Основная оптическая часть телескопа


Излучение, проходящее сквозь земную атмосферу, изучается непосредственно с поверхности Земли. Для этого созданы астрономические инструменты — телескопы (от греч. «теле» — вдаль и "скопео" — смотрю). Телескопы для наблюдения в световых лучах называются оптическими, а для приёма радиоволн — радиотелескопами. Есть телескопы, которые изучают излучение с дальних орбитальных станций (внеземной атмосферы).

I. Оптические телескопы

Назначение оптического телескопа — собрать больше света от небесных источников и увеличить угол зрения, под которым виден небесный объект.

Основной оптической частью телескопа служит объектив, который собирает свет и создаёт изображение источника. Если объектив телескопа представляет собой линзу или систему линз, то телескоп называется рефрактором, а если вогнутое зеркало — то рефлектором. Изображение небесного объекта, построенное объективом, можно либо рассматривать через линзу, называемую окуляром, либо фотографировать. Советский оптик Максутов разработал систему телескопа, называемую менисковой. Она соединяет в себе достоинства рефрактора и рефлектора.


Основная оптическая часть телескопа

Первый телескоп был изобретён великим итальянским физиком, математиком, инженером, астрономом — Галилео Галилеем в 1609 г. Он построил этот инструмент на основе только что изобретённой тогда в Голландии зрительной трубы. Увеличение своих телескопов Галилей довёл от трехкратного до тридцатидвухкратного. Открытия Галилея в астрономии буквально потрясли современников. Они стали первыми неопровержимыми доказательствами гелиоцентрической теории Коперника, Галилей обнаружил фазы у Венеры, открыл четыре спутника Юпитера, наблюдая Луну, Галилей обнаружил, что на ней есть горы, долины, глубокие пропасти, телескоп Галилея впервые разложил на звёзды некоторые туманные пятна на небе. Так, сплошное сияние млечного пути оказалось гигантским скоплением звёзд. Галилею принадлежат открытия ярких пятен флоккулов на солнце, перемещение которых подтвердило бы вращение светила.

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, а также видимые угловые расстояния между светилами, но звезды в любой телескоп из-за огромной удаленности видны лишь как светящиеся точки.

Основная оптическая часть телескопа

Визуальные телескопы имеют объектив и окуляр и представляют собой так называемую телескопическую оптическую систему: они преобразуют параллельный пучок лучей, входящих в объектив, в параллельный же пучок лучей, выходящий из окуляра. Видимое увеличение оптической системы:
Формула; где Fоб и Fок — фокусные расстояния объектива и окуляра, D — диаметр входного, а D1 — выходного зрачка. Выходной зрачок — наименьшее сечение светового пучка, выходящего из телескопа. Входной зрачок — оправа объектива (обычно значительно больше зрачка глаза).

Одной из важнейших характеристик телескопа является фокусное расстояние F его объектива, от которого зависят линейные размеры L изображения небесных объективов (солнца, Луны, планет…) Формула, где r — угловые размеры объектива, F — фокусное расстояние. Т.к. угол r мал, то тангенс угла r можно приравнять к углу, выраженном в радианах. 1 радиан = 3440I = 206265II. Формула(данное выражение используется при решении задач на определение линейных размеров).

Действие телескопической системы основано на использовании законов преломления и отражения. Закон преломления состоит в том, что лучи света изменяют свое направление, преломляются на границе раздела двух сред разной оптической плотности. Луч, падающий и преломленный (а, б) лежат в одной плоскости с перпендикуляром, восстановленным в точку падения, а
Формула, где n — относительный показатель преломления для данных двух сред. n1, n2 — абсолютные показатели преломления сред.

Закон отражения является частным случаем закона преломления, отражение происходит в ту же среду, поэтому направление распространения света меняется на обратное. Угол между нормальным и отраженным лучом называется углом отражения, угол между нормалью и падающим лучом называется углом падения. Эти углы равны a = b (закон отражения).

Лучи света от бесконечно удаленного источника света можно считать параллельными, т.к. угол их расхождения мал и поэтому незначителен. Поверхность, перпендикулярная направления распространения лучей света называется фронтом световой волны. Источник света, размерами которого можно пренебречь, называется точечным. Свет от него распространяется во всех направлениях радиально (расходящийся пучок света), поэтому фронт его световой волны будет представлять собой сферу.

Параллельные лучи света при попадании на вогнутое сферическое, отражаясь от него, попадают в одну точку F, которая расположена оптической оси и называется фокусом. Отношение диаметра зеркала к его фокусному расстоянию называется относительным отверстием, обозначается А, а обратная величина — относительным фокусным расстоянием обозначается «.
Формула; Формула, где D — диаметр зеркала, f — его фокусное расстояние.

Телескопы фабричного изготовления очень дороги и поэтому мало доступны для школ, однако можно сборку телескопа осуществить на занятиях астрономических кружков, клубов, СЮТ. В нашем городе Шелехове существует астроклуб «Орион», в котором под руководством Хомякова Владимира Михайловича ребята своими руками делают телескопы рефлекторы, а затем используют их для практических наблюдений. Создание всякого оптического телескопа, в том числе и телескопа-рефрактора, включает в себя: 1) изготовление оптической части телескопа; 2) изготовление его механической части; 3) правильное и надежное соединение обеих этих частей в единое целое.

Главным в создании оптической части телескопа рефлектора является изготовление зеркального объектива. Это может быть длиннофокусное зеркало, при изготовлении должно соблюдаться условие: F : D = куб. корень из 3,5D, где D — диаметр зеркала, F — его фокусное расстояние. Если D=100 — 115 мм, то F = 100м. С окуляром от школьного микроскопа или телескопа можно получить увеличение в 100-150 раз. Затем начинается начальная стадия обработки зеркала — это обдирка заготовки, вторая стадия — шлифовка, а потом — полировка, которая длится около 30-ти часов при постоянном контроле качества полировки поверхности при помощи микроскопа.

Таким образом, опыт работы астроклуба в нашем городе показывает, что при достаточном навыке и необходимой теоретической подготовки в условиях астрономического кружка можно изготовить серьезный астрономический инструмент, который по своим качествам может соперничать с заводским аналогом.

II. Радиотелескопы


Космическое радиоизлучение впервые было обнаружено в 1931г. американским инженером Карлом Янским при изучении им атмосферных радиопомех. В 1933г. Янский установил, что это радиоизлучение исходит от Млечного Пути. На это открытие обратил внимание американский радиоинженер Гроут Рёбер, который вскоре построил самодельный радиотелескоп диаметром 9,5 м. и подтвердил открытие Янского. С 1946г. началось строительство и установка в астрономических обсерваториях радиотелескопов для приема радиоизлучения небесных объектов. Радиотелескопы состоят из антенны и чувствительного радиоприемника с усилителем (радиометр). Доходящее до Земли радиоизлучение подавляющего большинства небесных тел настолько мало, что для его приема необходимы антенны с полезной площадью в тысячи и десятки тысяч квадратных метров. Конструкции антенн весьма разнообразны: металлически вогнутые зеркала (до 100 м. в диаметре), каркасы параболической и цилиндрической формы, покрытые металлической сеткой. Отражатели крупных радиотелескопов (D>100м) собираются из плоских металлических зеркал, расположенных сплошной полосой параболического сегмента. Например, отражатель радиотелескопа в Ставропольском крае собран из 900 плоских зеркал размерами 2х7,4м и имеет вид замкнутого кольца диаметром 600 м.


Разрешающая способность радиотелескопов зависит от диаметра их антенны и длины воспринимаемых радиоволн. Однако она ниже, чем у оптических телескопов, т.к. длина радиоволн значительно больше, чем длина световых волн. Радиоастрономические исследования позволяют: а) изучать космические объекты, исследование которых иными методами дает весьма ограниченные сведенья об их физической природе; б) проводить ряд наблюдений днем и в плохую погоду, а также ориентироваться по радиоисточникам; в) радиолокационными методами можно уточнить расстояния до луны, планет и Солнца, а также исследовать метеоры.

Основная оптическая часть телескопа

Радиотелескопы обладают рядом достоинств. Они помогают нам «видеть» много небесных объектов, которые излучают мощный поток радиоволн, но мало видимого света. Они позволяют «видеть» радиоисточники, расположенные за теми облаками межзвездной пыли в нашей Галактике, которые не пропускают видимый свет звезд (в то время как радиоволны проходят сквозь это облака). Земная атмосфера не поглощает и не рассеивает радиоволны, так что радиотелескопы могут использоваться и в облачную погоду, и в дневное время суток. «Чаши» у радиотелескопов намного больше, чем у рефлекторов, поэтому они могут «видеть» намного дальше в таинственную глубь космоса.
ин из самых мощных в мире радиотелескопов, Большая антенная система (VLA) — основной инструмент Национального радиоавтоматизированного радиотелескопа диаметром 27 км. Эта установка, расположенная в центральной части Штата Нью-Мехико, имеет 27 подвижных 25 метровых радиочаш. Во время работы они могут быть размещены на 72 наблюдательных станциях и образовать 351 двухантенную комбинацию.

Радиотелескопы бывают ультрафиолетовые, рентгеновские, инфракрасные, гамма телескопы. С соответствующими приемниками их могут запускать на орбитальные станции за пределы земной атмосферы. Они улавливают излучение и передают данные для обработки на Землю. Данные обрабатываются электронно-вычислительными машинами, которые могут выводить результаты на видеоэкран, хранить и строить изображения в условных цветах. Космические аппараты позволяют проводить исследования во всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения, поэтому современную астрономию называют всеволновой.

Источник: mialo.narod.ru

Устройство, назначение, принцип работы телескопа

Телескопы бывают разными – оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения искуственных спутников Земли), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. Все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи.

  • Устройство, назначение, принцип работы телескопа
  • Принцип работы и назначение телескопа

Первая задача — создать максимально резкое изображение и при визуальных наблюдениях увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.); собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.

Вторая задача – увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра

Принцип работа телескопа

Принцип работы телескопа заключается не в увеличении объектов, а в сборе света. Чем больше у него размер главного светособирающего элемента — линзы или зеркала, тем больше света он собирает. Важно, что именно общее количество собранного света в конечном счете определяет уровень детализации видимого — будь то удаленный ландшафт или кольца Сатурна.

Типы телескопов

Все телескопы подразделяются на три оптических класса.

Преломляющие телескопы, или рефракторы , в качестве главного светособирающего элемента используют большую линзу-объектив.

Рефракторы всех моделей включают ахроматические (двухэлементные) объективные линзы — таким образом сокращается или практически устраняется ложный цвет, который влияет на получаемый образ, когда свет проходит через линзу. При создании и установке больших стеклянных линз возникает ряд трудностей; кроме того, толстые линзы поглощают слишком много света. Самый большой рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит Йеркской обсерватории.


Телескоп Галилея - фото 5

Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы . Это отражающие телескопы, и для сбора света и формирования изображения в них используется вогнутое главное зеркало. В рефлекторах ньютоновского типа маленькое плоское вторичное зеркало отражает свет на стенку главной трубы.

Первые наблюдения за небом - изображение 6

Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы используют как линзы, так и зеркала, за счет чего их оптическое устройство позволяет достичь великолепного качества изображения с высоким разрешением, при том, что вся конструкция состоит из очень коротких портативных оптических труб.Современные телескопы - фото 7

Принцип работы и назначение телескопа

Виды телескопов - изображение 8

В телескопе-рефракторе в качестве объектива используется большая линза, собирающая и фокусирующая свет, а изображение рассматривается с помощью окуляра, состоящего из одной или нескольких линз. Основной проблемой при конструировании телескопов-рефракторов является хроматическая аберрация (цветная кайма вокруг изображения, создаваемого простой линзой вследствие того, что свет различных длин волн фокусируется на разных расстояниях).


Первый телескоп-рефлектор изобрел Ньютон по своей схеме, называемой системой Ньютона.

Наряду с оптическими телескопами имеются телескопы, собирающие электромагнитное излучение в других диапазонах. Например, широко распространены различные типы радиотелескопов (с параболическим зеркалом; неподвижные и полноповоротные; типа РАТАН-600; синфазные; радиоинтерферометры). Имеются также телескопы для регистрации рентгеновского и гамма-излучения. Поскольку последнее поглощается земной атмосферой, рентгеновские телескопы обычно устанавливаются на спутниках или воздушных зондах. Гамма-астрономия использует телескопы, располагаемые на спутниках.

Первый изобретатель

Телескопические устройства появились в семнадцатом веке. Однако по сей день ведутся дебаты, кто изобрел телескоп первым – Галилей или Липперсхей. Эти споры связаны с тем, что оба ученых примерно в одно время вели разработки оптических устройств.

 В 1608 году Липперсхей разработал очки для знати, позволяющие видеть удаленные объекты вблизи. В это время велись военные переговоры. Армия быстро оценила пользу разработки и предложила Липперсхею не закреплять авторские права за устройством, а доработать его так, чтобы в него можно было бы смотреть двумя глазами. Ученый согласился.

 Новую разработку ученого не удалось удержать втайне: сведения о ней были опубликованы в местных печатных изданиях. Журналисты того времени назвали прибор зрительной трубой. В ней использовалось две линзы, которые позволяли увеличить предметы и объекты. С 1609 года в Париже вовсю продавали трубы с трехкратным увеличением. С этого года какая-либо информация о Липперсхее исчезает из истории, а появляются сведения о другом ученом и его новых открытиях.

Телескопы без глаз - фотография 12

Телескоп Галилея

Примерно в те же годы итальянец Галилео занимался шлифовкой линз. В 1609 году он представил обществу новую разработку – телескоп с трехкратным увеличением. Телескоп Галилея имел более высокое качество изображения, чем трубы Липперсхея. Именно детище итальянского ученого получило название «телескоп».

В семнадцатом веке телескопы изготавливались голландскими учеными, но они имели низкое качество изображения. И только Галилею удалось разработать такую методику шлифовки линз, которая позволила увеличить четко объекты. Он смог получить двадцатикратное увеличение, что было в те времена настоящим прорывом в науке.

Виды телескопов

Существует несколько разновидностей телескопов:

— зеркальные;

— линзовые;

— катадиоптрические.

Линзовые телескопы

Одними из первых разработок были линзовые аппараты.

В каждом телескопе есть линза. Это главная деталь любого устройства. Она преломляет лучи света и собирает их в точке, под названием фокус. Именно в ней строится изображение объекта. Чтобы рассмотреть картинку, используют окуляр.

Линза размещается таким образом, чтобы окуляр и фокус совпадали. В современных моделях для удобного наблюдения в телескоп применяют подвижные окуляры. Они помогают настроить резкость изображения.

Все телескопы обладают аберрацией – искажением рассматриваемого объекта. Линзовые телескопы имеют несколько искажений: хроматическую (искажаются красные и синие лучи) и сферическую аберрацию.

Инфракрасные модели - фотография 14

Зеркальные модели

Зеркальные телескопы называют рефлекторами. На них устанавливается сферическое зеркало, которое собирает световой пучок и отражает его с помощью зеркала на окуляр. Для зеркальных моделей не характерна хроматическая аберрация, так как свет не преломляется. Однако у зеркальных приборов выражена сферическая аберрация, которая ограничивает поле зрения телескопа.

Зеркальные модели легче разрабатывать, чем линзовые аналоги. Поэтому данный вид более распространен. Самый большой диаметр телескопа зеркального типа составляет более семнадцати метров. На территории России самый большой аппарат имеет диаметр шесть метров. 

Ультрафиолетовые телескопы - фото 15

Катадиоптрики (зеркально-линзовые)

Линзы и зеркала – составляющие элементы объектива катадиоптрических телескопов. С таким прибором можно не только получать самую четкую картинку ближних и дальних небесных светил, но делать качественные фотографии увиденного объекта.

Плюсы:

— небольшие размеры и транспортабельность;

— передают самое качественное изображение из всех существующих телескопов;

— оснащены апертурой до 400 мм.

Минусы:

— дорогостоящие;

— скопление воздуха внутри телескопической трубы.

Сложная конструкция и управление

Система Грегори - фото 37

Основные характеристики:

Увеличение. Фокусное расстояние окуляра и объекта – это кратность увеличения телескопа. Если фокусное расстояние объектива два метра, а у окуляра — пять сантиметров, то такое устройство будет обладать сорокакратным увеличением. Если окуляр заменить, то увеличение будет другим.

Разрешение. Как известно, свету свойственны преломление и дифракция. В идеале любое изображение звезды выглядит как диск с несколькими концентрическими кольцами, называемыми дифракционными. Размеры дисков ограничены только возможностями телескопа.

Телескопы без глаз

Как известно, у каждого человека глаза воспринимают изображение по-разному. Один глаз может видеть больше, а другой – меньше. Чтобы ученые смогли рассмотреть все, что им необходимо увидеть, применяют телескопы без глаз. Эти аппараты передают картинку на экраны мониторов, через которые каждый видит изображение именно таким, какое оно есть, без искажений. Для малых телескопов с этой целью разработаны камеры, подключаемые к аппаратам и снимающие небо.

Современный астрономический телескоп – это не одно устройство, а сразу несколько. Получаемые данные с нескольких аппаратов обрабатываются и выводятся на мониторы в виде изображений. Причем после обработки ученые получают изображения очень высокой четкости. Увидеть глазами в телескоп такие же четкие изображения космоса невозможно.

Оптический прибор для изучения космоса: для чего нужен телескоп - фотография 16

Радиотелескопы

Астрономы для своих научных разработок используют огромные радиотелескопы. Чаще всего они выглядят как огромные металлические чаши с параболической формой. Антенны собирают получаемый сигнал и обрабатывают получаемую информацию в изображения. Радиотелескопы могут принимать только одну волну сигналов.

Инфракрасные модели

Ярким примером инфракрасного телескопа является аппарат имени Хаббла, хотя он может быть одновременно и оптическим. Во многом конструкция инфракрасных телескопов схожа с конструкцией оптических зеркальных моделей. Тепловые лучи отражаются обычным телескопическим объективом и фокусируются в одной точке, где находится прибор, измеряющий тепло. Полученные тепловые лучи пропускаются через тепловые фильтры. Только после этого происходит фотографирование.

Ультрафиолетовые телескопы

При фотографировании фотопленка может засвечиваться ультрафиолетовыми лучами. В некоторой части ультрафиолетового диапазона возможно принимать изображения без обработки и засвечивания. А в некоторых случаях необходимо, чтобы лучи света прошли через специальную конструкцию – фильтр. Их использование помогает выделить излучение определенных участков.Принцип работы прибора - фото 17

Существуют и другие виды телескопов, каждый из которых имеет свое назначение и особые характеристики. Это такие модели, как рентгеновские, гамма-телескопы. По своему назначению все существующие модели можно разделить на любительские и профессиональные.

 Как выбрать прибор для наблюдения за планетами

Для фотографии - фото 22

При выборе техники следует уделить внимание диаметру трубы – именно апертура (диаметр) определяет все оптические возможности прибора.

Чем она больше, тем большее количество света пропускает объектив и тем больше и качественнее будет конечное изображение и возможность увеличивать объекты.

Обращать внимание следует на:

— апертуру;

— фокусное расстояние;

— линзы или зеркала;

— наличие рефлектора.

Модели для начинающих астрономов:

Sky-Watcher,

Arsenal-GSO,

 Celestron.

Принцип работы телескопов с автонаведением

Зеркальный телескоп: виды, устройство и советы по выбору - фотография 33

Сегодня производители оптических приборов изготавливают телескопы, оснащенные компьютеризированными системами, благодаря которым любой небесный объект можно наблюдать, нажав пару кнопок. Системы, именуемые «гоу-ту», полностью изменили представления о любительских наблюдениях.

Что такое? - фото 34

В ручной пульт встраивается специализированный компьютер, оснащенный кнопками и оборудованный дисплеем (текстовым, графическим). В памяти компьютера имеется база с координатами небесных тел. Пользователь телескопа, выбирая из каталога нужный объект, набирает его название и указывает числовое обозначение.

Система способна быстро вычислять положения светил, движущихся по небу, и моделировать звездное небо, учитывая местоположение наблюдателя и время. Собрав все данные, система подает команды моторам телескопа, которые поворачивают трубы аппарата в нужном направлении. Но нужны подготовительные работы в виде правильной установки оборудования.

«Привязка» обычно осуществляется по двум (трем, четырем) опорным звездам . Когда пользователь введет местоположение, время и дату, телескоп моментально наведется на нужную звезду, но возможны ошибки. Поэтому компьютер телескопа направляет его трубу на яркую звезду, находящуюся над горизонтом. Кнопками управления следует разместить звезду в центре поля зрения окуляра.

После разворота телескопа на другую опорную звезду, надо процедуру повторить. Только после этого аппарат сможет точно навестись на выбираемый объект. Надо отметить, что новейшие телескопы уже способны самостоятельно выполнить привязку, используя встроенные: — Приемник GPS; — Компас; — Фотокамеру.

Можно порекомендовать оптические приборы от «Levenhuk», SkyMatic 105 (135) GTA. Они управляются системой SynScan AZ (данные на 43.000 объектов). Телескопами можно управлять при помощи ПК или GPS-модуля. Они подойдут для исследования слабых объектов.

А вот для наблюдения небесных тел далекого космоса советуем использовать рефлекторы Messier NT-150S (203), предлагаемые «Bresser«. Трубы телескопов монтируются на экваториальную установку (она жесткая), а система обладает контроллером (Autostar 497) автонаведения. Данный контроллер состоит из базы данных, где имеется информация на 30 тысяч небесных объектов. Телескопы можно соединять с ПК.

 Как выбрать телескоп?

Прежде чем отправляться в магазин, нужно дать ответ на следующие вопросы:

Какие объекты вы хотите увидеть на небе?

Где вы планируете использовать прибор – дома или на улице?

Хотите ли вы в дальнейшем заниматься астрофотографией?

Сколько вы готовы потратить на свое увлечение?

За какими именно небесными светилами вам хотелось бы наблюдать – ближайшие планеты Солнечной системы или далекие галактики?

И тогда вы сможете выбрать такой телескоп, который будет отвечать все вашим требованиям.

Параметры выбора телескопа

 Апертура (диаметр объектива)

Является главным критерием выбора любого телескопа. От апертуры объектива зависит способность зеркала или линзы улавливать свет: чем выше эта характеристика, тем большее количество отраженных лучей попадет в объектив. Благодаря этому вы сможете увидеть качественное изображение и даже уловить слабую видимость самых дальних космических объектов.            

При выборе апертуры, исходя из своих целей, ориентируйтесь на следующие цифры:

Чтобы разглядеть четкие детали картинки ближних планет или спутников, достаточно телескопа с диаметром до 150 мм. Для городских условий можно уменьшить этот показатель до 70–90 мм.

Рассмотреть более отдаленные небесные объекты сможет аппарат с апертурой более 200 мм.

Если вы хотите видеть ближние и дальние небесные светила за городом, то можете попробовать самую большую величину оптических линз – до 400 мм.

Фокусное расстояние

Расстояние от небесных тел до точки в окуляре называют фокусным расстоянием. Именно здесь все световые лучи образуют пучок единого свечения. Этот показатель диктует степень увеличения и четкость видимой картинки – чем он выше, тем  лучше мы увидим интересующее небесное светило. Чем выше фокус, тем длиннее сам телескоп, поэтому такие габариты могут повлиять на компактности его хранения и транспортировки.

Идея Кассегрена - изображение 38

Кратность увеличения

Этот показатель можно определить, поделив фокусное расстояние на характеристику вашего окуляра. Так, если диаметр телескопа 800 мм, а по окуляру оно равно 16, то вы сможете получить 50-кратное оптическое увеличение.

Тип монтировки

Это подставка для телескопа. Ее предназначение – удобство в использовании телескопа.

Любительский и полупрофессиональный комплект состоит из 3 видов таких опор:

 Азимутальная – подставка, смещающая аппарат по горизонтали и вертикали. Такой опорой комплектуют рефракторы и катадиоптрики.

 Экваториальная – имеет внушительные габариты, но зато отлично  находит нужное светило по заданным координатам. Данный вид монтировки подходит для рефлекторов, которые улавливают самые отдаленные галактики.

Система Домсона – нечто среднее между азимутальной подставкой  и крепкой экваториальной конструкцией. Очень часто ее добавляют в комплектацию с

мощными рефлекторами.

.Новаторство Ломоносова - изображение 39

Телескоп должен быть таким, чтобы вы смогли самостоятельно его переносить и транспортировать. Телескоп для дома должен быть максимально компактен и удобен в использовании.

Если вы будете перевозить аппарат в машине, то нужно убедиться в том, что размеры трубы разрешают поместить его в салоне или в багажнике.

Заранее выберите место для просмотра небесных объектов. Лучшим вариантом будет место, которое находится за пределами города. Если у вас нет транспорта, то остановитесь на ближайшей смотровой площадке с отсутствием ближайших жилых массивов и других зданий.

Старайтесь наблюдать за небесными светилами как можно чаще. Если каждый день пользоваться телескопом и рассматривать одни и те же объекты, то со временем можно увидеть их новые изменения и перемещения.

Если вашей целью является изучение самых дальних галактик и туманностей, купите рефлектор с диаметром от 250 мм, дополненный азимутальной подставкой.

Любителям астрофотографирования не обойтись без катадиоптрического оптического прибора с мощной апертурой (400 мм) и самой длинной фокусировкой от 1000 мм. Можно добавить к комплекту экваториальную монтировку с автоматическим приводом.

Своему ребенку можно подарить бюджетный и простой в использовании телескоп-рефрактор из детской серии, оснащенный апертурой 70 мм на азимутальной опоре. А дополнительный адаптер поможет сделать эффектные фото Луны и наземных объектов.

Наблюдать за Луной, звездами, планетами, галактиками, интересными туманностями крайне захватывающе и необычайно интересно. Желаем вам новых открытий и долгой службы вашего телескопа!

Источник: principraboty.ru

 

После того как в 1609 г. Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности

астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот год явился

началом новой эры в науке — эры телескопической астрономии. Телескоп Галилея по

нынешним понятиям был несовершенным, однако современникам казался чудом из

чудес. Каждый, заглянув в него, мог убедиться, что Луна — это сложный мир, во

многом подобный земному, что вокруг Юпитера обращается четыре маленьких

спутника, так же как Луна вокруг Земли, и т.д. Все это будило мысль, заставляло

задумываться о сложности Вселенной, ее материальности, о множественности

обитаемых миров. Изобретение телескопа вместе с системой Коперника сыграло

немалую роль в ниспровержении религиозной идеологии средневековья.

Изобретение телескопа, как и большинство великих открытий, не было случайным,

оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники. В XVI в.

мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы, а отсюда был один

шаг до телескопа и микроскопа.

Телескоп имеет три основных назначения:

1) собирать излучение от небесных светил на приемное устройство (глаз,

фотографическую пластинку, спектрограф и др.);

2) строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенного

участка неба;

3) помочь различать объекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг от

друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом.

 


 

Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет и

строит изображение объекта или участка неба. Объектив соединяется с приемным

устройством трубой (тубусом). Механическая конструкция, несущая трубу и

обеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой. Если приемником

света является глаз (при визуальных наблюдениях), то обязательно необходим

окуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом. При

фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен.

Фотографическая пластинка, входная диафрагма электрофотометра, щель спектрографа

и т.д. устанавливаются непосредственно в фокальной плоскости телескопа.

Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим

телескопом. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному,

то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление называется

хроматической аберрацией. Хроматическая аберрация в значительной мере устранена

в объективах, составленных из двух линз, изготовленных из стекол с разными

коэффициентами преломления (ахроматический объектив, или ахромат).

Законы отражения не зависят от длины волны и естественно возникла мысль заменить

линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом ( 92). Такой телескоп

называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор

(диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен Ньютоном в 1671 г.

 

Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает в

фокусе несколько размытое пятнышко. Это искажение называется сферической

аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида вращения, то сферическая

аберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид вдоль

его оси, собирается в фокусе практически без искажений, если не считать

неизбежного размытия из-за дифракции (см. ниже). Поэтому современные рефлекторы

имеют зеркала параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы.

До конца XIX в. основной целью телескопических наблюдений было изучение видимых

положений небесных светил. Важную роль играли также наблюдения комет и деталей

на планетных дисках. Все эти наблюдения производились визуально, и рефрактор с

двухлинзовым объективом полностью удовлетворял потребности астрономов.

В конце XIX и особенно в XX в. характер астрономической науки претерпел

органические изменения. Центр тяжести исследований переместился в область

астрофизики и звездной астрономии. Основным предметом исследования стали

физические характеристики Солнца, планет, звезд, звездных систем. Появились

новые приемники излучения — фотографическая пластинка и фотоэлемент. Стала

широко применяться спектроскопия. В результате изменились и требования к

телескопам.

Для астрофизических исследований желательно, чтобы оптика телескопа не

накладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн: земная

атмосфера и так ограничивает его слишком сильно. Между тем стекло, из которого

делаются линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение.

Фотографические эмульсии и фотоэлементы чувствительны в более широкой области

спектра, чем глаз, и поэтому хроматическая аберрация при работе с этими

приемниками сказывается сильнее.

Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому же

большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовый

ахромат: надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны l ,

 или 0,07 микрона для визуальных лучей) одну поверхность вместо четырех, и при

этом не предъявляется особых требований к однородности стекла. Все это привело к

тому, что рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В астрометрических

работах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, что

рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала: так как угол

падения равен углу отражения, то поворот зеркала на некоторый угол b  смещает

изображение на угол 2b . Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздо

меньшее смещение. А так как в астрометрии надо измерять положения светил с

максимальной точностью, то выбор был сделан в пользу рефракторов.

Как уже сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень

четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать

идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси

появляются искажения (внеосевые аберрации). Поэтому рефлектор с одним только

параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков неба

размером, скажем, 5ё ´ 5ё, а это необходимо для исследования звездных скоплений,

галактик и галактических туманностей. Поэтому для наблюдений, требующих большого

поля зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в

которых аберрации зеркала исправляются тонкой линзой, часто увиолевой (сорт

стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи).

Зеркала рефлекторов в прошлом (XVIII-XIX вв.) делали металлическими из

специального зеркального сплава, однако впоследствии по технологическим причинам

оптики перешли на стеклянные зеркала, которые после оптической обработки

покрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения (чаще

всего алюминий).

Основными характеристиками телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F

объектива. Чем больше диаметр, тем больший световой поток F собирает телескоп:

      (8.1)

 

где Е — освещенность объектива и S — его площадь. Другой существенной

характеристикой является относительное отверстие

      (8.2)

 

Как нетрудно убедиться, освещенность в фокальной плоскости, создаваемая

протяженным объектом,

      (8.3)

 

Поэтому при фотографировании слабых протяженных объектов (туманностей, комет)

существенно иметь большое относительное отверстие. Однако с увеличением

относительного отверстия быстро возрастают внеосевые аберрации. Чем больше

относительное отверстие, тем труднее их устранять. Поэтому относительное

отверстие рефлекторов обычно не превышает 1:3. Зеркально-линзовые системы и

сложные объективы могут обеспечить в некоторых случаях относительное отверстие

1:1 и более.

Для визуального телескопа важной характеристикой является увеличение, равное

отношению фокусных расстояний объектива и окуляра:

Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием не

менее 2′, то телескоп уменьшает этот предел в n раз (далее мы увидим, что это

улучшение не является, однако, безграничным).

 

При фотографировании представляет интерес масштаб изображения в фокальной

плоскости. Он может быть выражен в угловых единицах, приходящихся на 1 мм. Чтобы

найти масштаб изображения, нужно знать линейное расстояние l между двумя точками

изображения с взаимным угловым расстоянием a

      (8.4)

 

где F — фокусное расстояние объектива. Вывод этой формулы ясен из 93.

При малых углах a

l = Fa ,

если a в радианах, и

 

если a  в градусах. Тогда масштаб изображения

      (8.5)

 

и если F выражено в мм, то l тоже будет в мм. Масштаб m ,  в зависимости от

единицы измерения a ,  получится в градусах на мм (ё/мм), в минутах дуги на мм

(‘/мм) или секундах. дуги на мм ("/мм).

 

Так, угловой диаметр Солнца и Луны равен приблизительно 0ё,5. При фокусном

расстоянии телескопа F = 1000 мм. диаметр изображения Солнца и Луны в его

фокальной плоскости составляет около 10 мм  и, следовательно,

Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе

параболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом. Часто

используются более сложные системы рефлекторов; например, с помощью

дополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывести

фокус в бок за пределы трубы (ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклым

предфокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в

отверстие, просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус), и

т.д. Некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на 94.

Они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-за

дополнительных отражений дают большие потери света.

Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и слежение за

ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких

десятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор в

настоящее время действует в Советском Союзе. Он имеет диаметр 6 м и установлен

на высоте 2070 м (гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на Северном

Кавказе). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США

(обсерватория Маунт Паломар).

Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярных оси, поворот

вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке,

называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая

лежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются небольшие переносные

телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной

монтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось), а

другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп на

экваториальной монтировке называется экваториалом.

 

Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать его

только вокруг полярной оси в направлении роста часового угла, так как склонение

светила остается неизменным. Этот поворот осуществляется автоматически часовым

механизмом. Известно несколько типов экваториальной монтировки. Телескопы

умеренного диаметра (до 50-100 см) часто устанавливаются на "немецкой"

монтировке ( 95), в которой полярная ось и ось склонения образуют

параллактическую головку, опирающуюся на колонну. На оси склонения, по одну

сторону от колонны, располагается труба, а по другую — уравновешивающий ее груз,

противовес. "Английская" монтировка ( 96) отличается от немецкой тем, что

полярная ось опирается концами на две колонны, северную и южную, что придает ей

дополнительную устойчивость. Иногда в английской монтировке полярную ось

заменяют четырехугольной рамой, так что труба оказывается внутри рамы ( 97,

а). Подобная конструкция не позволяет направить инструмент на полярную область

неба. Если северный (верхний) подшипник полярной оси сделать в форме подковы

( 97,6), то такого ограничения не будет. Наконец, можно вообще убрать

северную колонну и подшипник. Тогда получится "американская" монтировка или

"вилка" ( 98 и 99).

 

Часовой механизм не всегда действует вполне точно, и при получении фотографий с

длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится следить

за правильностью наведения телескопа и время от времени его подправлять. Этот

процесс называется лидированием. Гидирование осуществляется с помощью гида —

небольшого вспомогательного телескопа, установленного на общей монтировке с

главным телескопом.

Электронные вычислительные машины позволяют осуществлять точное слежение за

небесным светилом и при вертикально-азимутальной установке путем плавного

поворота вокруг обеих осей. Первым в мире крупным оптическим телескопом на

вертикально-азимутальной установке является советский шестиметровый рефлектор

( 100).

 

Для многих задач, связанных с исследованием Солнца, необходимо иметь очень

большой масштаб изображения, т.е. большое фокусное расстояние. Поэтому

телескопы, предназначенные для исследования Солнца, часто делают неподвижными. В

этом случае свет направляется в оптическую систему телескопа специальной

установкой, называемой целостатом ( 101). Целостат представляет собой

систему из плоских зеркал (обычно двух), которая отражает пучок световых лучей,

идущих от небесного светила всегда в заданном неизменном направлении, несмотря

на суточное вращение неба. Для этого одно из зеркал целостата медленно

поворачивается вокруг полярной оси (лежащей в плоскости зеркала) со скоростью

одного оборота за 48 часов в направлении суточного вращения неба. Луч света от

неподвижного светила при этом поворачивался бы со скоростью, в два раза большей

(поскольку угол отражения равен углу падения), т.е. одного оборота за 24 часа.

Так как светило само движется с той же скоростью, то поворот компенсируется, и

луч отражается в неизменном направлении.

Существуют два основных типа больших солнечных телескопов — вертикальный, или

башенный, и горизонтальный. В башенном телескопе целостат посылает луч

вертикально вниз, и оптическая система, строящая изображение Солнца,

располагается по вертикали. Спектральная и другая анализирующая аппаратура

находится в лабораторном помещении у основания башни. В горизонтальном телескопе

целостат посылает луч в горизонтальном направлении, в котором располагаются все

оптические элементы системы. В конструктивном отношении горизонтальный телескоп

намного удобнее. Однако атмосферные возмущения в приземном слое сильнее влияют

на качество изображения горизонтального телескопа, чем башенного.

Самую внешнюю и разреженную часть солнечной атмосферы — корону, — долгое время

удавалось наблюдать только в редкие моменты полных солнечных затмений. Яркость

короны в 106 раз меньше яркости солнечного диска. В обычных условиях рассеяние

солнечного света в земной атмосфере и телескопе создает вокруг Солнца ореол, на

фоне которого корону различить невозможно.

Во время полной фазы солнечного затмения Луна закрывает солнечный диск, и тогда

на потемневшем небе вокруг темного диска Луны вспыхивает жемчужное сияние

солнечной короны. Многие астрономы и оптики пытались построить специальные

телескопы, в которые можно было бы увидеть корону вне затмения. Впервые это

удалось известному французскому астрофизику Лио, который использовал рефрактор с

однолинзовым объективом. Такая система обеспечивает минимум рассеянного света в

телескопе. Чтобы уменьшить атмосферное рассеяние, Лио установил свой прибор (он

назвал его внезатменным коронографом) на горе. И, наконец, внутри телескопа он

поместил "искусственную Луну", которая закрывала от наблюдателя изображение

солнечного диска. С этими предосторожностями солнечную корону можно было

наблюдать визуально и фотографировать в лучах ее наиболее ярких эмиссионных

линий. В настоящее время построенные по той же идее внезатменные коронографы

имеются во многих странах, и наблюдения короны входят в регулярную программу

Службы Солнца. В отличие от солнечных телескопов общего назначения, внезатменный

коронограф устанавливается на обычной экваториальной установке, так как

целостатное зеркало давало бы слишком много рассеянного света.

Естественно поставить вопрос: чем ограничивается качество изображения светил в

телескопе? С первого взгляда кажется, что чем больше увеличение (или, в

фотографическом телескопе, масштаб), тем больше деталей можно различить на

дисках планет, видеть более тесные пары двойных звезд и т.д. На самом деле это

не так. Здесь имеется принципиальное

 

ограничение, связанное с явлением дифракции — огибания световыми волнами краев

объектива. Даже идеальный объектив из-за дифракции не может построить

изображение точечного объекта в виде точки. Вместо точки получается круглое

пятнышко с системой дифракционных колец вокруг, интенсивность которых убывает с

удалением от центра изображения ( 102). Угловой диаметр центрального пятна

      (8.6)

 

где l  — длина волны и D — диаметр телескопа. Если l  = 0,55 мк (зеленый свет) и

D =100 см, то d  = 0,55×10-6 радиан = 0",1. Очевидно, две точки (например, две

находящиеся рядом звезды) можно различить только в том случае, если расстояние

между ними больше d .  Этот минимальный угол d   называется теоретическим

угловым разрешением телескопа. Практически угловое разрешение больших телескопов

ограничивается другим фактором — атмосферным дрожанием.

Дрожание вызывается оптической неоднородностью и неспокойствием атмосферы.

Отдельные небольшие массы воздуха движутся друг относительно друга, давление в

них колеблется, в результате чего коэффициент преломления в разных точках

атмосферы на пути луча неодинаков. Луч, проходя атмосферу, преломляется и

отклоняется, причем величина и направление этого отклонения меняются со

временем. Минимальный размер неоднородностей в атмосфере составляет около 10 см

и поэтому изображение звезды размывается, если диаметр телескопа существенно

больше 10 см. Если диаметр телескопа меньше, то изображение колеблется как

целое. Изображение звезды, размытое атмосферным дрожанием, называется диском

дрожания. Диаметр диска дрожания зависит от местных природных условий

("астроклимат"), а также от размера и конструкции телескопа и башни.

Космические тела излучают электромагнитную энергию в очень широком диапазоне

частот — от гамма-лучей до самых длинных радиоволн (см. ; 102). Радиоизлучение

от космических объектов принимается специальными установками, называемыми

радиотелескопами, которые состоят из антенны и очень чувствительного приемника.

В настоящее время космическое радиоизлучение исследуется в длинах волн от одного

миллиметра до нескольких десятков метров. Антенны радиотелескопов, принимающих

миллиметровые, сантиметровые, дециметровые и метровые волны, чаще всего

представляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных

астрономических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель —

устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом.

Облучатель передает принятую энергию на вход приемника, и, после усиления и

детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего

электроизмерительного прибора.

Радиоастрономические зеркала не требуют такой точности изготовления, как

оптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданной

параболической формы не должно превышать, как уже упоминалось, l  /8, а длины

волн l ,  в радиодиапазоне намного больше, чем в оптическом. Например, для волны

l  = 10 см достаточно иметь точность зеркала около 1 см. Более того, зеркало

радиотелескопа можно делать не сплошным, например, натянуть металлическую сетку

на каркас, придающий ей приблизительно параболоидальную форму. Наконец

радиотелескоп можно сделать неподвижным, если заменить поворот зеркала смещением

облучателя (в пределах до 10-20ё). Благодаря этим особенностям радиотелескопы

могут намного превосходить по размерам оптические телескопы.

Самая большая в мире "полнопрофильная" (т.е. представляющая собой единое

сплошное зеркало) радиоастрономическая антенна имеет диаметр 300 м. Она

находится на обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико и установлена в естественном

углублении (кратер потухшего вулкана), которому придали форму параболоида,

закрепили бетоном и на бетон нанесли металлическое покрытие ( 103). Конечно,

неподвижная антенна, направленная в зенит, не позволяет принимать радиоизлучения

из любой точки небесной сферы, но благодаря суточному вращению Земли и

возможности смещать облучатель значительная часть неба оказывается доступной

наблюдениям.

Радиоастрономические зеркала меньших размеров устанавливают на

вертикально-азимутальной или экваториальной монтировке. Самая большая антенна

такого типа (диаметр 100 м, 104) находится в Федеративной Республике

Германии (Бонн). Подобные гигантские антенны не могут, однако, работать на

миллиметровых волнах, так как сделаны недостаточно точно (при диаметре в

несколько десятков метров выдержать параболическую форму с точностью, например,

до нескольких десятых долей миллиметра, — задача очень трудная). Среди

высокоточных инструментов, пригодных для работы на самых коротких волнах, к

числу наилучших принадлежат два советских 22-метровых радиотелескопа (один в

Физическом институте им. П.Н. Лебедева, другой — в Крымской астрофизической

обсерватории).

Радиотелескопы очень большого размера могут быть построены из большого

количества отдельных зеркал, фокусирующих принимаемое излучение на один

облучатель. Примером является радиотелескоп РАТАН-600 (расшифровывается как

"радиотелескоп Академии наук, диаметр 600 м"), который установлен вблизи станицы

Зеленчукской (недалеко от 6-м рефлектора) и представляет собой замкнутое кольцо

диаметром около 600 м, состоящее из 900 плоских зеркал размером 2 ´ 7,4 м,

образующих сегмент параболоида ( 105). При малых зенитных расстояниях может

работать все кольцо, а при больших — некоторая его часть. Антенны такого типа

называются антеннами с незаполненной апертурой.

На волнах длиной от нескольких метров и более параболические антенны не

применяются. Здесь используются системы, состоящие из большого количества

дипольных антенн, электрическая связь между которыми обеспечивает необходимую

для радиотелескопа направленность приема.

 

Для описания угловой разрешающей силы радиотелескопа применяется специальная

характеристика — диаграмма направленности, Диаграммой направленности называется

зависимость чувствительности радиотелескопа от положения точечного источника

радиоизлучения по отношению к антенне. Радиотелескоп с симметричной

параболической антенной имеет диаграмму направленности, симметричную

относительно ее оси. Примерный вид такой диаграммы показан на 106. Угловое

разрешение радиотелескопа (т.е. минимальный угол между двумя источниками,

которые регистрируются как отдельные) приблизительно равно ширине диаграммы

направленности "по половине мощности" (угол d   на 106). Физическая

причина, ограничивающая теоретическое угловое разрешение — это дифракция, так же

как и в оптических телескопах.

 

Так как длины волн в радиодиапазоне очень велики, то радиоастрономические

зеркала, несмотря на огромные размеры, значительно уступают по угловому

разрешению оптическим. Так, 300-метровая антенна Аресибо на своей рабочей длине

волны в 70 см может обеспечить угловое разрешение

 

т.е. в несколько сотен раз хуже среднего практического предела оптического

телескопа (1-2"). Тем не менее имеется способ, который позволяет сравнять

разрешающую силу тех и других телескопов. Это можно сделать с помощью

радиоинтерферометра.

Простейший радиоинтерферометр ( 107) представляет собой систему из двух

антенн, разнесенных на некоторое расстояние а, которое называется базой

интерферометра. Облучатели обеих антенн передают сигналы по проводам ("фидерам")

на вход одного и того же приемника.

 

На антенну А1 электромагнитная волна приходит с некоторым запаздыванием по

отношению к А2 . Если запаздывание ("разность хода") равно целому числу длин

волн,

b = a sin a  = nl ,

то сигналы на входе приемника складываются, так как они приходят в одной фазе.

Если же

то сигналы вычитаются, так как приходят в противофазе. В результате диаграмма

направленности интерферометра состоит из узких лепестков, угловое расстояние

между максимумами (и минимумами) которых равно

      (8.7)

 

вдоль направления, параллельного базе. Эти лепестки налагаются на диаграмму

направленности одиночной антенны, и полная диаграмма направленности (вернее, ее

сечение плоскостью, проходящей через линию базы) имеет вид, показанный на

107.

Расстояние а может быть сделано очень большим:

a >> D ;

поэтому интерферометрами можно разрешить очень близко расположенные точечные

источники.

 

Радиоизлучение точечного источника при наблюдениях с одиночной антенной

записывается так, как показано на 108, а, а при наблюдениях интерферометром

так, как на 108,6. Если угловые размеры источника много больше, чем Dq , то

источник не регистрируется интерферометром. Изменяя длину базы, можно определить

размеры и распределение яркости источника вдоль одной координаты. Проделав такой

же ряд измерений при другой ориентации базы, можно узнать распределение яркости

и по другой координате.

В последние годы разработана методика радиоинтерферометрических наблюдений с

использованием двух раздельных приемников. В этом случае антенны интерферометра

могут быть разнесены на тысячи километров. С помощью таких систем в

радиоастрономии удалось получить угловое разрешение порядка 10-4 секунды дуги —

намного лучше, чем дают оптические телескопы.

Благодаря мощному развитию радиоастрономической техники к настоящему времени

исследовано радиоизлучение Солнца и Луны, планет Солнечной системы от Меркурия

до Урана включительно, многих объектов, принадлежащих нашей Галактике (остатков

сверхновых звезд, пульсаров, диффузных и планетарных туманностей, облаков

межзвездного газа), радиоизлучение внегалактических объектов. В результате

радиоастрономических наблюдений были обнаружены внегалактические объекты нового

типа — квазары (см. ; 174). Радиоастрономические исследования позволили получить

очень важные результаты во многих разделах астрофизики.

С точки зрения наблюдательной радиодиапазон имеет некоторые особые преимущества

перед оптическим. Так как радиоволны облаками не задерживаются, наблюдения на

радиотелескопах ведутся и в облачную погоду. Кроме того, даже самые слабые

космические источники радиоизлучения могут наблюдаться днем так же хорошо, как и

ночью, поскольку Солнце радиодиапазоне "не подсвечивает" земную атмосферу.

В инфракрасном диапазоне (на волнах длиной от 1 микрона до 1 миллиметра)

используются обычные оптические телескопы. Главная трудность в этом диапазоне —

помехи со стороны теплового излучения телескопа и атмосферы. Кроме того,

атмосфера сильно поглощает излучение в большей части инфракрасного диапазона.

Однако имеется ряд участков спектра ("окна прозрачности"), в которых пропускание

достаточно велико.

Особые трудности возникают при наблюдениях рентгеновского излучения (длины волн

от 0,1 до 10 ангстрем). Современные методы шлифовки и полировки материалов не

позволяют изготовить зеркало с такой высокой точностью. Однако оказывается, что

при падении и отражении луча под углом к нормали близким к 90ё ("косое

падение"), требования к точности изготовления зеркальной поверхности значительно

ослабляются. Телескопы, использующие этот принцип, называются телескопами косого

падения, и, будучи установленными на искусственных спутниках, позволяют измерять

рентгеновское излучение космических источников.

В рентгеновском и гамма-диапазоне для выделения более или менее узких углов

используются также трубчатые коллиматоры — пакеты из параллельных трубок с

достаточно толстыми стенками, установленные перед счетчиком энергичных фотонов.

На длинах волн короче 10-4 Å (энергия кванта больше 100 Мэв) угловое разрешение

получается благодаря самому методу регистрации (см. ; 113): такие кванты при

взаимодействии с веществом дают пары электронов и позитронов, направление

движения которых почти такое же, как у самого кванта.

Источник: www.bibliotekar.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.