Для чего необходим телескоп
Телескоп
В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей.
Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра:
Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.
Содержание
История
Первым, кто направил зрительную трубу в небо, превратив её в телескоп, и получил новые научные данные стал Галилей. В 1609 году он создал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением. В том же году он построил телескоп с восьмикратным увеличением длиной около полуметра. Позже им был создан телескоп, дававший 32-кратное увеличение: длина телескопа была около метра, а диаметр объектива — 4,5 см. Это был очень несовершенный инструмент, обладавший всеми возможными аберрациями, тем не менее, с его помощью Галилей сделал ряд открытий.
Оптические телескопы
По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:
Кроме того, для наблюдений Солнца профессиональные астрономы используют специальные солнечные телескопы, отличающихся конструктивно от традиционных звездных телескопов.
Характеристики оптических телескопов
Также при помощи телескопа можно наблюдать за объектами Солнечной системы. Как и в предыдущем пункте для наблюдений объектов Солнечной системы подходит ЛЮБОЙ телескоп.
где 
— угловое разрешение в угловых секундах, а 
— диаметр объектива в миллиметрах.
где 
и 
— фокусные расстояния объектива и окуляра.
В случае использования оборачивающей системы или линзы Барлоу это увеличение должно быть умножено на их кратность.
Относительное отверстие телескопа 
и светосила 
являются важной характеристикой объектива телескопа. Это обратные друг другу величины. Чем больше светосила — меньше относительное отверстие, тем ярче формирует изображение в фокальной плоскости объектив телескопа. Но при этом получается меньшее увеличение, которое даёт данный объектив.
Так же в литературе встречается другая, упрощённая формула:
.
Проницающая сила рефлекторов на 1-2 m выше, чем у рефракторов. Проницающая сила телескопа сильно зависит от качества оптики, яркости неба, прозрачности атмосферы и её спокойствия. Уровень и тип оптических искажений (аберраций) зависит от конструкции телескопа, и физических свойств его оптических компонентов — линз, зеркал, призм и стеклянных корректоров.
где 
— диаметр диска Солнца в фокусе в миллиметрах, а — фокусное расстояние объектива в миллиметрах.
где 
— масштаб в угловых минутах на миллиметр (‘/мм), а — фокусное расстояние объектива в миллиметрах. Если известны линейные размеры ПЗС матрицы, её разрешение и размер её пикселов, то тогда отсюда можно вычислить разрешение цифрового снимка в угловых минутах на пиксел.
Радиотелескопы
Для исследования космических объектов в радиодиапазоне применяют радиотелескопы. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр — чувствительный радиоприемник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона. В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приемников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры. При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Примером такой сети может служить американская система VLBA (англ. Very Long Baseline Array ). С 1997 по 2003 год функционировал японский орбитальный радиотелескоп HALCA (англ. Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy ), включенный в сеть телескопов VLBA, что позволило существенно улучшить разрешающую способность всей сети. Российский орбитальный радиотелескоп Радиоастрон также планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра.
Космические телескопы
Земная атмосфера хорошо пропускает излучение в оптическом (0,3-0,6 мкм), ближнем инфракрасном (0,6 — 2 мкм) и радиодиапазонах (1 мм — 30 м). Уже в ближнем ультрафиолетовом диапазоне с уменьшением длины волны прозрачность атмосферы сильно ухудшается, вследствие чего наблюдения в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма диапазонах становятся возможными только из космоса. Исключением является регистрация гамма-излучения сверхвысоких энергий, для которого подходят методы астрофизики космических лучей: высокоэнергичные гамма-фотоны в атмосфере порождают вторичные электроны, которые регистрируются наземными установками по черенковскому свечению. Примером такой системы может служить телескоп C.A.C.T.U.S..
В инфракрасном диапазоне также сильно поглощение в атмосфере, однако, в области 2-8 мкм имеется некоторое количество окон прозрачности (как и в миллиметровом диапазоне), в которых можно проводить наблюдения. Кроме того, поскольку большая часть линий поглощения в инфракрасном диапазоне принадлежит молекулам воды, инфракрасные наблюдения можно проводить в сухих районах Земли (разумеется, на тех длинах волн, где образуются окна прозрачности в связи с отсутствием воды). Примером такого размещения телескопа может служить Южнополярный телескоп (англ. South Pole Telescope ), установленный на южном географическом полюсе, работающий в субмиллиметровом диапазоне.
В оптическом диапазоне атмосфера прозрачна, однако из-за Рэлеевского рассеяния она по-разному пропускает свет разной частоты, что приводит к искажению спектра светил (спектр сдвигается в сторону красного). Кроме того, атмосфера всегда неоднородна, в ней постоянно существуют течения (ветры), что приводит к искажению изображения. Поэтому разрешение земных телескопов ограничено значением приблизительно в 1 угловую секунду, независимо от апертуры телескопа. Эту проблему можно частично решить применением адаптивной оптики, позволяющей сильно снизить влияние атмосферы на качество изображения, и поднятием телескопа на большую высоту, где атмосфера более разряженная — в горы, или в воздух на самолетах или стратосферных баллонах. Но наибольшие результаты достигаются с выносом телескопов в космос. Вне атмосферы искажения полностью отсутствуют, поэтому максимальное теоретическое разрешение телескопа определяется только дифракционным пределом: φ=λ/D (угловое разрешение в радианах равно отношению длины волны к диаметру апертуры). Например, теоретическая разрешающая способность космического телескопа с зеркалом диаметром 2.4 метра (как у телескопа Хаббл) на длине волны 555 нм составляет 0.05 угловой секунды (реальное разрешение Хаббла в два раза хуже — 0.1 секунды, но все равно на порядок выше, чем у земных телескопов).
Вынос в космос позволяет поднять разрешение и у радиотелескопов, но по другой причине. Каждый радиотелескоп сам по себе обладает очень маленьким разрешением. Это объясняется тем, что длина радиоволн на несколько порядков больше, чем видимого света, поэтому дифракционный предел φ=λ/D намного больше, даже несмотря на то, что размер радиотелескопа тоже в десятки раз больше, чем у оптического. Например, при апертуре 100 метров (в мире существуют только два таких больших радиотелескопа) разрешающая способность на длине волны 21 см (линия нейтрального водорода) составляет всего 7 угловых минут, а на длине 3 см — 1 минута, что совершенно недостаточно для астрономических исследований (для сравнения, разрешающая способность невооруженного глаза 1 минута, видимый диаметр Луны — 30 минут). Однако, объединив два радиотелескопа в радиоинтерферометр, можно существенно повысить разрешение — если расстояние между двумя радиотелескопами (так называемая база радиоинтерферометра) равна L, то угловое разрешение определяется уже не формулой φ=λ/D, а φ=λ/L. Например при L=4200 км и λ=21 см максимальное разрешение составит около одной сотой угловой секунды. Однако, для земных телескопов максимальная база не может, очевидно, превышать диаметр Земли. Запустив один из телескопов в дальний космос, можно значительно увеличить базу, а следовательно, и разрешение. Например, разрешение космического телескопа Радиоастрон при работе совместно с земным радиотелескопом в режиме радиоинтерферометра (база 390 тыс. км) составит от 8 до 500 микросекунд дуги в зависимости от длины волны (1,2-92 см). (для сравнения — под углом 8 мкс виден объект размером 3 м на расстоянии Юпитера, или объект размером с Землю на расстоянии Альфа Центавра).
Что такое телескоп и зачем он нужен?
Что такое телескоп и зачем он нужен?
Родиной телескопа является Голландия. В 1608 году мастера по изготовлению очков изобрели в этой стране зрительную трубу, прообраз современного телескопа.
Однако первые чертежи телескопов были обнаружены ещё в документах итальянского художника и изобретателя Леонардо да Винчи. На них стояла дата 1509 года.
Современные телескопы для большего удобства и стабильности ставятся на специальную подставку. Их основными частями являются объектив и окуляр.
Объектив расположен в дальней от человека части телескопа. В нём находятся линзы или вогнутые зеркала, поэтому оптические телескопы делят на линзовые и зеркальные.
Окуляр расположен в ближней от человека части прибора и обращён к глазу. Он также состоит из линз, которые увеличивают изображение объектов, формируемых объективом. В некоторых современных телескопах, которыми пользуются астрономы, вместо окуляра установлен дисплей, показывающий изображения космических объектов.
Профессиональные телескопы отличаются от любительских тем, что обладают большим увеличением. С их помощью астрономы смогли сделать множество открытий. Учёные ведут наблюдения в обсерваториях за другими планетами, кометами, астероидами и чёрными дырами.
Благодаря телескопам они смогли более подробно изучить спутник Земли – Луну, которая находится от нашей планеты на относительно небольшом по космическим меркам расстоянии – 384403 км. Увеличения этого прибора позволяют отчётливо рассмотреть кратеры лунной поверхности.
Любительские телескопы продаются в магазинах. По своим характеристикам они уступают тем, которыми пользуются учёные. Но с их помощью можно также увидеть кратеры Луны, кольца Сатурна, пролетающие мимо Земли кометы и астероиды и многое другое.
Телескопы — кто они такие?
Разберём по винтикам
Телескоп — слово известное практически каждому. Существует устоявшийся визуальный образ этого понятия — то, как мы себе представляем телескоп — это такая труба на подставке, внутри стекляшки какие-то… на этом конкретика у многих исчерпывается.
Потому что уже на вопрос — «В чем назначение телескопа» — ответ, как правило, слышен сбивчивый и нескорый. Одни считают, что телескоп что-то там приближает; другие думают, что он что-то увеличивает — эти ближе к истине, но незначительно.
Телескоп — не космический корабль, и к Луне с его помощью мы ближе не станем. Это — не насос, и Луну мы с его помощью до больших размеров не надуем.
Так для чего же их делают, эти блестящие трубы на подставках?
Открою тайну. Как бы это ни казалось удивительным, но главное назначение телескопа — собрать от небесного объекта как можно больше света. Именно потому главным достоинством любого телескопа является диаметр его объектива — в понимании среднестатистического землянина — той линзы, что обращена к небу — именно ее принято считать объективом. (На самом же деле в нашу эпоху объективом телескопа чаще является зеркало, и прячется оно глубоко в трубе, но такая оптическая схема среди неастрономической публики непопулярна.) А вот когда свет от небесного объекта собран, и изображение объекта построено, его можно внимательно рассмотреть — тут мы сталкиваемся со вторым назначением телескопа: Увеличить угол зрения, под которым может быть видимо небесное тело.
Ах, эти научные формулировки! Кто бы нам теперь объяснил, что значит это словосочетание: «угол зрения», и зачем нам его увеличивать?
Процитирую строчку из песни Виктора Цоя: «За окном идет стройка, работает кран».
Подойдем к окну и посмотрим на кран — его длинная стрела раскинулась на полнеба, и чтобы осмотреть ее всю от кабины крановщика, до того места, где она заканчивается, и свисает вниз трос с крюком, придется повернуть голову. Повернуть — ключевое слово. Оказывается стрела башенного крана имеет некоторую угловую протяженность, измеряемую в градусах и равную той величине, на которую нам придется повернуть голову вокруг воображаемой оси вставленной в нашу шею — допустим на 45 градусов.
А если стройка идет в соседнем дворе? В этом случае кран стоит относительно далеко и чтобы перевести взгляд с одного конца его стрелы на другой, нам потребуется повернуть голову на меньший угол, допустим на 5 градусов, или сместить глазной зрачок посмотрев чуть в бок, но на ту же величину — на 5 градусов.
Та величина, накоторую нам приходится изменять направление своего взгляда, чтобы рассмотреть объект полностью — это и есть угловой размер данного объекта. В бытовом понимании. Астрономия же, как наука, оперирует геометрическими понятиями. Но смысл остается тот же. Он в том, что все видимые объекты, будь то далекие планеты или какие-то земные предметы — деревья или строения — все представляются нам большими или маленькими в первую очередь исходя из тех угловых размеров которые они для нас имеют. Реальные же размеры для наблюдателя вторичны и могут оказаться неожиданными. Например стоящий неподалеку дом может заслонить собой 60 градусов небесной сферы, но высотой он всего метров 25. Наше дневное светило — Солнце — имеет угловой поперечник всего полградуса, но диаметр его более миллиона километров.
Сейчас мы первый раз коснулись примера углового размера небесного объекта. Углы, как известно, измеряются в угловых величинах — градусах или радианах, но радианы для любителя — неудобная величина. Градусы — привычнее. Но все равно, не многие из Вас приведут пример одного градуса в качестве видимого размера какого-то видимого объекта. К тому же, уж так получилось, что и удобного небесного объекта на нашем небе размером в 1 градус нет. Зато есть два объекта которые с хорошей точностью можно считать эталонами углового размера в полградуса — это Солнце или Луна.
Оказывается, эти два небесных тела, столь разных по своей природе (Солнце — звезда, гигантский газовый шар диаметром более миллиона километров и с температурой поверхности 6000°K; Луна — спутник Земли, маленькая холодная планетка диаметром 3600 км), для земного наблюдателя на небе имеют одинаковый угловой размер 1/2 градуса.
И, как можно догадаться, 1/2 градуса — величина не очень большая, то телескоп как раз призван изменить это в большую сторону, оказавшись между объектом и наблюдателем.
Вот теперь мы вплотную приблизились к тому, что иногда называют «увеличением», но в отношении чего правильнее употреблять понятие «кратность». Я видел множество разочарованных людей, которые — вместо ожидаемых десятков тысяч и миллионов — узнавали, что хорошие телескопы позволяют применять 100-кратное увеличение. А увеличения более 500 крат в наблюдательной астрономии применяются крайне редко. Все мы любим большие цифры, особенно если это цифры нашей зарплаты. Но, к счастью, параметры телескопов не подвержены инфляции и, как во времена изобретателя телескопа — итальянца Галилео Галилея, — 30-кратное увеличение было вполне актуально для ряда астрономических наблюдений, так и 400 лет спустя, оно ничуть не потеряло своей актуальности.
Первый в истории телескоп был изобретен итальянским ученым и священником Галилео Галилеем в 1609 году. Не следует думать, что сам принцип оптической системы, увеличивающей угловой размер наблюдаемого объекта, был придуман Галилеем. Подзорные трубы в те годы с успехом и уже часто применялись в мореходстве и при ведении военных действий. Но Галилео был первым, кому хватило отваги в эпоху инквизиции направить трубу в небо. При этом он же сделал важный вывод — точность и качество изготовления линз в подзорных трубах никак не годятся для астрономических наблюдений. Он разработал собственный — более точный и качественный — метод шлифовки, полировки и доводки до требуемой формы оптических деталей, а саму схему «подзорной трубы» оптимизировал для астрономических наблюдений.
Его упорство было вознаграждено поистине революционными открытиями. Многое, что ранее считалось непреложной истиной, обрело другой вид и смысл. На божественном лике Солнца обнаружились темные пятна, на гладкой и плоской Луне «выросли» горы, планеты демонстрировали шарообразность, а Венера «показывала» фазы подобные лунным. Юпитер обзавелся спутниками и стал альтернативным центром мира, а «Высочайшую из планет» — Сатурн — Галилео Галилей «тройною наблюдал». Млечный Путь из пролившегося некогда молока превратился в россыпи звезд, а самих звезд на небосклоне, благодаря прозрачным линзам первого в мире телескопа, оказалось в десятки раз больше.
Надо ли говорить, как отнеслась к открытиям Галилея церковь?! — ученого судили и под угрозой пыток заставили отречься от всего увиденного. Галилей отрекся. Но дальнейшая судьба телескопа уже не зависела от этих событий. Изобретение обрело значительную популярность и стало использоваться многими прогрессивно настроенными учеными. А вместе с этим и совершенствовалась его оптическая схема, появлялись все новые конструкции.
То сочетание линз, которое использовал в своем телескопе Галилей, вскоре вышло из употребления, и хотя похожая оптическая схема по сей день используется в театральных биноклях, для наблюдений небесных тел уже через несколько лет после премьеры Галилея была изобретена другая, более удобная конструкция.
Ее разработал Иоганн Кеплер — математик, физик, астроном, но по большей части — теоретик, а потому собственную конструкцию телескопа ни разу не использовал. Впервые изготовил ее и опробовал на астрономическом поприще его коллега и современник — К. Шейнер.
Система Кеплера обладала рядом существенных преимуществ: Большее поле зрения, более качественное изображение и, ввиду более легкого изготовления короткофокусных собирающих линз (а в качестве окуляра у Галилея использовалась отрицательная — рассеивающая линза), позволяла добиваться большей кратности увеличения. Однако использовать ту же схему для подзорных труб уже не удавалось — схема Кеплера давала перевернутые изображения. Для астрономических наблюдений это не стало недостатком, а вот для наблюдения земных удаленных объектов было неприемлемо.
Телескопическая астрономия стала стремительно развиваться. Открылись новые горизонты, оказалась доступна новая точность измерений и, конечно же, хотелось большего. Астрономы XVII века пытались заглянуть все дальше в космос, старались более детально рассмотреть небесные тела и применяли для этого все большие увеличения своих примитивных инструментов.
Очень скоро стало понятно, что перешагнув определенную кратность, качество изображения, его детальность, количество звезд в поле зрения перестают увеличиваться, и даже начинают снижаться. Можно с уверенностью сказать, что в эпоху Галилея и Кеплера 50-кратное увеличение было предельным и дальнейшее увеличение кратности на пользу не шло.
Если обратиться к иллюстрации приведенной выше, можно отметить закономерность, что чем больше фокусное расстояние объектива [F] (расстояние, на котором линза строит изображение объекта — вспомните, как получают огонь в солнечный день с помощью увеличительного стекла — именно на этом расстоянии солнечные лучи собираются в «точку»), и чем меньше фокусное расстояние окуляра [f], тем больше кратность [ F/f ]. Может показаться, что сделав очень длиннофокусный объектив и взяв короткофокусный окуляр, можно достичь невероятно большой кратности увеличения. Однако, очень скоро становится заметно, что чем больше кратность, тем слабее яркость изображения. Случалось так, что объект исследований прекрасно виден глазом, но при большом увеличении перестает быть видимым в телескоп. Второе неожиданное открытие астрономов заключалось в том, что определенного размера линза объектива, какое бы не было огромным используемое увеличение, не в состоянии показать детальность мельче определенного порога. Это уже свойство самого света — его волновой природы.
Оказывается, что есть так называемый «дифракционный предел», суть которого в том, что любые отверстия, пропускающие световой поток, ограничивают детальность картинки, которую этот поток несет с собой. Более того, все точечные объекты, а звезды в ту далекую пору можно было считать именно точечными объектами, вследствие «дифракционного предела» при больших увеличениях видны не точками, а кружками, окруженными несколькими убывающими по яркости кольцами. И, собственно, любое изображение в телескопе как-будто складывалось из совокупности таких круглых пятен.
Чтобы повысить разрешение телескопа, шагнуть за «дифракционный предел», нужен телескоп с большим диаметром объектива. Тогда дифракционные диски становятся меньше.
Ах, если б это было все! Линзы стали делать больше, но тут обнаружилось, что стекло, из которого делали линзы для телескопов имеет свойство очень по-разному преломлять лучи разной длины волны (а говоря по-народному — разных цветов). Оказалось, синие лучи фокусируются ближе к линзе, красные — дальше от нее. А поскольку в свете небесных объектов присутствуют лучи самых разных цветов (длин волн), то точно навести резкость при больших увеличениях никак нельзя. Будь то звезда или планета, ее изображение так и оставалось нерезким, отливая всеми цветами радуги несфокусированных лучей.
Та самая красота — разложение белого света на все его составляющие, которое мы привыкли именовать радугой, — на продолжительное время стала главной головной болью астрономов. Уже и инквизиция отошла на второй план, а вот справиться с «хроматической аберрацией» не удавалось около столетия. Во все времена существовал список невозможного. В XVII веке нем были такие пункты:
Надо заметить, что здесь астрономы проявили себя масштабно, так, что даже эпоху эту в телескопостроении назвали эпохой телескопов-динозавров. При диаметре линзы объектива всего в 8 сантиметров, длина инструмента иногда превышала 100 метров — можете себе это представить?! Конечно же изготовить трубу для такого телескопа было невозможно — она согнулась бы или сломалась под собственным весом. Телескопы делали «воздушными» — такие решетчатые конструкции крепились на высоких мачтах и управлялись целой бригадой специально обученных рабочих, всюду тянулись тросы и канаты, фермы телескопа приводились в движение с помощью рычагов и блоков, причем в полной темноте — пользоваться факелами во время наблюдений было нельзя — от грандиозности замысла и сейчас захватывает дух.
Жаль лишь, что особого результата и качества эти инструменты так и не показали. Впрочем, в эпоху телескопов-динозавров астрономы так же сделали немало открытий. Христиан Гюйгенс наконец смог понять, что же имел в виду Галилей говоря о «тройственности высочайшей планеты», и открыл кольцо Сатурна (выступающие в стороны ушки которого Галилей принял за две другие близкорасположенные планеты — его телескоп не позволил тогда это детально рассмотреть), а Кассини открыл в кольце Сатурна щель отделяющую внешнее кольцо от внутреннего. Это деление кольца Сатурна позже назвали именем его открывателя.
При этом астрономы демонстрировали невероятное мастерство фиксации своих наблюдений. Фотографии тогда не было, но рисунки наблюдателей представляли из себя произведение искусства и научный документ одновременно.
Но бесконечно так продолжаться не могло. Телескопы длиной в 90 метров показывали хуже 50-метровых и это был тупик. Выход нашел величайший из физиков всех времен и народов — сэр Исаак Ньютон. Именно Ньютону принадлежит изобретение зеркального телескопа.
Линза собирает параллельный пучок лучей в точку и строит изображение. Но то же самое может и вогнутое зеркало. Правда зеркало собирает пучок перед собой, и, пытаясь рассмотреть построенное изображение, наблюдатель рискует перекрыть собой весь световой поток, льющийся с небес. Так ведь можно использовать еще одно зеркало, которое отведет пучок лучей от главной оптической оси.
Пришлось мириться еще с рядом неудобств и недостатков — зеркала тогда делали из особого сплава меди и олова. Отражали они света немного (40-50%, а если учесть, что зеркал было два, то до глаза наблюдателя доходила в лучшем случае 1/5 часть светового потока), к тому же такие зеркала быстро тускнели и требовали частой переполировки. Вспомогательное зеркало также заслоняло собой часть главного и это приводило к еще большим потерям. Зато, можете себе представить, никакой хроматической аберрации! А если придать зеркалу не сферическую, а параболическую форму, то можно разом избавиться и от сферической аберрации. Да, конечно, изображение планет и туманностей при том же диаметре объектива намного тусклее, но зато какое оно резкое, какое четкое! И ведь ничто не мешает сделать зеркало в несколько раз больше.
Первый телескоп системы Ньютона был карликовых размеров. Его изготовил сам Ньютон как пример и иллюстрацию своей находки. Зато, как размахнулись изготовители настоящих телескопов такой конструкции — один другого больше!
Чаще всего изготовителем телескопа и наблюдателем был один и тот же человек. В те годы не существовало промышленного изготовления оптики — все делалось вручную. Уильям Гершель, музыкант по образованию, но увлекшийся в 30-летнем возрасте астрономией, сделал более десятка телескопов отменного качества. В их числе крупнейший телескоп XVIII века (длина трубы 12 метров, диаметр медно-оловянного зеркала 122 см), который до середины следующего столетия оставался непревзойденным. Трудно себе представить муки ученого вынужденного буквально сутками без перерыва продолжать полировку зеркала, ведь если процесс остановить до завершения, начнется окисление верхнего слоя, зеркало не будет отражать, и все придется начать с начала.
Но оно того стоило — инструменты и наблюдения Гершеля положили начало галактической астрономии, астрофизике. Ему удалось открыть новую планету — Уран, а также множество комет и несколько спутников планет. Правда, попутно Гершель создал собственную версию зеркального телескопа — без вспомогательного зеркала:
Другие оставались в справочниках, но из реальности вскоре исчезали, как система Грегори:
И когда победа зеркальных систем уже казалась окончательной и бесповоротной, оптики разгадали тайну веков — изобрели «ахромат» — линзовый объектив лишенный хроматической аберрации.
В середине XVIII века эта счастливая идея посетила Леонарда Эйлера, и через несколько лет ее воплотил, что называется, «в стекле» оптик Джон Доллонд.
В стекле все дело и было. Оказывается, что разные сорта стекла имеют разный коэффициент преломления (способность искривлять естественное направление световых лучей) — это было известно давно. Но у разных сортов также была различна та разность в преломлении лучей разных длин волн, которая и приводила к размытию изображения. Оказывается у тяжелых стекол сорта «флинт» разброс в преломлении разноцветных лучей гораздо больше, чем общее отличие коэффициента преломления в сравнении с легкими стеклами сорта «Крон». Стало возможным создать такое сочетание двух линз, в котором положительная линза из «Крона» создает сходящийся пучок лучей «окрашенных» хроматической аберрацией, но идущая следом же рассеивающая линза из «флинта» немного уменьшая сходимость пучка лучей, практически полностью устраняет разницу в сходимости лучей разных цветов — то есть убирает хроматизм.
И «изголодавшиеся» по линзам, астрономы вновь переметнулись к телескопам из прозрачного стекла.
Вот, как бывает в истории любого дела — нет единой верной дороги, Жизнь состоит из метаний, компромиссов и крайностей.
Но по размерам линзовые телескопы все же не смогли превзойти зеркальных своих собратьев. Была недолгая эпоха расцвета линзовых инструментов. Кончилась она двумя линзовыми исполинами — Ликским и Йеркским рефракторами (рефрактор — линзовый телескоп, в то время как зеркальный зовется рефлектором). Джеймс Лик и Чарльз Йеркс — два бизнесмена, два олигарха своего времени, с тем отличием от современных обладателей несметных богатств, что решили тот излишек средств, который им самим явно не потратить, вложить в науку. А поскольку, и тогда, и сейчас, в западном мире самым передовым и престижным направлением было исследование Вселенной, то не сговариваясь Лик и Йеркс решили профинансировать строительство самого крупного в мире рефрактора. Оба обратились за этим к известнейшему оптику XIX века — Альвану Кларку. Но Лик это сделал чуть раньше, и получил телескоп чуть меньше (93 см диаметр объектива). Йеркс изъявил желание, чтобы его телескоп был больше, и получил, что просил (102 см диаметр объектива), но оказалось, что больше — не значит лучше. 93 сантиметра Ликского рефрактора оказались тем самым разумным пределом, после которого каждый новый сантиметр в диаметре объектива уже играет против качества. Поэтому Йеркский рефрактор оказался чуть менее «зорким» телескопом, зато крупнейшим по сей день, и при этом — довольно неплохим для своих исполинских размеров.
На этом история гигантских линзовых телескопов заканчивается. Лик и Йеркс ныне покоятся в фундаменте собственных обсерваторий — именно там они завещали захоронить урны с собственным прахом. Их огромные телескопы тоже покоятся — сейчас они уже не актуальны для современной науки и являются не более чем музейными экспонатами.
Зеркальные же телескопы продолжили свое развитие и будущее несомненно за ними. Хотя для современной науки оказались в свое время очень полезны зеркально линзовые гибриды. Оказывается, если не стоит цель сделать полноценный линзовый объектив, и нет желания заниматься зеркальными системами со сложными поверхностями, то можно сделать недорогой в производстве и очень качественный по изображению зеркально-линзовый телескоп.
Разработал такую неожиданную схему наш соотечественник Дмитрий Дмитриевич Максутов.
Беда всех «крупнокалиберных» линзовых телескопов — масса линз объектива. Линзы крупных рефракторов весят сотни килограмм — их приходится делать толстыми, или они будут прогибаться под собственным весом. Их делали толстыми, и они все равно прогибались, и плюс к этому — при таких объемах линзы уже не удавалось сварить для нее однородное оптическое стекло.
Но если использовать не линзу, а тонкий и легкий мениск (тоже линза, но выпукло-вогнутая — с приблизительно одинаковыми радиусами кривизны обеих поверхностей), то отпадает сразу несколько проблем — пусть себе гнется — прогиб одной поверхности в точности компенсируется выгибом другой. Ввиду небольшой оптической силы мениск не страдает хроматизмом. Для чего же он тогда нужен? — чтобы исправить сферическую аберрацию главного зеркала — ведь изготовление сферической поверхности проще и дешевле, а сфера — при многих ее недостатках — позволяет получить большее полезное поле зрение телескопа.
Разумеется, давно никто уже не делает зеркала из олова с медью — их также делают из стекла и покрывают алюминием в вакуумных камерах. Такие зеркала отражают до 98% процентов света попадающего на них из Вселенной. Но оказывается, главная преграда для этого звездного света все также заслоняет от нас многие вселенские тайны. Это наша атмосфера. Этот природный фильтр защищает нас и все живое на планете от жесткого солнечного излучения, но и соответственно поглощает львиную долю интересующих современных астрономов космических лучей.
Башни с телескопами начали поднимать на самые заоблачные вершины, туда, где чище воздух, нет городской засветки и тоньше слой атмосферы — ближе к звездам.
Но самым феноменальным шагом к звездам стал запуск заатмосферного телескопа имени Эдвина Хаббла. Находясь на орбите Земли, этот телескоп в автоматическом режиме ведет наблюдения круглые сутки. Ведь там — за пределами воздушного океана — звезды видны всегда. Фотоснимки из компьютера телескопа им. Хаббла отправляются на Землю в цифровом формате по радиоканалу.
При том, что этот космический телескоп заметно уступает в размерах многим земным, изображения полученные им из космоса, где нет поглощения света и турбуленции атмосферных потоков, настолько качественны и детальны, что дальнейшее развитие наземных наблюдательных приборов становится все менее перспективным.
Хотя, разумеется, ограниченным количеством крайне дорогих заатмосферных телескопов вся современная астрономия сыта не будет, и новых башен в горах появится еще не мало.
В завершении рассказа хочу вспомнить, что наряду с вполне привычными оптическими телескопами уже много десятилетий создаются и используются для изучения нашего огромного мира телескопы несколько иного рода. До сего момента речь шла о исследовании Вселенной опираясь на свет приходящий из космических далей. Но из глубин Вселенной к нам приходит не только свет. Приходят радиоволны, рентгеновское и гамма-излучение. Пространство пронизано ультрафиолетовыми и инфракрасными — тепловыми — волнами. Оказывается, для каждого из этих видов излучения существуют специальные телескопы — они фиксируют это излучение и показывают нам то, как бы для нас выглядела Вселенная, если бы мы могли тоже воспринимать своими органами чувств все эти непривычные нам потоки невидимых для глаз лучей.
В качестве музыкального сопровождения к этой статье буквально просится мой относительно недавний, но наверное самый астрофизический альбом: «Stargazer» — «Старгейзер».