiektywu, które należy zamocować przed aparatem lub okularem.

„Newtony” często wykonuje się na montażu Dobsona, co jest praktyczne i praktyczne kompaktowy rozmiar. Dzięki temu teleskop jest urządzeniem bardzo przenośnym, pomimo wielkości apertury.

Zalety odbłyśników:

    Przystępna cena;

  • Mobilność i zwartość;
  • Wysoka wydajność podczas obserwacji słabych obiektów w głębokim kosmosie: mgławice, galaktyki, gromady gwiazd;

    • Maksymalna jasność i wyrazistość obrazu przy minimalnych zniekształceniach.

    Aberracja chromatyczna jest zredukowana do zera.

Wady reflektorów:

  • Rozciągnięcie zwierciadła wtórnego, ekranowanie centralne. Stąd niski kontrast obrazu;
  • Stabilizacja termiczna dużego szklanego lustra zajmuje dużo czasu;
  • Otwarta rura bez ochrony przed gorącem i kurzem. Stąd niska jakość obrazu;
  • Wymagana jest regularna kolimacja i wyrównywanie, które mogą zostać utracone podczas użytkowania lub transportu.

Teleskopy katadioptryczne wykorzystują zarówno zwierciadła, jak i soczewki do korygowania aberracji i konstruowania obrazu. Obecnie największe zapotrzebowanie jest na dwa typy takich teleskopów: Schmidt-Cassegrain i Maksutov-Cassegrain.

Projekt instrumentu Schmidta-Cassegraina(SHK) składa się ze sferycznych zwierciadeł głównych i wtórnych. W tym przypadku aberrację sferyczną koryguje się za pomocą pełnej apertury płytki Schmidta, która jest instalowana na wejściu do rury. Jednakże pozostają tu pewne resztkowe aberracje w postaci komy i krzywizny pola. Ich korekcja możliwa jest za pomocą korektorów soczewkowych, które są szczególnie istotne w astrofotografii.

Główne zalety urządzeń tego typu to minimalna waga i krótki tubus przy zachowaniu imponującej średnicy apertury długość ogniskowa. Jednocześnie modele te nie charakteryzują się rozciągnięciem mocowania zwierciadła wtórnego, a specjalna konstrukcja rury zapobiega przedostawaniu się powietrza i kurzu do wnętrza.

Rozwój systemu Maksutowa-Cassegraina(MK) należy do radzieckiego inżyniera optyka D. Maksutowa. Konstrukcja takiego teleskopu wyposażona jest w zwierciadła sferyczne, a za korygowanie aberracji odpowiada pełnoaperturowy korektor obiektywu, którego rolą jest soczewka wypukło-wklęsła – menisk. Dlatego taki sprzęt optyczny nazywany jest często reflektorem meniskowym.

Do zalet MC należy możliwość skorygowania niemal każdej aberracji poprzez dobór głównych parametrów. Jedynym wyjątkiem jest aberracja sferyczna wyższego rzędu. Wszystko to sprawia, że ​​schemat cieszy się popularnością wśród producentów i pasjonatów astronomii.

Rzeczywiście, przy pozostałych parametrach system MK daje lepsze i wyraźniejsze obrazy niż schemat ShK. Większe teleskopy MK charakteryzują się jednak dłuższym okresem stabilizacji termicznej, gdyż gruby menisk traci temperaturę znacznie wolniej. Dodatkowo MK są bardziej wrażliwe na sztywność mocowania korektora, przez co konstrukcja teleskopu jest cięższa. Jest to związane z dużą popularnością systemów MK o małych i średnich aperturach oraz systemów ShK o średnich i dużych aperturach.

Ponadto opracowano systemy katadioptryczne Maksutowa-Newtona i Schmidta-Newtona, których konstrukcja została stworzona specjalnie w celu korygowania aberracji. Zachowały wymiary Newtona, ale ich waga znacznie wzrosła. Jest to szczególnie prawdziwe w przypadku korektorów menisku.

Zalety

  • Wszechstronność. Może być używany zarówno do obserwacji naziemnych, jak i kosmicznych;
  • Zwiększony poziom korekcji aberracji;
  • Ochrona przed kurzem i przepływem ciepła;
  • Kompaktowe wymiary;
  • Przystępna cena.

Wadyteleskopy katadioptryczne:

  • Długi okres stabilizacji termicznej, co jest szczególnie istotne w przypadku teleskopów z korektorem menisku;
  • Złożoność projektu, która powoduje trudności podczas instalacji i samoregulacji.