Багато хто вважає, що найголовніша характеристика телескопа - його збільшення: чим воно більше, тим більше в телескоп можна побачити. Це не зовсім так: цінність інструменту визначається в першу чергу розмірами його об'єктива. Найважливіше зібрати якомога більше світла від досліджуваного небесного об'єкта.
Всі предмети випромінюють або відбивають світло. Частина його потрапляє на зіницю ока, проходить всередину і викликає відчуття світла. Якщо світла мало, предмет видно погано або не видно взагалі. Якщо яким-небудь чином збільшити кількість світла, що потрапляє в око, видимість можна поліпшити.
Діаметр об'єктива телескопа набагато більше, ніж зіницю, і збирає набагато більше світла. Це дозволяє реєструвати дуже слабкі зірки та інші світила - в 100 млн разів слабкіше, ніж видимі неозброєним оком.
При спостереженні небесних тіл неозброєним оком існує і інша трудність. Подивившись на Місяць, ми бачимо на її поверхні темні плями. Сказати що-небудь про їхню природу за зовнішнім виглядом досить важко, хочеться розгледіти більше дрібні деталі. Однак простому оку це недоступно, незважаючи на достатню кількість світла. Зрозуміло, що, якщо б видимий розмір Місяця був набагато більше, ми змогли б розглянути її докладніше. Користуючись науковою термінологією, ми скажемо: кут, під яким видно Місяць, занадто малий. Найпростіший спосіб збільшити кут, під яким видно предмет, - це наблизитися до нього.
Отже, телескоп потрібен для того, щоб, по-перше, збільшити кількість світла, що приходить від небесного тіла, а по-друге, щоб дати можливість вивчити дрібні деталі об'єкта, що спостерігається. Здатність телескопа показувати (або реєструвати за допомогою приладів) слабкі зірки називається проникною силою, а здатність розрізняти дрібні деталі - роздільною силою. Розглянемо, від чого залежать ці характеристики телескопа.
Здавалося б, проникаюча сила повинна бути пропорційна площі об'єктива: чим більше площа, тим більше прилад збирає світла і тим слабкіші об'єкти видно. Насправді можливість фіксувати слабкий світловий сигнал залежить від рівня фону, на якому він проявляється. З цієї причини, наприклад, зірки не видно вдень, хоча і випромінюють стільки ж світла, що і вночі. Яскравий фон денного неба "забиває" їх світло. Світлові перешкоди, хоч і невеликі, є і вночі. Тому реальна проникаюча сила телескопа нижче теоретичної. При наявності фону (перешкод) вона зростає пропорційно всього лише діаметру (а не площі), що зменшує вигоду від збільшення діаметру об'єктиву.
Зображення зірки, побудоване телескопом, має певний розмір. Якщо відстань між зображеннями двох зірок менше, ніж їх розмір, вони зіллються і побачити їх окремо буде неможливо. Роздільна здатність визначається тим, наскільки мале зображення світної точки будує об'єктив телескопа. Таким чином, показником якості об'єктива є розмір зображення світної точки: чим він менший, тим краще. Астрономи характеризують розмір зображення величиною кута, під яким воно видно з центру об'єктиву.
Можна теоретично оцінити мінімальний розмір зображення світної точки, яке будує об'єктив. Виражений у секундах дуги, він дорівнює
а = 206 265 • X / D
де X - довжина хвилі світла, D - діаметр об'єктива. Ця величина і служить мірою роздільної здатності телескопа. Довжина хвилі світла, до якого найбільш чутливий очей, - 555 нм. Підставивши в формулу це число і діаметр, рівний, наприклад, 13 см, отримаємо дозвіл близько 0,9 ". Тобто, якщо спостерігати за допомогою телескопа діаметром 13 см дві зірки однакової яскравості, що знаходяться на небі на відстані 0,9", можна сподіватися побачити, що це дві зірки, а не одна.
Крім проникною і роздільної сили є й інші важливі характеристики телескопа. Розповімо про фокусній відстані, збільшення, поле зору і світлосилі телескопа.
Телескоп складається з об'єктиву і окуляра. Світло від зірок, розташованих дуже далеко від об'єктива, проходить через нього і збирається в фокальній площині. Відстань від об'єктива до цієї площини називається фокусною відстанню об'єктива. Далі світло потрапляє в окуляр і потім в око спостерігача.
Кутовий розмір зображення в телескопі більше кутового розміру об'єкта на небі. Ставлення цих кутів називається збільшенням телескопа. Воно дорівнює F / f, де F - фокусна відстань об'єктива, af - фокусна відстань окуляра.
Окуляр використовувати не обов'язково. Можна поставити в фокусі приймач світла, наприклад фотопластинку. І в цьому випадку чим більше фокусна відстань об'єктиву, тим більше буде зображення. Взявши два об'єктиви з однаковими діаметрами, але різними фокусними відстанями, ми отримаємо два зображення небесного тіла різних розмірів. Але кількість світла, що потрапив в кожне з них, однаково, і освітленість більшого зображення виявиться менше.
Якщо ми хочемо, збільшуючи розмір зображення, зберегти його освітленість, доведеться одночасно зі збільшенням фокусної відстані об'єктива збільшувати і його діаметр. Ставлення D / F (тобто діаметра до фокусної відстані) називають відносним отвором або світлосилою об'єктиву. Якщо світлосили двох об'єктивів однакові, то однакові і освітленості зображень небесних тіл.
При конструюванні телескопа його світлосилу розраховують, виходячи з тих завдань, для яких цей телескоп будується. Телескопи з великою світлосилою потрібні, наприклад, для вивчення слабосветящіхся туманностей. Найбільша світлосила існуючих телескопів дорівнює приблизно 1 / 2.
Нарешті, дуже важливою характеристикою телескопа є його полі зору. Одна фотографія на телескопі з великим полем зору показує багато небесних тіл. Але треба подбати про те, щоб і в центрі поля зору, і на його краю зображення зірок були різкими. Для цього доводиться будувати спеціальні телескопи, об'єктив яких складається з лінзи і дзеркала. Такими телескопами є телескопи Шмідта і Максутова. Вони застосовуються для фотографування неба. Розмір поля зору у цих інструментів 5 - 6 ° при хорошій якості зображень. У великих телескопів-рефлекторів полі не перевищує, як правило, 1 °. Для порівняння: діаметр Місяця на небі близько 0,5 °.
Винахід телескопа Галілея
Навесні 1609 р. професор математики університету італійського міста Падуї дізнався про те, що один голландець винайшов дивовижну трубу. Віддалені предмети, якщо їх розглядати через неї, здавалися більш близькими. Взявши шматок свинцевої труби, професор вставив у неї з двох кінців два очкових скла: одне - плосковипуклих, а інше - плосковогнутое. "Притуливши моє око до плосковогнутой лінзі, я побачив предмети великими і близькими, так як вони здавалися знаходяться на одній третині відстані в порівнянні з наглядом неозброєним оком", - писав Галілео Галілей.
Професор вирішив показати свій інструмент друзям у Венеції. "Багато знатні люди і сенатори підіймалися на найвищі дзвіниці церков Венеції, щоб побачити вітрила наближаються кораблів, які перебували при цьому так далеко, що їм було потрібно 2:00 повного ходу, щоб їх помітили оком без моєї зорової труби", - повідомляв він.
Зрозуміло, у Галілея у винаході телескопа (від грец. "Тілі" - "далечінь", "далеко" і "скопео" - "дивлюся") були попередники. Збереглися легенди про дітей очкового майстри, які, граючи з збирають і розсіюють світло лінзами, раптом виявили, що при певному розташуванні відносно один одного дві лінзи можуть утворювати увеічівающую систему. Є відомості про зорових трубах, виготовлених і продавалися в Голландії до 1609 р. Головною особливістю Галілей-єва телескопа було його високу якість. Переконавшись в поганій якості очкових стекол, Галілей почав шліфувати лінзи сам. Деякі з них збереглися до наших днів; їх дослідження показало, що вони досконалі з точки зору сучасної оптики. Правда, Галілею довелося вибирати: відомо, наприклад, що, обробивши 300 лінз, він відібрав для телескопів лише кілька з них.
Однак труднощі виготовлення першокласних лінз були не найбільшою перешкодою при створенні телескопа. На думку багатьох вчених того часу, телескоп Галілея можна було розглядати як диявольський винахід, а його автора слід було відправити на допит в інквізицію. Адже люди бачать тому, думали вони, що з очей виходять зорові промені, обмацують весь простір навколо. Коли ці промені натикаються на предмет, в оці з'являється його образ. Якщо ж перед оком поставити лінзу, то зорові промені скривився і людина побачить те, чого насправді немає.
Таким чином, офіційна наука часів Галілея цілком могла вважати видимі в телескоп світила і вилучені предмети грою розуму. Все це вчений добре розумів і завдав удару першим. Демонстрація телескопа, за допомогою якого можна було виявити далекі, невидимі оком кораблі, переконала всіх сумнівалися, і телескоп Галілея блискавично поширився по Європі.
Телескопи Гевелія, Гюйгенса-Кеплера і паризькій обсерваторії
Син заможного громадянина польського міста Гданська Ян Гевелій займався астрономією з дитинства. У 1641 р. він побудував обсерваторію, на якій працював разом з дружиною Єлизаветою і помічниками. Гевелій зробив наступний крок у справі вдосконалення зорових труб.
У телескопів Галілея був істотний недолік. Показник заломлення скла залежить від довжини хвилі: червоні промені відхиляються їм слабкіше, ніж зелені, а зелені - слабше, ніж фіолетові. Отже, проста лінза навіть бездоганної якості має для червоних променів більшу фокусну відстань, ніж для фіолетових. Спостерігач буде фокусувати зображення в синьо-зелених променях, до яких очей вночі найвідчутніше. У результаті яскраві зірки будуть виглядати як синьо-зелені точки, оточені червоною і синьою облямівкою. Це явище називається хроматичної аберацією; зрозуміло, воно сильно заважає спостереження зірок, Місяця і планет.
Теорія і досвід показали, що вплив хроматичної аберації можна зменшити, якщо використовувати в якості об'єктива лінзу з дуже великою фокусною відстанню. Гевелій почав з об'єктивів з 20-метровим фокусом, а найдовший його телескоп мав фокусна відстань близько 50 м. Об'єктив з'єднувався з окуляром чотирма дерев'яними планками, в які було вставлено безліч діафрагм, що робили конструкцію більш жорсткою і захищали окуляр від стороннього світла. Все це підвішують за допомогою системи канатів на високому стовпі; наводився телескоп на потрібну точку неба з допомогою кількох людей, мабуть відставних матросів, знайомих з обслуговуванням рухомих суднових снастей.
Лінзи Гевелій сам не виготовляв, а купував їх у одного варшавського майстра. Вони були настільки досконалі, що при спокійній атмосфері вдавалося побачити дифракційні зображення зірок. Справа в тому, що навіть найдосконаліший об'єктив не може побудувати зображення зірки у вигляді точки. Через хвильового характеру світла в телескоп з хорошою оптикою зірка виглядає як невеликий диск, оточений світлими кільцями спадної яскравості. Таке зображення називається дифракційним. Якщо оптика телескопа недосконала або атмосфера неспокійна, дифракційної картини вже не видно: зірка представляється спостерігачеві цяткою, розмір якого більше дифракційного. Таке зображення називають атмосферним диском.
Нідерландські астрономи брати Християн і Костянтин Гюйгенс будували Галілеєві телескопи по-своєму. Об'єктив, укріплений на кульовому шарнірі, містився на стовпі і міг за допомогою особливого пристосування встановлюватися на потрібній висоті. Оптична вісь об'єктива спрямовувалася на досліджуваний світило спостерігачем, повертаємо його за допомогою міцного шнурка. Окуляр монтувався на тринозі.
25 березня 1655 Християн Гюйгенс відкрив Титан - найяскравіший супутник Сатурна, а також розглядали на диску планети тінь кілець і почав вивчення самих кілець, хоча в той час вони спостерігалися з ребра. "У 1656 році, - писав він, - мені вдалося розглянути в телескоп середню зірку Меча Оріона. Замість однієї я побачив дванадцять, три з них майже стосувалися один одного, а чотири інших світили через туманність, так що простір навколо них здавалося значно більше яскравим, ніж інша частина неба, яка здавалася абсолютно чорною. Неначе спостерігалося отвір у небі, через яке видно більш яскрава область ".
Гюйгенс полірував об'єктиви сам, а його "повітряна труба" виявилася кроком вперед у порівнянні з "довгими трубами" Гевелія. Придуманий їм окуляр просто виготовити, і він використовується до цих пір.
Високий рівень майстерності, закладений Галілеєм, сприяв розквіту італійської оптичної школи. В кінці XVII ст. будувалася Паризька обсерваторія, вона була оснащена декількома телескопами системи Галілея. За допомогою двох таких інструментів і 40-метрового телескопа перший її директор, італієць Джованні Доменіко Кассіні, відкрив чотири нові супутники Сатурна і вивчав обертання Сонця.
Геніальний німецький астроном Йоганн Кеплер отримав телескоп Галілея на короткий час від одного з друзів. Він миттєво зрозумів, які переваги придбає цей прилад, якщо замінити розсіювальну лінзу окуляра на збиральну. Кеплером телескоп, який дає на відміну від Галілеєвому перевернуте зображення, застосовується повсюдно і донині.
Рефлектори Ньютона-Гершеля
Основний недолік галілеєвих труб - хроматичну аберацію - взявся усунути Ісаак Ньютон. Спочатку в якості об'єктива він хотів використовувати дві лінзи - позитивну і негативну, які мали б різну оптичну силу, але протилежну за знаком хроматичну аберацію. Ньютон перепробував кілька варіантів і прийшов до помилкового висновку, що створення ахроматичного лінзового об'єктиву неможливо. (Щоправда, сучасники свідчать, що ці досліди він проводив у великому поспіху.)
Тоді Ньютон вирішив покінчити з цією проблемою радикально. Він знав, що ахроматичне зображення віддалених предметів будує на своїй осі увігнуте дзеркало, виготовлене у вигляді параболоїда обертання. Спроби сконструювати відбивні телескопи в той час вже робилися, але успіху вони не принесли. Причина була в тому, що в застосовувалася до Ньютона двухзеркальной схемою геометричні характеристики обох дзеркал повинні бути строго узгоджені. А цього оптиках як раз і не вдавалося домогтися.
Телескопи, у яких роль об'єктива виконує дзеркало, називаються рефлекторами (від лат. Reflectere - "відбивати") на відміну від телескопів з лінзовими об'єктивами-рефракторів (т лат. Refractus - "переломлений"). Ньютон зробив свій перший рефлектор з одним увігнутим дзеркалом. Інше невелике плоске дзеркало направляло побудоване зображення убік, де спостерігач розглядав його в окуляр. Цей інструмент учений виготовив власноруч в 1668 р. Довжина телескопа становила близько 15 см. "Порівнюючи його з гарною галилеевой трубою довжиною в 120 см, - писав Ньютон, - я міг читати на більшій відстані за допомогою мого телескопа, хоча зображення в ньому було менше яскравішим ".
Ньютон не тільки відполірував дзеркало перший рефлектора, але і розробив рецепт так званої дзеркальної бронзи, з якої він відлив заготівлю дзеркала. У звичайну бронзу (сплав міді та олова) він додав деяку кількість миш'яку: це поліпшило відображення світла, до того ж поверхня легше і краще полірувати. У 1672 р. француз, викладач провінційного ліцею (за іншими даними, архітектор) Кассегрена запропонував конфігурацію двухзеркальной системи, перше дзеркало в якій було параболічним, друге ж мало форму опуклого гіперболоїда обертання і розташовувалося соосно перед фокусом першого. Ця конфігурація дуже зручна і зараз широко застосовується, тільки головне дзеркало стало гіперболічним. Але в той час виготовити кассегреновскій телескоп так і не змогли з-за труднощів, пов'язаних з досягненням потрібної форми дзеркала.
Компактні, легкі в обігу високоякісні рефлектори з металевими дзеркалами до середини XVIII ст. витіснили "довгі труби", збагативши астрономію багатьма відкриттями.
У той час на англійський престол була покликана Ганноверська династія; до нового короля кинулися його співвітчизники - німці. Одним з них був Вільям Гершель, музикант і одночасно талановитий астроном.
Переконавшись у тому, як важко звертатися з галілєєвих трубами, Гершель перейшов до рефлекторам. Він сам відливав заготовки з дзеркальної бронзи, сам шліфував і полірував їх; його оптичний верстат зберігся до наших днів. У роботі йому допомагали брат Олександр і сестра Кароліна, вона згадувала, що весь їхній будинок, включаючи спальню, був перетворений на майстерню. За допомогою одного зі своїх телескопів Гершель відкрив у 1778 р. сьому планету Сонячної системи, названу згодом Ураном.
Гершель безперервно будував все нові і нові рефлектори. Король допомагав йому і дав гроші на будівництво величезного рефлектора діаметром 120 см з трубою довжиною 12м. Після багаторічних зусиль телескоп був закінчений. Проте працювати на ньому виявилося важко, а за своїми якостями він не перевершив менші телескопи настільки значно, як припускав Гершель. Так народилася перша заповідь телескопів: "Не робіть великих стрибків".
Однолінзових довгі рефрактори досягли в XVII ст. мислимих меж досконалості; астрономи навчилися відбирати для їх об'єктивів високоякісні заготовки скла, точно обробляти та монтувати їх. Розвивалася теорія проходження світла через оптичні деталі (Декарт, Гюйгенс).
Без перебільшення можна сказати, що створення сучасних великих рефлекторів міцно стоїть на закладеному в XVII-XVIII ст. фундаменті. Модифікована конфігурація Кассегрена здійснюється у всіх без винятку сучасних нічних телескопах. Мистецтво поводження з металевими дзеркалами, допустимий прогин яких при будь-якому положенні телескопа не повинен перевищувати малих часток мікрометра, зрештою призвело до створення високосовершенних керованих ЕОМ оправ дзеркал телескопів-гігантів. Оптичні схеми деяких окулярів того часу використовуються до цих пір. Нарешті, саме тоді з'явилися зачатки наукових методів дослідження форми поверхонь оптичних елементів, які в наші дні викристалізувалися в закінчену наукову дисципліну - технологію виготовлення великої оптики.
Зрівноважування телескопа
Для забезпечення нормальної роботи годинникового механізму і зручності в роботі при наведенні телескопа на об'єкт при відпущених затискачах, телескоп повинен бути повністю урівноважений в своїх рухливих частинах і перебувати в байдужому рівновазі. Для цього центр ваги телескопа і всіх додаткових пристосувань повинен знаходитися в місці перетину полярної осі і осі відміни.
Досягається це навішуванням додаткових вантажів або їх переміщенням по осі противаги і вздовж труби телескопа. При зміні навісного обладнання найчастіше спостерігачеві самому необхідно виконувати урівноваження.
Телескоп на екваторіальному монтуванні необхідно вивірити в чотирьох положеннях:
- У двох положеннях для перевірки рівноваги навколо осі відміни в меридіані (горизонтальному і вертикальному),
- І в двох положеннях для перевірки рівноваги навколо полярної осі (в меридіані і в першому вертикалі).
Для зрівноважування телескопа навколо осі відмінювання ставимо телескоп у горизонтальне положення (в меридіані). Знімаючи або додаючи вантажі до окулярне або об'єктивного кінців, добиваємося того, щоб телескоп був урівноважений в цьому положенні. Тоді центр ваги труби телескопа знаходиться на вертикальній лінії, що проходить через центр осі відміни. У загальному випадку ці дві точки по вертикалі одна з одною не співпадуть.
Далі слід телескоп направити в зеніт, так як це положення найбільш чутливо для контролю розбіжності двох зазначених точок, що знаходяться в даному випадку на горизонтальній лінії. Похитуючи телескоп у напрямку північ-південь і додаючи або знімаючи вантажі на окулярне кінці, домагаємося рівноваги телескопа. Якщо це досягнуто, то телескоп однаково легко йде в напрямку півдня і півночі й знаходиться в байдужому рівновазі щодо осі відміни.
Після цього закріплюємо телескоп затиском по відміні і злегка качаємо навколо полярної осі. Переміщуючи основний противагу на протилежному кінці осі відмінювання, добиваємося того, щоб телескоп однаково легко рухався в напрямку на захід і схід. Якщо це досягнуто, то центр ваги рухомих частин телескопа буде знаходитися у вертикальній площині, що проходить через полярну вісь, проте, він може ще не перебувати на перетині осі відміни і полярної осі, а може бути вище або нижче місця цього перетину, що позначиться при виведенні телескопа з меридіана.
Щоб досягти збігу центра ваги з перетином осі відміни і полярної осі, необхідно перемістити телескоп у площину перший вертикалі, тому що це положення найбільш чутливо до розбіжностей цих центрів. Контролюємо легкість переміщення в обидві сторони шляхом хитання телескопа і додаємо в потрібному місці додаткові вантажі. Місце встановлення вантажів, їх вага і розташування визначається специфікою конструкції телескопа. Слід пам'ятати, що вантажі слід переміщувати тільки уздовж осі відмінювання, щоб не порушити раніше вироблену регулювання.
Для остаточного контролю телескоп може бути направлений в північний полюс неба при двох різних часових кутах, що відрізняються на 90 °. У цьому положенні помилки в рівновазі навколо осі відмінювання позначаються найменшим чином і легкість переміщення телескопа навколо полярної осі говорить про гарний рівновазі навколо останньої. Якщо повторити всі чотири зазначені операції по кілька разів, то послідовними наближеннями можна досягти гарного зрівноважування телескопа.
Для більш ретельного врівноваження можливе застосування пружинного динамометра для кількісної оцінки зусиль при переміщенні телескопа щодо усіх напрямків.
Зрівноважування телескопа гарантує гарну роботу годинникового механізму при всіх положеннях телескопа, а також усуває несподіване мимовільний рух труби телескопа при віджатих затискачах.
Для того, щоб телескоп стежив за зіркою, необхідний часовий механізм, який повинен повідомити постійну швидкість повороту труби телескопа для компенсації добового обертання Землі. Однак насправді ефект рефракції і ефект гнуття труби призводить до необхідності обертати телескоп із змінною швидкістю. Також при спостереженні Місяця або комет доводиться переміщати телескоп зі швидкістю, відмінною від швидкості руху зірок. У всіх випадках необхідно гидирование, тобто візуальний контроль положення зірки на хресті ниток в окулярі і, підправлене у разі необхідності мікрометреннимі гвинтами.
При відсутності годинникового механізму гидирование доводиться виконувати постійним повільним обертанням мікрометренних гвинтів вручну. На великих телескопах для гидирование паралельно основному телескопу встановлюється допоміжний телескоп, бажано такого ж фокусної відстані, оснащений окуляром із сіткою або хрестом ниток в полі зору.