АСТРОНОМІЯ - ДИТЯЧА ЕНЦИКЛОПЕДІЯ - ФОЛІО 2005

X

АСТРОНОМІЧНІ

СПОСТЕРЕЖЕННЯ

Очі у небо — телескопи

Як і будь-яка інша наука, астрономія розвивалася крок за кроком услід за розвитком апаратного забезпечення, що дозволяло вченим наблизитися до вирішення тих чи інших завдань. Зокрема, дуже важливу роль в астрономії, як ми вже знаємо, відіграють спостереження. Отже, розвиток спостережного інструментарію — і одного з головних його представників, телескопа, є великою частиною історії проникнення людства в глибини таємниць Уранії.

Від часу створення першого телескопа наприкінці XVI століття його зовнішній вигляд майже не змінився. Проте варто відзначити, що саме поняття «телескоп» стало набагато ширшим. Раніше цим терміном називали тільки велику підзорну трубу, а сьогодні телескопом називають прилади, які навіть приблизно не нагадують ані трубу, ані щось подібне. Такими є, наприклад, численні конструкції радіотелескопів, нейтринного телескопа та інших.

Час телескопів, як уже було сказано раніше, розпочався фактично у XVII столітті. Перші телескопи, побудовані за подобою інструмента Галілея, складалися з лінз та називалися рефракторами (від латинського refractio — заломлюю, перетворюю). Вони діяли за таким принципом. Опукла збиральна лінза-об’єктив заломлює паралельний пучок світла, що входить до неї, та формує зображення у своїй фокальній площині. Це зображення можна роздивитися за допомогою збільшувального скла — іншої лінзи, що отримала назву окуляр. У складніших випадках об’єктивом, як і окуляром, слугують системи лінз різної складності.

У середині того ж століття англійський вчений-фізик Ісаак Ньютон, відомий своїми дослідженнями з оптики, запропонував альтернативну конструкцію телескопа, елементами якої замість лінз стали дзеркала. У телескопі Ньютона промені, що входили до труби, відбивалися від увігнутого дзеркала (об’єктива або головного дзеркала) та знову поверталися до переднього краю труби телескопа. Там вони відбивалися вбік плоским діагональним (або вторинним) дзеркалом. Після цього зображення у фокальній площині можна було роздивлятися за допомогою звичайного окуляра. Різноманітні варіанти конструкції телескопів умовилися називати системами.

image157

Хід променів у трубі телескопа-рефрактора

image158

Хід променів у трубі телескопа-рефлектора системи Ньютона

З відгалуженням астрономії як самостійної науки та відкриттям перших астрономічних обсерваторій при найбільших європейських, а пізніше й американських університетах спостерігалося помітне зростання та розвиток технологій виготовлення телескопів та збільшення розмірів інструментів, що прибували на «озброєння» астрономів.

Те, наскільки слабкі зірки та інші об’єкти зоряного неба можна спостерігати за допомогою певного телескопа, характеризується його так званою проникною властивістю. Ця величина незмінно залежить від діаметра телескопа, бо дуже тісно пов’язана із діаметром його об’єктива (чи то лінзи, чи дзеркала). Таку залежність легко пояснити наочно. Уявімо собі, що йде дощ, і ми набираємо воду в склянку. Якщо ми просто підставимо склянку під дощ, то вода буде набиратися досить повільно, і за певний проміжок часу її набереться небагато. Якщо ж ми підставимо під дощ лійку, а вже під неї — нашу склянку, то за той же проміжок часу води в неї набереться більше. І чим більший буде діаметр лійки, тим більше води ми зможемо набрати у склянку за один і той же проміжок часу. Тож якщо дощ — це паралельні промені світла, що йдуть від численних зірок, а склянка — це наше око, то за аналогією у першому випадку, коли ми спостерігаємо неозброєним оком, ми просто підставляємо склянку під дощ, у другому — коли ми використовуємо телескоп, то ми підставляємо під дощ лійку, а вже під лійку — склянку. І чим більший буде діаметр об’єктива цього телескопа («лійки»), тим більше світла ми зберемо для нашого ока («склянки») і тим слабші об’єкти зможемо побачити.

image159

Хід променів у трубі телескопа-рефлектора системи Грегорі (зліва) та системи Кассегрена (справа)

Саме у прагненні до збільшення розмірів телескопів і зростала майстерність їх виробників. Спочатку переважну більшість інструментів професійних обсерваторій складали рефрактори. Адже в телескопі системи Ньютона та деяких інших системах рефлекторів головне дзеркало повинно мати досить складну форму параболоїда обертання, яку непросто виготовити з достатньою точністю. Водночас лінзи рефракторів мають сферичні або плоскі поверхні та набагато простіші у виготовленні. Великими телескопами-рефракторами того часу стали Йєркський з діаметром дзеркала 102 сантиметри, телескоп Лікської обсерваторії (91,5 сантиметрів), рефрактори у Ніцці та на Пулковській обсерваторії (обидва по 76 сантиметрів), телескопи Гринвіцької (71 сантиметр) та Віденської (68,5 сантиметрів) обсерваторій. Усі ці телескопи було побудовано на початку та в середині XIX століття, а перший із перелічених і досі залишається найбільшим у світі рефрактором. Справа в тому, що великі інструменти будувати досить складно через дуже великі розміри об’єктива, форма якого починає порушуватися під дією його власної ваги. Так, наприклад, об’єктив Йєркського рефрактора важить понад 250 кілограмів! Саме це стало головною причиною того, що розвиток та будівництво великих рефракторів було фактично зупинено.

Рефлектори, основні системи яких було розроблено іншими вченими-оптиками практично паралельно із Ньютоном, навпаки

привернули до себе увагу своєю зручнішою у виготовленні конструкцією. Основними системами рефлекторів того часу, окрім системи Ньютона, була система Грегорі (1663 рік) та Кассегрена (кінець 60-х років XVII століття). У першій з них на шляху променів, що відбиваються увігнутим дзеркалом-об’єктивом, стоїть увігнуте вторинне дзеркало, яке відбиває цей пучок назад до головного дзеркала. Там він виходить через отвір у центрі головного дзеркала та потрапляє до окуляра. Кассегрен трохи переробив цю систему, замінивши увігнуте вторинне дзеркало опуклим, що стоїть перед фокальною площиною головного. Якщо у рефракторів та рефлекторами системи Ньютона довжина труби телескопа дорівнює значенню фокусної відстані його об’єктива, то системи Грегорі та Кассегрена мають безперечну перевагу — труба в цих телескопів удвічі коротша за фокусну відстань об’єктива.

image160

183-сантиметровий телескоп Гершеля

image161

Телескоп лорда Росса замку Берр

Ще одна система, що не має цієї переваги, але, безумовно, варта уваги завдяки імені свого винахідника — це система Гершеля. Цей видатний астроном та телескопобудівник кінця XVIII — першої половини XIX століття розташовував дзеркало телескопа трохи під нахилом та отримував зображення біля переднього краю труби телескопа, не користуючись вторинним дзеркалом. У 1774 році Гершель побудував свого першого телескопа із фокусною відстанню в півтора метра, після чого сконструював понад 400 телескопів. Проте справжнім вінцем його творіння став телескоп, побудований у 1845 році. Він мав у діаметрі 183 сантиметри при довжині труби у 16 метрів! Телескоп було встановлено у замку Берр неподалік від Парсонстауна, у маєтку не менш видатного астронома- аматора сера Вільяма Парсона, лорда Росса. Останній відомий тим, що займався виготовленням великих телескопів-рефлекторів із металевими дзеркалами.

За кілька десятиліть до Гершеля віденський оптик Фрітш об’єднав принципи систем Гершеля та Ньютона. У його телескопі зображення, отримане від нахиленого головного дзеркала, відбивається маленьким плоским дзеркалом та йде практично паралельно трубі телескопа. Інструменти, побудовані за такою схемою, називаються брахітами. Вони, проте, не отримали широкого визнання, як і сама система Гершеля.

З тієї пори і до першої половини XX століття суттєвих змін в арсеналі телескопів астрономів світу не відбулося. Проте у XX столітті народилися ще дві системи, про які доцільно згадати. Це системи Шмідта-Кассегрена та Максутова-Кассегрена. Через відхилення форми головного дзеркала від форми правильного параболоїда обертання спостерігаються порушення зображення, що отримали назву сферичної аберації. Водночас сферичне дзеркало набагато простіше виготовити, ніж параболічне. Головною ідеєю згаданих нами систем якраз і було запропонувати спосіб виправлення аберації сферичного дзеркала.

У першій з них, що була запропонована оптиком Шмідтом, світло перед тим, як відбитися від головного дзеркала, проходить крізь так звану корекційну пластину Шмідта, що має досить складну форму. Після цього промені відбиваються від головного дзеркала, а потім — від центральної частини корекційної пластини, на якій нанесено дзеркальний шар. Особливістю телескопів цієї системи є те, що без додаткової корекції фокальна площина їх не є плоскою. Через це вони не можуть бути використані для візуальних спостережень, а для фотографування треба використовувати спеціальні викривлені фотопластинки.

image162

Хід променів у трубі телескопа-рефлектора системи Шмідта-Кассегрена

image163

Хід променів у трубі телескопа-рефлектора системи Максутова-Кассегрена

Радянський оптик Дмитро Максутов у 1943 році запропонував замість складної корекційної пластини використовувати увігнутий меніск (опукло-увігнуту лінзу) із дзеркальним напиленням у центрі. У телескопах системи Максутова-Кассегрена фокальна площина плоска, та вони з успіхом використовуються для вирішення широкого спектру завдань як візуально, так і іншими методами.



Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити