Який вид оптичного телескопа

0 Comments

2. Принцип дії і будова оптичного та радіотелескопа, детекторів нейтрино та гравітаційних хвиль. Приймачі випромінювання

Принцип дії оптичного телескопа. На жаль, більшість космічних об’єктів ми не можемо спостерігати неозброєним оком, оскільки його можливості обмежені. Телескопи (грец. tele — далеко, skopos — бачити) дозволяють нам побачити далекі небесні світила або зареєструвати їх за допомогою інших приймачів електромагнітного випромінювання — фотоапарата, відеокамери. За конструкцією телескопи можна поділити на три групи: рефрактори, або лінзові телескопи (рис 2.1.) (лат. refractus — заломлення); рефлектори, або дзеркальні телескопи (рис. 2.2), (лат. reflectio — відбиваю) та дзеркально-лінзові телескопи.

Рис. 2.1. Схема лінзового телескопа (рефрактора)

Рис. 2.2. Схема дзеркального телескопа (рефлектора)

Припустимо, що на нескінченності розташовується небесне світило, яке для неозброєного ока видно під кутом α1. Двоопукла лінза, яку називають об’єктивом, будує зображення світила у фокальній площині на відстані F від об’єктива (рис. 2.1). У фокальній площині установлюють фотопластину, відеокамеру або інший приймач зображення. Для візуальних спостережень використовують короткофокусну лінзу — лупу, яку називають окуляром.

Рефрактор — телескоп, у якому для створення зображення використовують лінзи

Рефлектор — телескоп, у якому для створення зображення використовують дзеркало

Збільшення телескопа визначається так:

де α2— кут зору на виході окуляра; α1 — кут зору, під яким світило видно неозброєним оком; F, f — фокусні відстані відповідно об’єктива й окуляра.

Роздільна здатність телескопа залежить від діаметра об’єктива, тому при однаковому збільшенні більш чітке зображення дає телескоп із більшим діаметром об’єктива.

Крім того телескоп збільшує видиму яскравість світил, яка буде у стільки разів більша за ту, що сприймається неозброєним оком, у скільки площа об’єктива більша від площі зіниці ока. Запам’ятайте, що в телескоп не можна дивитись на Сонце, тому що його яскравість буде такою великою, що ви можете втратити зір.

Радіотелескопи. Для реєстрації електромагнітного випромінювання в радіодіапазоні (довжина хвилі від 1 мм і більше — рис. 2.4) створені радіотелескопи, які приймають радіохвилі за допомогою спеціальних антен і передають їх до приймача. У радіоприймачі космічні сигнали опрацьовуються і реєструються спеціальними приладами. Існують два типи радіотелескопів — рефлекторні та радіоґрати. Принцип дії рефлекторного радіотелескопа такий самий, як телескопа-рефлектора (рис. 2.2), тільки дзеркало для збирання електромагнітних хвиль виготовляється з металу. Часто це дзеркало має форму параболоїда обертання. Чим більший діаметр такої параболічної «тарілки», тим більші роздільна здатність і чутливість радіотелескопа. Найбільший в Україні радіотелескоп РТ-70 має діаметр 70 м.

Рис. 2.4. Шкала електромагнітних хвиль

Для спостереження на коротких хвилях поширені дзеркальні параболічні антени, встановлені на поворотних пристроях, що служать для наведення радіотелескопів на джерело радіовипромінювання. За принципом дії такі радіотелескопи аналогічні оптичним телескопам-рефракторам. Часто використовуються комбінації ряду дзеркальних антен, що сполучені кабельними лініями в єдину систему — «ґрати». Для спостереження на довгих хвилях використовують ґрати, що складаються з великої кількості елементарних випромінювачів, — діполів (рис. 2.5).

Рис. 2.5. Радіотелескоп УТР-2 (Український Т-подібний радіотелескоп)

Детектори нейтрино. Частинки нейтрино утворюються внаслідок деяких видів радіоактивного розпаду, ядерних реакцій, подібних до тих, що відбуваються на Сонці, чи внаслідок зіткнення космічних променів з атомами. Через дуже слабку взаємодію з речовиною нейтрино надає унікальну можливість спостерігати за процесами, які недоступні для досліджень через оптичні телескопи.

Швидкість руху нейтрино є близькою до швидкості світла. Вони відіграють велику роль у перетвореннях елементарних частинок. Маса нейтрино вкрай мала у порівнянні з іншими елементарними частинками, але вона є важливою для пояснення в космології феномену прихованої маси, оскільки, незважаючи на її мале значення, концентрація нейтрино у Всесвіті досить висока, щоб істотно вплинути на середню густину речовини.

Переважна кількість нейтринних детекторів, метою яких є вивчення нейтрино, розташовують глибоко під землею, щоб запобігти впливу на них будь-якого космічного випромінювання та інших джерел природного радіаційного фону. Через слабку взаємодію нейтрино з іншими елементарними частинками, розмір нейтринного детектора має бути дуже великим та здатним уловити значну кількість нейтринних частинок.

Однією з найвідоміших обсерваторій, що спеціалізується на виявленні нейтрино, є обсерваторія Супер-Каміоканде в Японії.

Нейтринна астрономія — галузь астрономії, що спостерігає астрономічні об’єкти в спеціальних обсерваторіях за допомогою нейтринних детекторів

Нейтрино — стабільна, електрично нейтральна елементарна частинка, маса якої близька до нуля

Нейтринний детектор — комплекс, призначений для вивчення нейтрино

Дізнайтеся про обсерваторію Супер-Каміоканде, про появу і вдосконалення радіотелескопа.

Детектор гравітаційних хвиль. Новітньою галуззю спостережної астрономії є гравітаційно-хвильова астрономія, що використовує гравітаційні хвилі (найдрібніші викривлення простору-часу, передбачені загальною теорією відносності Айнштайна) для спостережень та збору даних про нейтронні зорі й чорні діри, про вибухи Наднових, а також для дослідження інших процесів у космосі.

Безпосередня реєстрація гравітаційних хвиль є досить складною через слабкість гравітаційної взаємодії між зорями (вона майже на 40 порядків слабша електромагнітної), тому гравітаційні хвилі спричиняють дуже мале викривлення простору. Приладом для їх реєстрації є детектор гравітаційних хвиль.

Гравітаційна хвиля — збурення гравітаційного поля, «брижі» простору-часу, що поширюються зі швидкістю світла

Детектор гравітаційних хвиль (гравітаційний телескоп) — пристрій, призначений для реєстрації гравітаційних хвиль. Згідно із загальною теорією відносності, гравітаційні хвилі, які утворюються внаслідок космічних процесів, викликають надзвичайно слабку періодичну зміну відстаней між пробними частинками.

Дізнайтеся про найпоширеніші типи детекторів гравітаційних хвиль.

Приймачі випромінювання. Електронні прилади для реєстрації випромінювання космічних світил значно збільшують роздільну здатність і чутливість телескопів. До них належать фотопомножувачі та електронно-оптичні перетворювачі, дія яких ґрунтується на явищі зовнішнього фотоефекту. Наприкінці XX ст. для отримання зображення почали застосовувати прилади зарядового зв’язку (ПЗЗ), у яких використовується явище внутрішнього фотоефекту. Вони складаються з дуже маленьких кремнієвих елементів (пікселів), що розташовані на невеликій площі. Матриці ПЗЗ використовують не тільки в астрономії, а й у домашніх телекамерах і фотоапаратах — так звані цифрові системи для отримання зображення (рис. 2.6). ПЗЗ значно збільшують чутливість приймачів електромагнітного випромінювання і дають змогу реєструвати космічні об’єкти в десятки разів слабші, ніж при фотографуванні.

Рис. 2.6. Матриця ПЗЗ

Для допитливих

Принцип інтерференції електромагнітних хвиль дозволяє об’єднати радіотелескопи, які розташовані на відстані десятків тисяч кілометрів, що збільшує їх роздільну здатність до 0,0001″ — це в сотні разів перевершує можливість оптичних телескопів.

Контрольні запитання

  • 1. Розкажіть про призначення телескопів.
  • 2. Чим відрізняються дзеркальний та лінзовий телескопи?
  • 3. Який принцип роботи радіотелескопа?
  • 4. Що вивчає нейтринна астрономія?
  • 5. Яку функцію виконує нейтринний детектор? детектор гравітаційних хвиль?

Тема для дискусії

Припустимо, що у космосі будується міжнародна космічна станція, на якій Україна буде мати космічний блок. Які астрономічні прилади ви могли б запропонувати для проведення досліджень Всесвіту?

Завдання для спостереження

Поспостерігайте за нічним небом через саморобний телескоп-рефрактор. Його можна виготовити за допомогою лінзи для окулярів. Для об’єктива можна використати лінзу з окулярів +1 діоптрія, а як окуляр — об’єктив фотоапарата або іншу лінзу для окулярів +10 діоптрій.

Подивіться, яким бачить космос телескоп «Габбл».

§ 16. Принцип дії і будова оптичного та радіотелескопа, детекторів нейтрино та гравітаційних хвиль. Сучасні наземні телескопи

Як ви вже знаєте, основним способом дослідження небесних об’єктів і явищ є астрономічні спостереження. Астрономічні спостереження — це цілеспрямована й активна реєстрація інформації про процеси та явища, що відбуваються у Всесвіті. Такі спостереження є основним джерелом знань на емпіричному рівні.

Протягом тисячоліть астрономи вивчали положення небесних об’єктів на зоряному небі та їхнє взаємне переміщення із часом. Точні вимірювання положень зір, планет й інших небесних тіл дають матеріал для визначення відстаней до них та їхніх розмірів, а також для вивчення законів їхнього руху. Результатами кутомірних вимірювань користуються в практичній астрономії, небесній механіці, зоряній астрономії.

Для проведення астрономічних спостережень та їхньої обробки в багатьох країнах створено спеціальні науково-дослідні установи — астрономічні обсерваторії.

Астрономічна обсерваторія (від грец. αστρον — «зоря», лат. observo — «спостерігаю») — науково-дослідна установа, у якій проводять спостереження небесних світил, вивчають їх.

Астрономічні обсерваторії виникли в час зародження астрономії. Їхні залишки знайдено в Європі, Азії, Південній Америці, зокрема Стоунхендж в Англії. Першу державну обсерваторію (тобто таку, що фінансувалася державою) було засновано 1671 р. в Парижі.

Сучасні астрономічні обсерваторії, як правило, спеціалізуються в якійсь певній галузі астрономії. Існують астрометричні, астрофізичні, сонячні обсерваторії тощо. З початком космічної ери стали розрізняти наземні й космічні обсерваторії.

Для виконання астрономічних спостережень й обробки отриманих даних у сучасних обсерваторіях використовують спостережні інструменти (телескопи), світлоприймальну апаратуру, допоміжні прилади для спостережень, електронно-обчислювальну техніку тощо.

Вивчати далекі недосяжні небесні об’єкти можна одним способом — зібравши й проаналізувавши їхнє випромінювання. Для цієї мети і слугують телескопи. При всьому своєму різноманітті телескопи, що приймають електромагнітне випромінювання, розв’язують два основні завдання: 1) зібрати від досліджуваного об’єкта якнайбільше енергії випромінювання певного діапазону електромагнітних хвиль; 2) створити по можливості найчіткіше зображення об’єкта, щоб можна було виділити випромінювання від окремих його точок, а також виміряти кутові відстані між ними.

Залежно від конструктивних особливостей оптичних схем телескопи ділять на: лінзові системи — рефрактори; дзеркальні системи — рефлектори; змішані дзеркально-лінзові системи, до яких належать телескопи Бернхарда Шмідта (1879-1935), Дмитра Максутова (1896-1964) та ін.

Телескоп-рефрактор в основному використовують для візуальних спостережень (мал. 3.2). Він має об’єктив та окуляр. Телескоп-рефрактор, сполучений з фотокамерою, називають астрографом, або астрономічною камерою. Астрограф є великим фотоапаратом, у фокальній площині якого встановлено касету з фотопластинкою. Діаметр об’єктивів рефракторів обмежений складністю створювати великі однорідні блоки оптичного скла, їхньою деформацією та світлопоглинанням. Найбільший діаметр об’єктива телескопа-рефрактора, створеного в наш час, — 102 см (Єркська обсерваторія, США). Недоліками такого типу телескопів вважають велику довжину й спотворення зображення. Для усунення оптичних спотворень використовують багатолінзові об’єктиви з просвітленою оптикою.

Мал. 3.2

Телескоп-рефлектор має дзеркальний об’єктив. У найпростішому рефлекторі об’єктив — це одиночне, зазвичай параболічне дзеркало; зображення отримують у його головному фокусі.

Порівняно з рефракторами сучасні телескопи-рефлектори мають набагато більші об’єктиви. У рефлекторах з діаметром дзеркала понад 2,5 м у головному фокусі іноді встановлюють кабіну для спостерігача. Зі збільшенням розмірів дзеркала в таких телескопах доводиться застосовувати спеціальні системи розвантаження дзеркал, що виключають їхні деформації через власну масу, а також уживати заходів для запобігання їхнім температурним деформаціям.

Створення великих рефлекторів (з діаметром дзеркала 4-6 м) пов’язано з великими технічними труднощами. Тому розробляють конструкції зі складеними з мозаїки дзеркалами, окремі елементи яких вимагають точного налаштування за допомогою спеціальної апаратури, або конструкції, що містять кілька паралельних телескопів, які зводять зображення в одну точку.

У невеликих і середніх за розмірами рефлекторах для зручності спостереження світло відбивається додатковим плоским (вторинним) дзеркалом до стінки труби, де міститься окуляр (мал. 3.3). Рефлектори використовують переважно для фотографування неба, фотоелектричних і спектральних досліджень.

Мал. 3.3

У дзеркально-лінзових телескопах зображення отримують за допомогою складного об’єктива, що містить дзеркала і лінзи. Це дає змогу значно знизити оптичні спотворення телескопа порівняно з дзеркальними або лінзовими системами.

У телескопах системи Шмідта (Естонія) оптичні спотворення головного сферичного дзеркала усуваються за допомогою спеціальної корекційної пластинки складного профілю, встановленої перед ним. У телескопах системи Максутова (Україна) спотворення головного сферичного або еліптичного дзеркал виправляються меніском, встановленим перед дзеркалом (мал. 3.4).

Мал. 3.4

Меніск — це лінза з мало відмінними радіусами кривизни поверхні. Така лінза майже не впливає на загальний хід променів, але помітно виправляє спотворення оптичного зображення.

Основними оптичними параметрами телескопа є: видиме збільшення, роздільна здатність і проникаюча сила.

Видиме збільшення (G) оптичної системи — це відношення кута, під яким спостерігається зображення, що дає оптична система приладу, до кутового розміру об’єкта під час спостереження його безпосередньо оком. Видиме збільшення телескопа можна розрахувати за формулою:

де Fоб й Fок — фокусні відстані об’єктива і окуляра.

Для отримання значного збільшення об’єктиви в телескопах мають бути довгофокусними (фокусна відстань кілька метрів), а окуляри — короткофокусними (від кількох сантиметрів до 6 мм). Неспокійна атмосфера Землі породжує тремтіння та спотворення зображення, розмиває його деталі. Тому навіть на великих телескопах рідко встановлюють збільшення в понад 500 разів.

Під роздільною здатністю (ψ) оптичного телескопа розуміють найменшу кутову відстань між двома зорями, які можна спостерігати в телескоп роздільно. Теоретично роздільна здатність (у секундах дуги) візуального телескопа для жовто-зелених променів, до яких найбільш чутливе око людини, може бути визначена за допомогою формули:

де D — діаметр об’єктива телескопа в міліметрах. На практиці через постійні переміщення повітряних мас роздільна здатність телескопів знижується. Унаслідок чого наземні телескопи забезпечують роздільну здатність близько 1″, і тільки іноді за досить сприятливих атмосферних умов вдається досягти роздільної здатності десятих часток секунди.

Також важливою характеристикою телескопа є проникаюча сила (m), що виражається граничною зоряною величиною світила, доступного спостереженню за допомогою цього телескопа за ідеальних атмосферних умов. Для телескопів з діаметром об’єктива D (мм) проникаюча сила m, виражена в зоряних величинах під час візуальних спостережень, визначається за формулою: m = 2,0 + 5lgD.

З 1995 р. працюють два однакових 10-метрових телескопи «Кек-1» і «Кек-2» в обсерваторії Мауна-Кеа. Кожне дзеркало телескопа складається із 36 сегментів. За якість зображення телескопів відповідає адаптивна оптика, що керує кожним сегментом дзеркала. За роздільною здатністю такий телескоп наближається до космічного. Обсерваторія розміщена на висоті 4250 м над Тихим океаном на Гавайських островах.

Значні можливості має телескоп VLT (англ. Very Large Telescope — Дуже Великий Телескоп), що належить європейським країнам і який встановлено на горі Параналь (висота 2635 м) на півночі Чилі (мал. 3.5).

Мал. 3.5

Він складається із чотирьох телескопів, кожен з яких має діаметр 8,2 м. Крайні телескопи розміщено один від одного на відстань 200 м, що дає змогу всьому комплексу працювати в режимі оптичного інтерферометра. Це означає, що якщо телескопи спрямовані на ту саму зорю, то зібране ними випромінювання сумується, а роздільна здатність телескопів, що спільно працюють, еквівалентна застосуванню дзеркала діаметром 200 м.

У світі телескопів з діаметром дзеркала понад 6 м близько двадцяти.

Вивченням космічних радіоджерел випромінювання займається радіоастрономія. Вона зародилася в 1931 р., коли випадково було виявлено радіовипромінювання Чумацького Шляху. Через 15 років у сузір’ї Лебедя знайшли перше точкове джерело радіохвиль — слабку галактику, яку із часом вдалося розглянути в оптичному діапазоні.

Радіовипромінювання більшості небесних об’єктів, що надходить до Землі, надзвичайно слабке. Для виявлення і прийому космічного радіовипромінювання використовують радіотелескопи.

Радіотелескопи складаються з антенного пристрою і чутливої прийомної системи. Прийомна система (радіометр) підсилює прийняте антеною радіовипромінювання та перетворює його в зручну для подальшої обробки форму. Основне призначення антенного пристрою — зібрати максимальну кількість енергії, принесеної радіохвилями від об’єкта. За антену використовують суцільне металеве або сітчасте дзеркало, що має форму параболоїда. Антена радіотелескопа відрізняється від звичайних антен радіозв’язку високою спрямованістю, тобто здатністю виділяти радіовипромінювання в невелику ділянку неба. У фокусі параболоїда розміщено опромінювач — пристрій, що збирає радіовипромінювання, спрямоване на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на прийомний пристрій, де сигнал підсилюється, детекторується і реєструється.

Потужність радіосигналу, що надходить на вхід приймача, прямо пропорційна площі антени. Тому антена більшого розміру з тим самим приймачем дає кращу чутливість, тобто дає змогу виявити слабкі джерела з малою потужністю випромінювання. Антени найбільших радіотелескопів сягають сотень метрів. Великий радіотелескоп з поворотним металевим рефлектором діаметром 100 м розміщено недалеко від м. Бонн (Німеччина). Нерухома антена в Аресібо (Пуерто-Рико), розміщена в кратері згаслого вулкана, має діаметр 305 м (мал. 3.6). Для того щоб змінити напрямок прийому випромінювання, у цьому радіотелескопі роблять перестановку опромінювача.

Мал. 3.6

Радіотелескопи можуть бути побудовані з окремих дзеркал, кожне з яких фокусує прийняте випромінювання на один опромінювач. Якщо радіовипромінювання джерела одночасно сприймається двома і більше антенами, розміщеними на деякій відстані одна від одної, а потім ці сигнали сумуються, то внаслідок інтерференції радіосигналів роздільна здатність телескопів значно збільшується. Такий інструмент називають радіоінтерферометром. Радіоінтерферометри з наддовгою базою поєднують радіотелескопи, рознесені на тисячі кілометрів. З їхньою допомогою вдалося одержати кутову роздільну здатність близько 0,0001″.

Прикладом є Дуже Великий Масив (англ. Very Large Array, VLA) — радіотелескоп-інтерферометр, Нью-Мексико, США (мал. 3.7).

Мал. 3.7

Радіохвилі вільно проходять крізь величезні міжзоряні газопилові хмари й атмосферу Землі. Тому методи радіоастрономії дуже важливі для вивчення, наприклад, центральних районів Чумацького Шляху та інших галактик, тому що оптичні хвилі від них повністю поглинаються.

У Харкові розміщено найбільший у світі радіотелескоп декаметрових хвиль УТР-2 Радіоастрономічного інституту НАН України. Астрономи, які працюють на УТР-2, перші у світі виявили в міжзоряному середовищі спектральні лінії вуглецю (головні «цеглинки», необхідні для появи органічного життя), каталогізували джерела випромінювань у далекому космосі, розробили теорію гравітаційних лінз, згідно з якою світло від далеких зір і галактик викривляється, вивчили механізми радіовипромінювання Сонця і Юпітера.

Як відомо, у надрах зір, де відбувається синтез гелію, реакції супроводжуються перетворенням протонів в нейтрони з випромінюванням нейтрино. Нейтрино вільно пронизують усю товщу зорі і виходять у міжзоряний простір.

Спроби вловити нейтрино розпочав Раймонд Девіс (1914-2006) (США) у 1955 р. У 1967 р. у штаті Південна Дакота в закинутій шахті на глибині 1455 м змонтували установку — горизонтальний циліндричний бак завдовжки близько 14,4 м і діаметром 6 м, що містить 400 000 л (615 т) чотирихлористого вуглецю С2Сl4. У цій сполуці кожен четвертий атом Хлору є ізотопом 37 Сl. Порядок спостережень на цьому «телескопі» такий: після кожних 100 днів роботи через бак пропускають 20 000 л газоподібного гелію, що здатний захопити із собою ізотопи Аргону 37 Аr, які утворилися в баці. Їх, за обчисленнями, у кожний момент часу має бути кілька десятків. Суміш газів (гелій з поодинокими атомами Аргону) пропускають через вугільні фільтри, охолоджені до 77 К. Результати вимірювань такі: у баці за кожні 2,3 доби утворюється один атом ізотопу 37 Аr.

Інший варіант нейтринного «телескопа» — галієвий або літієвий детектор. Труднощі полягають у тому, що для отримання надійних результатів детектор повинен містити десятки тонн галію або літію, тоді як видобувається цих металів у світі дуже мало. Детектори на галії працюють, наприклад, в італійських Альпах під горою Монблан та в надрах гори Андирчі поблизу Ельбруса (Північний Кавказ).

Існують так звані водяні детектори нейтрино, у яких використовують звичайну воду Н2О або важку воду D2О (кожний атом Гідрогену тут містить, окрім протона, додатковий нейтрон). Принцип роботи водяних детекторів такий. Нейтрино, проходячи крізь товщу звичайної води, збуджує електрони в молекулах Н2О або реагує з нейтроном молекули D2О з утворенням протона й електрона. Надлишок енергії швидко висвічується (відомий з фізики ефект черенковського випромінювання). Реєстрація цього випромінювання дає змогу не тільки підрахувати кількість нейтрино, які взаємодіють з речовиною детектора за одиницю часу, а ще й вказати напрямок руху нейтрино, а отже, встановити напрямок на джерело цього випромінювання.

У 1916 р. було з’ясовано, що в природі можуть існувати слабкі збурення поля тяжіння, які, як і електромагнітні хвилі, є поперечними і також поширюються зі швидкістю поширення світла. Під дією гравітаційної хвилі розподіл пробних зарядів (тобто пробних масових частинок) періодично зазнає певної деформації, яка залежить від енергії хвилі.

Найпростішим детектором гравітаційних хвиль можуть бути дві кулі, з’єднані пружиною. Якщо на них перпендикулярно до осі, що з’єднує центри куль, падає гравітаційна хвиля, то відстань між кулями буде позмінно збільшуватися і зменшуватися.

Джерелом гравітаційних хвиль є будь-який асиметричний рух речовини. Це може бути зоря, якщо вона здійснює так звані квадрупольні пульсації, тобто стискається і розтягується уздовж осі її обертання. Джерелами гравітаційних хвиль є подвійні зорі, а також зоря, яка зазнає різкого стиску — колапсу, якщо лише внаслідок дії певних причин (обертання, дія магнітних сил) цей колапс не є сферично-симетричним.

З 1958 р. Джозеф Вебер (1919-2000) (США) пробував зареєструвати гравітаційні хвилі. Його детектор — алюмінієвий циліндр завдовжки 1,54 м, діаметром 0,6 м і масою 1,5 т, підвішений на спеціальній тонкій нитці в рамі зі сталевих блоків і поміщений у вакуумну камеру, оточену чутливими акустичними фільтрами. Розтяг і стиск циліндра під дією гравітаційної хвилі датчики можуть реєструвати з надзвичайною точністю.

Щоб уникнути похибок, пов’язаних, наприклад, з коливанням земної кори або електричним розрядом в атмосфері, Вебер встановив два аналогічні детектори на відстані 1000 км. Система реєструє лише ті сигнали, початки яких збігаються з точністю до 0,2 с. Ці детектори і справді впродовж багатьох місяців реєстрували в середньому один імпульс на кожні п’ять діб. Однак дотепер жодна інша лабораторія цього не підтвердила, і питання про природу сигналів, які зареєстрував Вебер, залишається нез’ясованим.

Нині розроблено твердотільні гравітаційні антени другого покоління, у яких п’ятитонні алюмінієві циліндри охолоджуються до 2 К, а датчики яких здатні реєструвати амплітуди коливань до 2 · 10 -17 см. У США введено в дію велику лазерно-інтерференційну гравітаційно-хвильову обсерваторію ЛІГО, один інтерферометр якої з базою 4 км встановлено у штаті Луїзіана, другий — з такою самою базою — у штаті Вашингтон. Інструменти об’єднано за допомогою комп’ютерної мережі. Є плани будівництва великих інтерферометрів для цієї самої мети і в інших країнах, а також встановлення супутникових гравітаційних антен, у яких база досягала б сотень мільйонів кілометрів.

11 лютого 2016 року було оголошено про експериментальне відкриття гравітаційних хвиль, існування яких передбачив ще Альберт Ейнштейн.

Гравітаційна хвиля — це поширення змінного гравітаційного поля у просторі. Вважають, що вивчення гравітаційних хвиль допоможе пролити світло на історію Всесвіту і не тільки.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. Які основні завдання розв’язують в астрономії за допомогою телескопів?
  • 2. Як можна визначити видиме збільшення оптичної системи телескопа?
  • 3. Що розуміють під роздільною здатністю телескопа? Проникаючою силою?
  • 4. Чим відрізняються оптичні системи рефрактора, рефлектора й дзеркально-лінзових (камера Шмідта) телескопів?
  • 5. Чим відрізняються: оптичні телескопи від радіотелескопів; радіоінтерферометр від радіотелескопа?

Дослідіть, які астрономічні обсерваторії працювали і працюють на території України.

АСТРОНОМІЯ – М. В. Головко 2018

Телескоп має три головні призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); будувати зображення об’єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким видно небесні тіла, тобто розділяти об’єкти, що лежать на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

1. Принцип дії оптичного телескопа і його характеристики. Оптичні телескопи (рис. 5.1) обов’язковими складовими частинами своєї конструкції мають: об’єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об’єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), що з’єднує об’єктив з приймальним пристроєм; монтування — механічну конструкцію, що тримає трубу й забезпечує її наведення на небо. Для візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов’язково використовують окуляр. Через нього розглядають зображення, побудоване об’єктивом. Під час фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібний, бо відповідні приймачі розміщують прямо у фокальній площині телескопа. Об’єктивом оптичного телескопа може бути лінза (кілька лінз) чи дзеркало, що має певну кривизну поверхні (наприклад, сферичне).

Рис. 5.1. Будова оптичного телескопа: об’єктив (а), труба (б), монтування (в), окуляр (г).

Після об’єктива промені збираються в точці F — фокусі телескопа. Відстань від центра об’єктива до фокуса називають фокусною відстанню телескопа. Пряму, що з’єднує центр об’єктива і фокус, називають оптичною віссю телескопа Небесні світила лежать дуже далеко, практично «на нескінченності», і їх зображення утворюються у фокальній площині, тобто у площині, проведеній через фокус F перпендикулярно до оптичної осі (рис. 5.2). Зображення, побудоване об’єктивом у фокальній площині, розглядають через окуляр (візуальні телескопічні спостереження) чи розміщують у фокусі телескопа приймач випромінювання.

Рис. 5.2. Хід променів у лінзовому телескопі (схема).

Розгляньмо головні характеристики телескопа — діаметр об’єктива, світлосила, фокусна відстань, збільшення, розділення і поле зору.

Діаметр об’єктива D, точніше, вільного отвору об’єктива, не закритого оправою або діафрагмою, визначає кількість світла, яке збирає об’єктив. Кількість світла, що проходить через об’єктив, пропорційна його площі, тобто D 2 .

Важливою характеристикою об’єктива є відношення А діаметра об’єктива (вільного отвору) до його фокусної відстані F: A = D/F. Це відношення називають відносним отвором, або світлосилою.

Що менше відношення F/D, то яскравішим виходить зображення протяжного об’єкта у фокальній площині телескопа. Справді, зі зменшенням фокусної відстані об’єктива лінійні розміри зображення протяжного об’єкта теж зменшуються, а при незмінному діаметрі об’єктива світловий потік, який він сприймає, залишається незмінним, тому зображення об’єкта стає яскравішим. Однак зменшувати фокусну відстань об’єктива можна до розумних меж так, щоб розміри зображення були не дуже малі й помітні. Для детального вивчення протяжних об’єктів бажані довгофокусні телескопи, що дають більше збільшення.

Фокусна відстань F об’єктива телескопа визначає лінійні розміри l зображення протяжних небесних об’єктів (Сонця, Місяця, планет, туманностей тощо) у фокальній площині телескопа, бо, згідно з рис. 5.3:

де ρ — кутові розміри об’єкта (визначені променями АВ). Якщо ж ρ — це кутова відстань між об’єктами (наприклад, між зорями), то формула (1.2) дає лінійну відстань між їх зображеннями у фокальній площині телескопа.

Рис. 5.3. Лінійні розміри зображення протяжних небесних об’єктів (Сонця, Місяця, планет, туманностей тощо) у фокальній площині телескопа.

Видимі кутові розміри небесних об’єктів малі, наприклад у Сонця і Місяця не перевищують 33′. З математики відомо, що тангенси малих кутів (до 3°) близькі до самих кутів, виражених в радіанах (ρрад). Оскільки 1 радіан = 3440′ = 206265″, то

де ρ’ позначає кутові розміри у хвилинах дуги, а ρ ” — кутові розміри в секундах дуги. Звідси випливає, що

причому l виражене в тих же лінійних одиницях, що й фокусна відстань F. Такими самими лінійні розміри виходять на платівці під час фотографування об’єктів у фокальній площині телескопа.

Під час візуальних спостережень зображення світила у фокальній площині розглядають в окуляр. Він зазвичай складається з двох невеликих короткофокусних лінз, що дозволяє збільшувати розміри зображень протяжних світил.

Збільшення телескопа М дорівнює відношенню фокусної відстані об’єктива F до фокусної відстані окуляра f

Навіть за дуже хороших атмосферних умов неможливо домогтися від телескопа довільно великого збільшення шляхом застосування окулярів з дуже малою фокусною відстанню, бо почнуть негативно позначатися оптичні недоліки лінз. Тому кожний телескоп має найбільше

допустиме, або граничне, збільшення Mmax = 2D, де діаметр об’єктива D виражений в міліметрах, але його вважають безрозмірною величиною.

Розділення (або роздільна здатність) телескопа θ (тета) — найменшу кутову відстань між об’єктами, чітко помітну в телескоп, — визначає діаметр об’єктива. Роздільна здатність телескопа вказує на можливість бачити окремо два світила, що лежать на небесній сфері дуже близько одне до одного (наприклад, дві зорі).

Величина цієї характкристики телескопа обернено пропорційна діаметру об’єктива і прямо пропорційна довжині електромагнітних хвиль, які сприймає телескоп.

де довжина хвилі λ і діаметр об’єктива D виражені в однакових одиницях.

Полем зору телескопа називають кутовий поперечник кружка неба, який видно в телескоп. Розмір поля зору за незмінного окуляра обернено пропорційний фокусній відстані об’єктива. За великих збільшень поле зору стає дуже малим і вимірюється кількома хвилинами дуги.

2. Типи телескопів. У 1609 р. відомий італійський вчений Ґ. Ґалілей виконав перші спостереження небесних тіл з допомогою власноруч збудованого лінзового телескопа- рефрактора (від лат. «рефракто» — «заломлюю»). Ґалілей спостерігав кратери на Місяці, відкрив супутники Юпітера, у світлій смузі Молочного Шляху побачив велику кількість слабких зір. І це не зважаючи на те, що телескопи Ґ. Ґалілея були недосконалими. Головною їх хибою є дуже мале поле зору. Тому наводити телескоп на небесне світило і спостерігати його Ґалілєю було важко. З цієї ж причини такі телескопи в астрономії не прижились. Їхнім реліктом є сучасні театральні біноклі.

Ще за життя Ґ. Ґалілея з’явились телескопи іншого типу. Винахідником нового інструмента був Й. Кеплер, який 1611 р. дав опис телескопа, що складався з двох двоопуклих лінз.

Відомо, що світлові промені різних довжин хвиль мають неоднакові кути заломлення, тому окремо взята лінза дає забарвлене зображення. Цей недолік називають хроматичною аберацією. Для його усунення з часом стали будувати об’єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефіцієнтами заломлення. Потім з’ясували, що лінзи великих розмірів зазнають деформацій під власною вагою, тому найбільший лінзовий об’єктив має діаметр лише 102 см (Йеркський рефрактор, уведений в дію в 1897 р. в США).

Ідея створення дзеркального телескопа, або рефлектора (від лат. «рефлекто» — «відбиваю»), з’явилася ще за життя Ґалілея. Виготовити такий телескоп спробував у 1664 р. відомий фізик Р. Гук, але якість телескопа виявилась низькою — спостерігати у нього що- небудь не вдалося.

Лише І. Ньютон у 1668 р. побудував перший рефлектор. Цей телескоп був малим за розмірами — головне увігнуте сферичне дзеркало з полірованої бронзи мало в поперечнику лише 2,5 см, а його фокусна відстань становила 6,5 см.

Перший рефлектор Ньютона давав збільшення у 41 раз. Але застосувавши інший окуляр і знизивши збільшення до 25 разів, Ньютон виявив, що в такому разі небесні світила стали яскравішими і спостерігати їх зручніше.

Розгляньмо оптичні схеми і принцип дії телескопа-рефрактора (див. рис. 5.4) і телескопа-рефлектора. У першому з цих двох типів телескопів використовують лінзовий об’єктив, а в другому — дзеркальний. Промені світла, що падають на об’єктив телескопа-рефрактора, заломлюються лінзами, а в телескопі-рефлекторі їх відбиває дзеркало-об’єктив.

Рис. 5.4. Хід променів (оптична схема) в телескопі-рефлекторі.

Телескоп-рефрактор системи Ньютона будує дійсне, збільшене й перевернуте зображення. Остання обставина, незручна під час спостережень наземних об’єктів, в астрономії — несуттєва. Адже в космосі немає абсолютного верху чи низу, тому телескоп не може перекинути небесні тіла «догори ногами». Система Ньютона виявилась дуже зручною, саме тому її успішно застосовують і дотепер (як й інші системи дзеркальних телескопів). Усі сучасні великі телескопи — це телескопи-рефлектори.

Дзеркальні телескопи мають суттєві переваги (зокрема, дають незабарвлене зображення) над лінзовими, тому стали дуже поширеними. Всі сучасні великі оптичні телескопи мають дзеркальні об’єктиви. Суттєвим є те, що, завдяки досягненням комп’ютерної техніки й матеріалознавства, нині можна виготовляти й використовувати збірні (з окремих сегментів) дзеркала. Це відкриває можливості для побудови на поверхні Землі гігантських оптичних телескопів (з поперечником головного дзеркала в кілька десятків метрів).

Нині до найбільших у світі оптичних телескопів належать Великий канарський телескоп (поперечник головного дзеркала 10,4 м) і два телескопи з діаметром головного дзеркала 10 метрів — «Кек-1» і «Кек-2». Але в найближчі десять років до ладу мають стати Гігантський магелланів телескоп (The Giant Magellan Telescope, GMT) з діаметром головного дзеркала майже 25 м, а також Європейський Дуже великий телескоп (European Extremely Large Telescope, E-ELT), що матиме 39-метрове головне дзеркало.

3. Монтування телескопів. Під час спостережень виникає потреба наводити телескоп у будь-яку точку неба. З цією метою трубу телескопа встановлюють на спеціальному монтуванні. Воно буває двох видів: азимутальним і паралактичним, або екваторіальним.

Азимутальне монтування (рис. 5.5) дозволяє обертати трубу телескопа навколо двох взаємно перпендикулярних осей: горизонтальної (лежить у площині горизонту) і вертикальної (паралельна до лінії виска).

Рис. 5.5. Азимутальне і паралактичне монтування телескопа.

Азимутальне монтування має просту конструкцію, але стежити за об’єктом на небі доводиться, повертаючи телескоп одночасно по двох осях. Раніше це треба було робити вручну й тому такі монтування для професійних телескопів, окрім універсальних інструментів, не застосовували Тепер комп’ютер легко справляється з таким завданням, тому азимутальне монтування стали використовувати для великих телескопів також.

Паралактичне, або екваторіальне, монтування (рис. 5.5) також дозволяє обертати трубу телескопа навколо двох взаємно перпендикулярних осей. Полярна вісь спрямована паралельно осі світу, а друга — вісь схилень — лежить у площині екватора. Повертаючи полярну вісь телескопа зі швидкістю обертання небесної сфери, досягають того, що телескоп, направлений на яке-небудь світило, весь час буде тримати його в полі зору. Щоб «вести» полярну вісь телескопа, застосовують часові механізми, наприклад, електродвигуни. Таке монтування дуже зручне для виконання спостережень, тому більшість сучасних телескопів оснащують екваторіальним монтуванням.

Найпростіше екваторіальне монтування — німецьке (рис. 5.6 а). Його використовують для рефракторов і невеликих телескопів-рефлекторів системи Ньютона. Недоліком монтування є потреба використовувати противагу.

Ще один тип монтування телескопа — вилочне (рис. 5.6 б). Воно може бути й азимутальним, і екваторіальним. Хоча це монтування компактніше й надійніше за німецьке, його можна застосувати тільки для телескопів з короткою трубою, яку можна помістити між консолями «вилки».

Рис. 5.8. Німецьке (а) та вилочне (б) монтування телескопа.

ТИПОВА ЗАДАЧА

Об’єктив телескопа має діаметр D = 150 мм і фокусну відстань F = 2250 мм. Чи можна розрізнити в цей телескоп компоненти подвійної зорі g Кита, якщо видима кутова відстань між ними становить l = 2,8″.

Розв’язання: Скористаємося формулою θ = 251640″ λ/D. Взявши до уваги, що λ = 480 нм, отримаємо θ = 0,8″.

НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ

• Обчисліть лінійний діаметр зображення Місяця у фокальній площині об’єктива рефрактора, якщо фокусна відстань об’єктива F = 60 см, а видимий кутовий діаметр Місяця становить 31′.

ВИСНОВКИ

Телескоп – головний інструмент в астрономії. Його завдання – зібрати якомога більше світла (випромінювання) від небесних тіл, а також розділити об’єкти, що лежать близько один до одного.