21-10-2023
Телеско́п (от др.-греч. τῆλε — далеко + σκοπέω — смотрю) — прибор, предназначенный для наблюдения небесных тел[1].
В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей.
Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра: оптические телескопы, радиотелескопы, рентгеновские телескопы, гамма-телескопы. Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.
Оптические телескопические системы используют в астрономии (для наблюдения за небесными светилами[1]), в оптике для различных вспомогательных целей: например, для изменения расходимости лазерного излучения[2]. Также, телескоп может использоваться в качестве зрительной трубы, для решения задач наблюдения за удалёнными объектами[3]. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа были обнаружены в записях Леонардо Да Винчи. Построил телескоп в 1608 Ханс Липперсхей. Также создание телескопа приписывается его современнику Захарию Янсену.
Содержание |
Годом изобретения телескопа, а вернее зрительной трубы, считают 1608 год, когда голландский очковый мастер Иоанн Липперсгей продемонстрировал своё изобретение в Гааге. Тем не менее в выдаче патента ему было отказано, в силу того что и другие мастера, как Захарий Янсен из Мидделбурга и Якоб Метиус из Алкмара, уже обладали экземплярами подзорных труб, а последний вскоре после Липперсгея подал в Генеральные штаты (голландский парламент) запрос на патент. Позднейшее исследование показало, что, вероятно, подзорные трубы были известны ранее, ещё в 1605 году[4]. В «Дополнениях в Вителлию», опубликованных в 1604 г. Кеплер рассмотрел ход лучей в оптической системе, состоящей из двояковыпуклой и двояковогнутой линз. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа (причем как однолинзового, так и двухлинзового) были обнаружены ещё в записях Леонардо Да Винчи датируемых 1509-м годом. Сохранилась его запись: «Сделай стекла, чтобы смотреть на полную Луну» («Атлантический кодекс»).
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.
Название «телескоп» предложил в 1611 году греческий математик Джованни Демизиани для одного из инструментов Галилея, показанном на банкете в Академии деи Линчеи. Сам Галилей использовал для своих телескопов термин лат. perspicillum[5].
Телескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную или ферму), установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра[6]. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом[7]. Телескоп фокусируется при помощи фокусера (фокусировочного устройства).
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.
В любительской астрономии помимо сфокусированного изображения используется несфокусированное, полученное выдвижением окуляра — для оценки блеска туманных объектов, например, комет, сравнением с блеском звёзд[8] . Для подобной оценки блеска Луны в полнолуние, например, во время лунного затмения, используется «перевёрнутый» телескоп — наблюдение Луны в объектив[8] .
Оптический телескоп — это афокальная система (оптическая сила равна нулю[6]), состоящая из объектива и окуляра. Телескоп увеличивает видимый угловой размер и видимую яркость наблюдаемых объектов[3]. Основными параметрами, которые определяют другие характеристики телескопа, являются: диаметр объектива (апертура) и фокусное расстояние объектива.
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 1-2m 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.
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.
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).
См. также Список космических телескопов.
Обсерватория | Местонахождения | Диаметр, дюйм/см | Год сооружения — демонтажа | Примечания |
---|---|---|---|---|
Йеркская обсерватория | Уильямс Бэй, Висконсин | 40/102 | 1897 | Рефрактор Кларка |
Обсерватория Лика | гора Гамильтон, Калифорния | 36/91 | 1888 | |
Парижская Обсерватория | Медон, Франция | 33/83 | 1893 | Двойной, визуальный объектив 83 см, фотографический — 62 см. |
Астрофизическая Обсерватория | Потсдам, Германия | 32/81 | 1899 | Двойной, визуальный 50 см, фотографический 80 см. |
Обсерватория Ниццы | Франция | 30/76 | 1880 | |
Пулковская обсерватория | Санкт-Петербург | 30/76 | 1885 | |
Аллегенская обсерватория | Питтсбург, Пенсильвания | 30/76 | 1917 | Рефрактор Thaw |
Гринвичская обсерватория | Гринвич, Великобритания | 28/71 | 1893 | |
Гринвичская обсерватория | Гринвич, Великобритания | 28/71 | 1897 | Двойной, визуальный 71 см, фотографический 66 |
Обсерватория Архенхольда | Берлин, Германия | 27/70 | 1896 | Самый длинный современный рефрактор |
Обсерватория | Местонахождения | Диаметр, м | Год сооружения |
---|---|---|---|
Китт-Пик | Тусон, Аризона | 1,60 | 1962 |
Сакраменто-Пик | Санспот, Нью-Мексико | 1,50 | 1969 |
Крымская астрофизическая обсерватория | Крым, Украина | 1,00 | 1975 |
Шведский солнечный телескоп | Пальма, Канары | 1,00 | 2002 |
Китт-Пик, 2 штуки в общем корпусе с 1,6 метра | Тусон, Аризона | 0,9 | 1962 |
Тейде | Тенерифе, Канары | 0,9 | 2001 |
Китт-Пик | Тусон, Аризона | 0,7 | 1973 |
Институт физики Солнца, Германия | Тенерифе, Канары | 0,7 | 1988 |
Митака | Токио, Япония | 0,66 | 1920 |
Саянская солнечная обсерватория, Россия | Монды, Бурятия | 0,8 | 1975 |
Обсерватория | Местонахождения | Диаметр коррекционной пластины — зеркала, м | Год сооружения |
---|---|---|---|
Обсерватория Карла Шварцшильда | Таутенбург, Германия | 1,3-2,0 | 1960 |
Паломарская обсерватория | гора Паломар, Калифорния | 1,2-1,8 | 1948 |
Англо-австралийская обсерватория | Сайдинг-Спринг, Австралия | 1,2-1,8 | 1973 |
Токийская астрономическая обсерватория | Токио, Япония | 1,1-1,5 | 1975 |
Европейская южная обсерватория | Ла-Силья, Чили | 1,1-1,5 | 1971 |
Название | Местонахождения | Диаметр зеркала, м | Год сооружения |
---|---|---|---|
Гигантский южно-африканский телескоп, SALT | Сазерлэнд, ЮАР | 11 | 2005 |
Gran Telescopio Canarias | Ла-Пальма, Канары | 10,4 | 2002 |
Телескопы Кек | Мауна-Кеа, Гавайи | 9,82 × 2 | 1993, 1996 |
Телескоп Хобби-Эберли, HET | Джефф-Дэвис, Техас | 9,2 | 1997 |
Большой бинокулярный телескоп, LBT | гора Грэхем (англ.), Аризона | 8,4 × 2 | 2004 |
Very Large Telescope, ESO VLT | Серро Параналь, Чили | 8,2 × 4 | 1998, 2001 |
Subaru Telescope | Мауна-Кеа, Гавайи | 8,2 | 1999 |
Gemini North Telescope, GNT | Мауна-Кеа, Гавайи | 8,1 | 2000 |
Gemini South Telescope, GST | Серро Пашон, Чили | 8,1 | 2001 |
Мультизеркальный телескоп (англ.), MMT | гора Хопкинс (англ.), Аризона | 6,5 | 2000 |
Magellan Telescope | Лас Кампанас, Чили | 6,5 × 2 | 2002 |
Большой телескоп азимутальный, БТА | гора Пастухова, Россия | 6,0 | 1975 |
Large Zenith Telescope, LZT | Мейпл Ридж, Канада | 6,0 | 2001 |
G.E.Hale 200-inch Telescope, MMT | гора Паломар, Калифорния | 5,08 | 1948 |
Телескоп в Викисловаре? | |
Телескоп.