Kaj je teleskop in zakaj je potreben? Teleskopi. Zgodovina teleskopov. Vrste teleskopov Kako izbrati teleskop za ljubitelje astronomije

Vse optične lahko razdelimo glede na vrsto glavnega svetlobnega elementa na lečo, zrcalo in kombinirano zrcalno lečo. Vsi sistemi imajo svoje prednosti in slabosti, pri izbiri ustreznega sistema pa je treba upoštevati več dejavnikov - cilje opazovanja, pogoje, zahteve glede transportnosti in teže, stopnjo aberacij, ceno itd. Poskusimo podati glavne značilnosti najbolj priljubljenih vrst teleskopov danes.

Refraktorji (teleskopi z lečami)

Zgodovinsko so se pojavili prvi. Svetlobo v takem teleskopu zbiramo z bikonveksno lečo, ki je objektiv teleskopa. Njegovo delovanje temelji na lastnosti konveksnih leč, da lomijo svetlobne žarke in jih zbirajo na določeni točki - žarišču. Zato se teleskopi z lečami pogosto imenujejo refraktorji(iz lat. lomiti - lomiti se).

IN Galilejev refraktor(ustvarjen leta 1609) sta bili uporabljeni dve leči, da bi zbrali čim več svetlobe zvezd, da bi jo lahko videlo človeško oko. Prva leča (objektiv) je konveksna, zbira svetlobo in jo fokusira na določeno razdaljo, druga leča (v vlogi okularja) pa je konkavna in konvergentni snop svetlobnih žarkov spremeni nazaj v vzporednega. Galilejev sistem ustvari pokončno, neobrnjeno sliko, vendar močno trpi zaradi kromatične aberacije, ki pokvari sliko. Kromatska aberacija se pojavi kot lažna obarvanost robov in podrobnosti predmeta.

Bil bolj popoln Keplerjev refraktor(1611), v katerem je konveksna leča delovala kot okular, katerega sprednji fokus je bil združen z zadnjim fokusom leče objektiva. V tem primeru se slika izkaže za obrnjeno, vendar je to za astronomska opazovanja nepomembno, lahko pa se na gorišče znotraj cevi postavi merilna mreža. Shema, ki jo je predlagal Kepler, je močno vplivala na razvoj refraktorjev. Res je, da tudi ni bil brez kromatične aberacije, vendar bi lahko njen vpliv zmanjšali s povečanjem goriščne razdalje leče. Zato so takratni refraktorji s skromnimi premeri leč pogosto imeli večmetrsko goriščno razdaljo in ustrezno dolžino cevi ali pa sploh brez nje (opazovalec je držal okular v rokah in »ujel« sliko, ki je bila ki jih ustvari objektiv, nameščen na posebnem stojalu).

Te težave refraktorjev v njihovem času so pripeljale celo velikega Newtona do zaključka, da je nemogoče popraviti kromatiko refraktorjev. Toda v prvi polovici 18. stol. pojavil akromatski refraktor.

Med amaterskimi inštrumenti so najpogostejši dvolečni akromatski refraktorji, obstajajo pa tudi kompleksnejši sistemi leč. Običajno je akromatska refraktorska leča sestavljena iz dveh leč iz različnih vrst stekla, od katerih ena zbira in druga razhaja, kar lahko znatno zmanjša sferične in kromatske aberacije (popačenje slike, ki je lastno eni leči). Hkrati ostaja cev teleskopa razmeroma majhna.

Nadaljnje izboljšave refraktorjev so vodile do nastanka apokromati. V njih je vpliv kromatske aberacije na sliko zmanjšan na skoraj neopazno vrednost. Res je, da se to doseže z uporabo posebnih vrst stekla, ki so draga za proizvodnjo in obdelavo, zato je cena takšnih refraktorjev nekajkrat višja kot za akromate iste zaslonke.

Kot vsak drug optični sistem ima tudi refraktor svoje prednosti in slabosti.

Prednosti refraktorjev:

  • primerjalna preprostost zasnove, ki zagotavlja enostavnost uporabe in zanesljivost;
  • praktično ni potrebno posebno vzdrževanje;
  • hitra toplotna stabilizacija;
  • odličen za opazovanje lune, planetov, dvojnih zvezd, predvsem z velikimi odprtinami;
  • odsotnost osrednje zaščite sekundarnega ali diagonalnega ogledala zagotavlja največji kontrast slike;
  • dobra barvna reprodukcija v akromatski različici in odlična v apokromatski različici;
  • zaprta cev odpravlja zračne tokove, ki kvarijo sliko, in ščiti optiko pred prahom in umazanijo;
  • Objektiv izdela in nastavi proizvajalec kot eno samo enoto in ne zahteva nastavitev s strani uporabnika.

Slabosti refraktorjev:

  • najvišji stroški na enoto premera leče v primerjavi z reflektorji ali katadioptriki;
  • praviloma večja teža in dimenzije v primerjavi z reflektorji ali katadioptriki iste zaslonke;
  • cena in prostornina omejujejo največji praktični premer odprtine;
  • na splošno manj primeren za opazovanje majhnih in šibkih objektov globokega neba zaradi praktičnih omejitev zaslonke.


Bresser Mars Explorer 70/700 je klasičen majhen akromat. Visokokakovostna optika tega modela vam omogoča, da pridobite svetlo in jasno sliko predmeta, priloženi okularji pa vam omogočajo nastavitev povečave do 260x. Ta model teleskopa se uspešno uporablja za fotografiranje površine Lune in diskov planetov.


Akromat refraktor s 4 lečami (Pezval). V primerjavi z akromatom ima manj kromatizma in večje uporabno vidno polje. Sistem za samodejno vodenje. Primeren za astrofotografijo. Zaradi kombinacije kratkega razmeta in velike zaslonke je Bresser Messier AR-152S s samodejnim namerjanjem eden najbolj privlačnih modelov za opazovanje velikih nebesnih teles. Pred vami se bodo pojavile meglice in oddaljene galaksije v vsem svojem sijaju, z dodatnimi filtri pa jih boste lahko podrobno preučili. Priporočamo uporabo tega teleskopa za opazovanje lune in planetov, preučevanje objektov globokega vesolja in astrofotografijo.


Vsem, ki se želite naučiti osnov astronomije in opazovanja zvezd in planetov, priporočamo refrakcijski teleskop Levenhuk Astro A101 60x700. Ta teleskop bo zadovoljil tudi višje zahteve izkušenega opazovalca, saj ta model zagotavlja zelo visoko kakovost slike.


Za marsikoga, ki se navdušuje nad astronomijo, je izjemno pomembno, da vsako prosto minuto izkoristi za zanimivo raziskovanje. Vendar na žalost nimate vedno pri roki teleskopa - mnogi od njih so tako težki in okorni, da jih ni mogoče ves čas nositi s seboj. Z refrakcijskim teleskopom
Levenhuk Skyline 80x400 AZ Vaše predstave o astronomskih opazovanjih se bodo spremenile: zdaj lahko nosite teleskop s seboj v avtu, na letalu, na vlaku, torej kamor koli greste, boste lahko posvetili čas svojemu hobiju.


Refraktorski teleskop Orion GoScope 70 je prenosni akromat, ki vam bo omogočil preučevanje oddaljenih nebesnih teles z visoko jasnostjo. Pravzaprav je ta teleskop že v celoti sestavljen in pripravljen za uporabo ter spravljen v posebnem priročnem nahrbtniku. Vse kar morate storiti je, da podaljšate aluminijasto stojalo in nanj postavite teleskop.


Reflektorji (zrcalni teleskopi)

oz reflektor(iz lat. refleksija - refleks) je teleskop, katerega leča je sestavljena samo iz zrcal. Tako kot konveksna leča je tudi konkavno zrcalo sposobno zbirati svetlobo na določeni točki. Če na to točko postavite okular, boste lahko videli sliko.

Eden prvih reflektorjev je bil reflektorski teleskop Gregory(1663), ki je izumil teleskop s paraboličnim primarnim zrcalom. Slika, ki jo lahko opazujemo skozi takšen teleskop, je brez sferičnih in kromatskih aberacij. Svetloba, ki jo zbere veliko glavno ogledalo, se odbije od majhnega eliptičnega ogledala, nameščenega pred glavnim ogledalom, in se skozi odprtino v sredini glavnega ogledala usmeri k opazovalcu.

Razočaran nad sodobnimi refraktorji, I. Newton leta 1667 je začel razvijati reflektorski teleskop. Newton je uporabil kovinsko primarno zrcalo (steklena zrcala, prevlečena s srebrom ali aluminijem, so se pojavila pozneje) za zbiranje svetlobe in majhno ploščato zrcalo za odklon zbrane svetlobe pod pravim kotom in stran cevi v okular. Tako se je bilo mogoče spopasti s kromatično aberacijo - namesto leč ta teleskop uporablja ogledala, ki enako odbijajo svetlobo različnih valovnih dolžin. Glavno zrcalo Newtonovega reflektorja je lahko parabolično ali celo sferično, če je njegova relativna odprtina relativno majhna. Sferično zrcalo je veliko lažje narediti, zato je Newtonov reflektor s sferičnim zrcalom eden cenovno najugodnejših tipov teleskopov, tudi za lastno proizvodnjo.

Shema, ki jo je leta 1672 predlagal Laurens Cassegrain, navzven spominja na reflektor Gregory, vendar ima številne pomembne razlike - hiperbolično konveksno sekundarno ogledalo in posledično kompaktnejšo velikost in manjši osrednji ščit. Tradicionalni Cassegrain reflektor je nizkotehnološki v množični proizvodnji (kompleksne zrcalne površine - parabola, hiperbola) in ima tudi premalo popravljeno koma aberacijo, vendar njegove modifikacije ostajajo priljubljene v našem času. Zlasti v teleskopu Ritchie-Chretien uporabljajo se hiperbolična primarna in sekundarna zrcala, kar mu daje možnost za razvoj velikih vidnih polj brez popačenj in, kar je še posebej dragoceno, za astrofotografijo (slavni orbitalni teleskop Hubble je bil zasnovan po tej shemi). Poleg tega so bili na osnovi Cassegrainovega reflektorja kasneje razviti priljubljeni in tehnološko napredni katadioptrični sistemi - Schmidt-Cassegrain in Maksutov-Cassegrain.

Dandanes se teleskop, izdelan po Newtonovi shemi, največkrat imenuje reflektor.. Vendar ima nizko sferično aberacijo in popolno odsotnost kromatizma, vendar ni popolnoma brez aberacij. Že nedaleč od osi se začne pojavljati koma (neizoplanatizem) - aberacija, povezana z neenakomerno povečavo različnih obročastih območij odprtine. Koma vodi do dejstva, da slika zvezde ni videti kot krog, ampak kot projekcija stožca - oster in svetel del proti središču vidnega polja, dolgočasen in zaobljen del stran od središča. Koma je premo sorazmerna z oddaljenostjo od središča vidnega polja in kvadratom premera leče, zato je še posebej izrazita pri tako imenovanih »hitrih« (visokozaperturnih) Newtonih na robu vidnega polja. . Za korekcijo kome se uporabljajo posebni korektorji leč, nameščeni pred okularjem ali kamero.

Kot cenovno najugodnejši reflektor, ki ga lahko izdelate sami, je Newton pogosto narejen na preprostem, kompaktnem in praktičnem Dobsonovem nosilcu in je v tej obliki najbolj prenosljiv teleskop glede na razpoložljivo zaslonko. Poleg tega proizvodnjo "Dobsonov" izvajajo ne le amaterji, ampak tudi komercialni proizvajalci, teleskopi pa imajo lahko odprtine do pol metra ali več.

Prednosti reflektorjev:

  • najnižji stroški na enoto premera zaslonke v primerjavi z refraktorji in katadioptriki - velika zrcala je lažje izdelati kot velike leče;
  • razmeroma kompakten in prenosljiv (zlasti v Dobsonovi različici);
  • zaradi relativno velike zaslonke se odlično obnesejo pri opazovanju zatemnjenih objektov v globokem vesolju - galaksij, meglic, zvezdnih kopic;
  • ustvarite svetle slike z nizkim popačenjem in brez kromatične aberacije.

Slabosti reflektorjev:

  • osrednji ščit in podaljški sekundarnega ogledala zmanjšajo kontrast podrobnosti slike;
  • masivno stekleno ogledalo zahteva čas za toplotno stabilizacijo;
  • odprta cev ni zaščitena pred prahom in toplotnimi zračnimi tokovi, ki pokvarijo sliko;
  • potrebno je periodično prilagajanje položajev ogledal (prilagoditev ali kolimacija), ki se med transportom in delovanjem rado izgubi.


Ali želite prvič začeti z astronomskimi opazovanji? Ali pa imate morda že bogate izkušnje s tovrstnimi raziskavami? V obeh primerih bo vaš zanesljiv pomočnik Newtonov reflektor Bresser Venus 76/700 - teleskop, zahvaljujoč kateremu boste vedno enostavno in brez truda dobili slike visoke kakovosti in jasnosti. Podrobno ne boste preučili le površine Lune, vključno s številnimi kraterji, videli boste ne le velike planete Osončja, temveč tudi nekatere oddaljene meglice, kot je Orionova meglica.


Teleskop Bresser Pollux 150/1400 EQ2 je ustvarjen po Newtonovi shemi. To omogoča, da ob ohranjanju visokih optičnih lastnosti (goriščna razdalja doseže 1400 mm) znatno zmanjša skupne dimenzije teleskopa. Zaradi odprtine 150 mm lahko teleskop zbere veliko količino svetlobe, kar omogoča opazovanje dokaj šibkih predmetov. Z Bresser Polluxom lahko opazujete planete sončnega sistema, meglice in zvezde do 12,5 zvezd. Vel., vključno z dvojno. Največja uporabna povečava je 300x.


Če vas privlačijo neznani predmeti, ki se nahajajo v globinah vesolja, potem nedvomno potrebujete teleskop, ki lahko približa te skrivnostne predmete in vam omogoči, da jih podrobno preučite. Govorimo o Levenhuk Skyline 130x900 EQ – newtonskem zrcalnem teleskopu, zasnovanem posebej za raziskovanje globokega vesolja.


Reflektor Levenhuk SkyMatic 135 GTA je odličen teleskop za amaterske astronome, ki potrebujejo samodejni kazalni sistem. Azimutna montaža, sistem samodejnega vodenja in velika zaslonka teleskopa vam omogočajo opazovanje Lune, planetov ter večine velikih objektov iz katalogov NGC in Messier.


Teleskop SpaceProbe 130ST EQ lahko imenujemo kratkofokusna različica modela SpaceProbe 130. Tudi to je zanesljiv in kakovosten reflektor, nameščen na ekvatorialni montaži. Razlika je v tem, da večja zaslonka 130ST EQ naredi objekte globokega vesolja bolj dostopne. Teleskop ima tudi krajšo cev – le 61cm, medtem ko ima model 130 EQ 83cm cev.


Katadioptrični teleskopi (zrcalne leče).

(oz katadioptrični) teleskopi uporabljajo tako leče kot zrcala za izdelavo slike in popravljanje aberacij. Med katadioptriki sta med ljubitelji astronomije najbolj priljubljeni dve vrsti teleskopov po Cassegrainovi shemi - Schmidt-Cassegrain in Maksutov-Cassegrain.

V teleskopih Schmidt-Cassegrain (S-C) Glavno in stransko ogledalo sta sferični. Sferična aberacija se popravi s Schmidtovo korekcijsko ploščo s polno odprtino, nameščeno na vhodu v cev. Ta plošča je na zunaj videti ravna, vendar ima zapleteno površino, katere izdelava je glavna težava pri izdelavi sistema. Vendar sta ameriški podjetji Meade in Celestron uspešno obvladali proizvodnjo sistema Sh-K. Med preostalimi aberacijami tega sistema sta najbolj opazni ukrivljenost polja in koma, katerih korekcija zahteva uporabo korektorjev leč, zlasti pri fotografiranju. Glavna prednost je kratka cev in manjša teža od Newtonovega reflektorja enake zaslonke in goriščne razdalje. V tem primeru ni nobenih strij za pritrditev sekundarnega ogledala, zaprta cev pa preprečuje nastajanje zračnih tokov in ščiti optiko pred prahom.

Sistem Maksutov-Cassegrain(M-K) je razvil sovjetski optik D. Maksutov in ima tako kot Sh-K sferična zrcala, aberacije pa korigira korektor objektiva s polno zaslonko - meniskus (konveksno-konkavna leča). Zato takšne teleskope imenujemo tudi meniskusni reflektorji. Zaprta cev in odsotnost strij sta tudi prednosti M-K. Z izbiro sistemskih parametrov je mogoče odpraviti skoraj vse aberacije. Izjema je tako imenovana sferična aberacija višjih redov, vendar je njen vpliv majhen. Zato je ta shema zelo priljubljena in jo proizvajajo številni proizvajalci. Sekundarno ogledalo je lahko izvedeno kot samostojna enota, mehansko fiksirana na meniskus, ali kot aluminiziran centralni del hrbtne površine meniskusa. V prvem primeru je zagotovljena boljša korekcija aberacij, v drugem - nižji stroški in teža, večja proizvodnost v množični proizvodnji in odprava možnosti neusklajenosti sekundarnega ogledala.

Na splošno lahko sistem M-K ob enaki kakovosti izdelave proizvede nekoliko bolj kakovostno sliko kot Sh-K s podobnimi parametri. Toda veliki M-K teleskopi zahtevajo več časa za toplotno stabilizacijo, ker debel meniskus se ohlaja veliko dlje kot Schmidtova plošča, pri M-K pa se povečajo zahteve po togosti nosilca korektorja in celoten teleskop postane težji. Zato je zaslediti uporabo sistema M-K za majhne in srednje odprte zaslonke ter sistema Sh-K za srednje in velike zaslonke.

Tukaj so tudi Schmidt-Newton katadioptrični sistemi in Maksutov-Newton, ki ima značilne lastnosti modelov, omenjenih v naslovu, in boljšo korekcijo aberacij. Toda hkrati dimenzije cevi ostanejo "newtonske" (relativno velike), teža pa se poveča, zlasti pri korektorju meniskusa. Poleg tega katadioptrični sistemi vključujejo sisteme s korektorji leč, nameščenimi pred sekundarnim zrcalom (sistem Klevtsov, "sferični cassegrains" itd.).

Prednosti katadioptričnih teleskopov:

  • visoka stopnja korekcije aberacije;
  • vsestranskost - zelo primerna za opazovanje planetov in Lune ter za objekte v globokem vesolju;
  • kjer je zaprta cev, zmanjša toplotne zračne tokove in ščiti pred prahom;
  • največja kompaktnost z enako odprtino v primerjavi z refraktorji in reflektorji;
  • Velike odprtine stanejo bistveno manj kot primerljivi refraktorji.

Slabosti katadioptričnih teleskopov:

  • potreba po relativno dolgi toplotni stabilizaciji, zlasti pri sistemih z meniskusnim korektorjem;
  • višji stroški kot reflektorji enake zaslonke;
  • kompleksnost zasnove, zaradi česar je težko neodvisno prilagoditi instrument.


Levenhuk SkyMatic 105 GT MAK je odličen teleskop s samodejnim usmerjanjem, ki je majhen po velikosti in teži, a ima hkrati visoko ločljivost in ustvarja kakovostne slike. Kompaktnost zasnove je dosežena z uporabo sheme Maksutov-Cassegrain. Teleskop Levenhuk SkyMatic 105 GT MAK je dovolj zmogljiv za opazovanje podrobnosti na diskih Lune in planetov, sposoben pa je prikazati tudi kompaktne kroglaste kopice in planetarne meglice.


Vsak astronom, pa naj bo začetnik ali bolj izkušen amater, pozna vznemirjenje, ki ga zajema ob opazovanju, kako se želi popolnoma potopiti v pravljični nadrealistični svet zvezd, planetov, kometov, asteroidov in drugih nebesnih teles, tako skrivnostnih kot so. so lepi. Toda včasih je lahko užitek opazovanja resno pokvarjen, še posebej, če je teleskop težek in zajeten. V tem primeru se levji delež časa porabi za prenašanje, montažo in nastavitev. Maksutov-Cassegrain Orion StarMax 102 mm EQ Compact Mak je eden najkompaktnejših teleskopov s 102 mm lečo in vam ne bo pustil, da zapravljate dragoceni čas opazovanja za kar koli drugega.


Teleskop Vixen VMC110L na nosilcu Sphinx SXD je dobra izbira za astrofotografijo. Optika teleskopa združuje kompaktnost sistema Cassegrain z veliko goriščno razdaljo. Za popravljanje aberacij se uporablja korektor leče, ki se nahaja pred sekundarnim ogledalom. Poleg tega velja omeniti zanesljiv in tog računalniško voden nosilec Sphinx SXD. Poleg pravega računalniškega planetarija na nadzorni plošči z velikim barvnim zaslonom ima funkcijo periodične korekcije napak, polarni iskalnik - glavna stvar, ki je potrebna za najbolj natančno usmerjanje teleskopa na fotografski objekt.


Poglej tudi

Druge ocene in članki o teleskopih in astronomiji:

Ocene optične opreme in dodatkov:

Članki o teleskopih. Kako izbrati, nastaviti in izvesti prva opazovanja:

Vse o osnovah astronomije in "vesoljskih" objektih:

Teleskopi.

Teleskop je naprava, ki se uporablja za opazovanje oddaljenih predmetov z zbiranjem elektromagnetnega sevanja. Na primer vidna svetloba - optični teleskopi.

Zgodovina teleskopov.

Za leto izuma teleskopa oziroma teleskopa štejemo leto 1608, ko je Nizozemec John Lippershey v Haagu predstavil svoj izum. Patent pa mu je bil zavrnjen, ker sta imela svoja teleskopa že druga mojstra, Zachary Jansen iz Middelburga in Jacob Metius iz Alkmaarja, ki je tudi slednji kmalu za Lippersheyem vložil zahtevo pri Generalni državi (nizozem. parlament) za patent.

Kasnejše raziskave so pokazale, da so bili teleskopi verjetno poznani že prej.

Prve risbe najpreprostejšega teleskopa z lečo (tako z eno lečo kot z dvojno lečo) so bile odkrite v zapiskih Leonarda da Vincija, ki segajo v leto 1509. Ohranil se je njegov zapis: »Naredi steklo, da boš gledal polno luno« (»Atlantski kodeks«).

Sprva je bil le spektiv - kombinacija očalnih leč, danes bi temu rekli refraktor.

Prvi, ki je usmeril teleskop v nebo, ga spremenil v teleskop in pridobil nove znanstvene podatke, je bil Galileo Galilei.

Leta 1609 je Galileo Galilei ustvaril svoj prvi teleskop s trikratno povečavo. Istega leta je zgradil približno pol metra dolg teleskop z osemkratno povečavo. Kasneje je ustvaril teleskop, ki je dajal 32-kratno povečavo: dolžina teleskopa je bila približno meter, premer leče pa 4,5 cm, bil je zelo nepopoln instrument, ki je imel vse možne aberacije.

Vendar pa je Galileo zahvaljujoč temu instrumentu odkril gore in kraterje na Luni, dokazal sferičnost Lune, odkril štiri Jupitrove satelite, Saturnove prstane in prišel do številnih drugih koristnih odkritij.

Ime "teleskop" je leta 1611 predlagal grški matematik Ioannis Dimisianos za enega od Galilejevih instrumentov. Sam Galileo je za svoje teleskope uporabljal izraz "Perspicillum".

Galilejevi teleskopi. Firence. Galilejev muzej.

Čas in razvoj znanosti sta raziskovalcem omogočila ustvarjanje močnejših teleskopov, s katerimi je bilo mogoče videti veliko več.

Astronomi so začeli uporabljati leče z daljšo goriščnico. Teleskopi so se spremenili v velike, cenovno nedostopne cevi in ​​seveda niso bili priročni za uporabo. Nato so zanje izumili stojala. Teleskope so postopoma izboljševali in izpopolnjevali. Vendar pa njegov največji premer ni presegel nekaj centimetrov, saj dolgo časa ni bilo mogoče izdelati velikih leč.

Do leta 1656 je Christian Huyens zgradil teleskop, ki je opazovane objekte povečal 100-krat; njegova velikost je bila več kot 7 metrov, z odprtino približno 150 mm. Ta teleskop že velja za nivo današnjih amaterskih teleskopov za začetnike.

Do leta 1670 je bil že izdelan 45-metrski teleskop, ki je dodatno povečal predmete in omogočil širši zorni kot.

Teleskop je še naprej rasel v dolžino. Odkritelji, ki so poskušali kar najbolje izkoristiti to napravo, so se zanašali na optični zakon, ki so ga odkrili - zmanjšanje kromatske aberacije leče se pojavi s povečanjem njene goriščne razdalje. Za odpravo kromatskih motenj so raziskovalci naredili teleskope neverjetnih dolžin. Te cevi, ki so jih takrat imenovali teleskopi, so dosegale 70 metrov dolžine in povzročale veliko nevšečnosti pri delu z njimi in njihovi postavitvi. Pomanjkljivosti refrakcijskih teleskopov so velike ume prisilile k iskanju novih rešitev za izboljšanje teleskopov. Našli so odgovor in novo metodo: zbiranje in fokusiranje žarkov so začeli izvajati s konkavnim zrcalom. Refraktor je bil prerojen v reflektor, popolnoma osvobojen kromatizma.

Zasluge za to gredo v celoti Isaacu Newtonu, prav Newtonu je uspelo teleskopom vdahniti novo življenje s pomočjo zrcala. Njegov prvi reflektor je imel premer le štiri centimetre. Newton je leta 1704 izdelal prvo ogledalo za teleskop s premerom 30 mm iz zlitine bakra, kositra in arzena. Slika je postala jasna.

Newtonov teleskop. London. Astronomski muzej.

Toda optiki dolgo časa niso mogli izdelati polnopravnih ogledal za odsevne teleskope.

Evolucijski preboj v konstrukciji teleskopov.

Za leto rojstva novega tipa teleskopa štejemo leto 1720, ko so v Angliji zgradili prvi funkcionalni zrcalni teleskop s premerom 15 centimetrov.

To je bil preboj. V Evropi je povpraševanje po prenosnih, skoraj kompaktnih teleskopih, dolgih dva metra. Na 40-metrske refraktorske cevi so začeli pozabljati.

Nov dvozrcalni sistem v teleskopih je predlagal Francoz Cassegrain. Sam Cassegrain ni mogel v celoti uresničiti svoje zamisli zaradi pomanjkanja tehničnih zmožnosti za izdelavo potrebnih ogledal, danes pa so njegove risbe implementirane v številne projekte.

Prav Newtonov in Cassegrainov teleskop veljata za prva »moderna« teleskopa.

Vesoljski teleskop Hubble je uporabil principe teleskopa Cassegrain.

Newtonov temeljni princip z uporabo enega samega konkavnega zrcala je bil uporabljen v ZSSR leta 1974 na Posebnem astrofizičnem observatoriju.

Razcvet refraktorske astronomije se je zgodil v 19. stoletju, ko se je premer akromatskih leč postopoma povečeval. Če je bil leta 1824 premer še vedno 24 centimetrov, se je leta 1866 njegova velikost podvojila, leta 1885 je premer postal 76 centimetrov (observatorij Pulkovo v Rusiji), do leta 1897 pa je bil ustvarjen refrakcijski teleskop Yerkes. Izračunamo lahko, da se je v 75 letih leča povečevala za en centimeter na leto.

Do konca 18. stoletja so kompaktni in priročni teleskopi zamenjali zajetne reflektorje. Izkazalo se je tudi, da kovinska ogledala niso zelo praktična - njihova proizvodnja je draga in sčasoma zbledijo. Do leta 1758 je z izumom dveh novih vrst stekla: lahkega - kronskega in težkega - na kremenček, postalo mogoče ustvariti leče z dvema lečama. To je uspešno izkoristil znanstvenik J. Dollond, ki je izdelal dvolečno lečo, kasneje imenovano Dollondova leča.

Po izumu akromatskih leč je bila zmaga refraktorja absolutna, preostalo je le še izboljšanje teleskopov z lečami. Pozabili so na konkavna ogledala. V življenje so jih vrnile roke amaterskih astronomov. William Herschel, angleški glasbenik, ki je leta 1781 odkril planet Uran. Njegovemu odkritju v astronomiji že od antičnih časov ni para. Poleg tega so Uran odkrili z majhnim domačim reflektorjem. Uspeh je spodbudil Herschela, da je začel izdelovati večje reflektorje. Sam Herschel je v svoji delavnici talil ogledala iz bakra in kositra. Glavno delo njegovega življenja je bil velik teleskop z zrcalom s premerom 122 cm, kar je premer njegovega največjega teleskopa. Odkritja niso bila dolga, zahvaljujoč temu teleskopu je Herschel odkril šesti in sedmi satelit planeta Saturn.

Drugi, nič manj znani amaterski astronom, angleški posestnik Lord Ross, je izumil reflektor z ogledalom s premerom 182 centimetrov. Zahvaljujoč svojemu teleskopu je odkril številne neznane spiralne meglice.

Teleskopa Herschel in Ross sta imela veliko slabosti. Zrcalne kovinske leče so se izkazale za pretežke, odbijale so le majhen del svetlobe, ki je padla nanje, in postale zatemnjene. Potreben je bil nov popoln material za ogledala. Izkazalo se je, da je ta material steklo. Francoski fizik Leon Foucault je leta 1856 poskušal v reflektor vstaviti ogledalo iz posrebrenega stekla. In izkušnja je bila uspešna. Že v devetdesetih letih 19. stoletja je amaterski astronom iz Anglije izdelal reflektor za fotografska opazovanja s steklenim ogledalom premera 152 centimetrov. To je bil še en preboj v konstrukciji teleskopov.

Ta preboj se ne bi mogel zgoditi brez sodelovanja ruskih znanstvenikov. Lomonosov in Herschel sta neodvisno drug od drugega izumila popolnoma novo zasnovo teleskopa, pri katerem se primarno zrcalo nagiba brez sekundarnega, s čimer se zmanjša izguba svetlobe.

Nemška optika Fraunhofer je postavila na proizvodni trak proizvodnjo zelo kakovostnih leč. In danes je na observatoriju v Tartuju teleskop z nedotaknjeno delujočo Fraunhoferjevo lečo. Toda tudi refraktorji nemškega optika niso bili brez napake - kromatizma.

Šele proti koncu 19. stoletja je bila izumljena nova metoda izdelave zrcalnih leč. Steklene površine so začeli obdelovati s srebrovim filmom, ki so ga na stekleno ogledalo nanesli tako, da so grozdni sladkor izpostavili soli srebrovega nitrata.

Te revolucionarne zrcalne leče so odbijale do 95 % svetlobe, za razliko od starih bronastih leč, ki so odbijale le 60 % svetlobe.

L. Foucault je ustvaril reflektorje s paraboličnimi zrcali, ki spreminjajo obliko površine zrcal.

Ob koncu 19. stoletja se je amaterski astronom Crossley posvetil aluminijastim ogledalom. Konkavno stekleno parabolično ogledalo s premerom 91 cm, ki ga je kupil, je takoj vstavil v teleskop.

Danes so teleskopi s tako ogromnimi ogledali nameščeni v sodobnih observatorijih. Medtem ko se je rast refraktorja upočasnila, je razvoj reflektorskega teleskopa dobil zagon.

Od leta 1908 do 1935 so različni observatoriji po vsem svetu ustvarili več kot ducat reflektorjev z lečo, ki presega Yerkejevega. Največji teleskop je bil nameščen na observatoriju Mount Wilson, njegov premer je 256 centimetrov. In tudi ta meja je bila kmalu podvojena.

Leta 1976 so znanstveniki ZSSR zgradili 6-metrski teleskop BTA - veliki azimutalni teleskop. Do konca 20. stoletja je BRA veljal za največji teleskop na svetu. Ustvarjalci BTA so bili inovatorji v izvirnih tehničnih rešitvah, kot je računalniško vodena alt-azimutna instalacija. Danes se te inovacije uporabljajo v skoraj vseh velikanskih teleskopih. V začetku 21. stoletja je bil BTA potisnjen med drugo deseterico velikih teleskopov na svetu.

Nova generacija teleskopov vključuje dva velika 10-metrska dvojna teleskopa KECK I in KECK II za optična infrardeča opazovanja. Postavili so jih v letih 1994 in 1996 v ZDA. Zbrali so jih s pomočjo fundacije W. Keck, po kateri so tudi poimenovani. Ti teleskopi so veliki kot osemnadstropna stavba in tehtajo več kot 300 ton vsak, vendar delujejo z najvišjo natančnostjo. Princip delovanja je glavno ogledalo s premerom 10 metrov, sestavljeno iz 36 šesterokotnih segmentov, ki delujejo kot eno odsevno ogledalo. Ti teleskopi so nameščeni na enem od optimalnih krajev na Zemlji za astronomska opazovanja - na Havajih, na pobočju ugaslega vulkana Manua Kea, visokega 4200 metrov.

Od leta 2002 sta ta dva teleskopa, oddaljena 85 m drug od drugega, začela delovati v interferometrskem načinu, kar daje enako kotno ločljivost kot 85-metrski teleskop.

Teleskopi.

Zgodovina teleskopa je prehodila dolgo pot - od teleskopov italijanskih steklenih optikov do sodobnih orjaških satelitskih teleskopov.

Vrste teleskopov.

Dandanes obstajajo teleskopi za vsa področja elektromagnetnega spektra:

optični teleskopi,

radijski teleskopi,

rentgenski teleskopi,

Teleskopi za žarke gama.

Poleg tega se nevtrinski detektorji pogosto imenujejo nevtrinski teleskopi. Detektorje gravitacijskih valov lahko imenujemo tudi teleskopi.

Optični teleskopi.

Optični slikovni teleskop ima lečo in okular. Zadnja goriščna ravnina leče je poravnana s sprednjo goriščno ravnino okularja. Namesto okularja lahko v goriščno ravnino leče namestimo fotografski film ali matrični sprejemnik sevanja. V tem primeru je leča teleskopa z optičnega vidika fotografska leča, sam teleskop pa se spremeni v astrograf.

Optični mobilni teleskop-astrograf.

Glede na optično zasnovo se večina optičnih teleskopov deli na:

Leča (refraktorji ali dioptrija) - kot leča se uporablja leča ali sistem leč.

Zrcalo (reflektorsko ali kataptrično) - kot leča se uporablja konkavno zrcalo.

Teleskopi z zrcalno lečo (katadioptrični) - kot leča se običajno uporablja sferično primarno zrcalo, leče pa se uporabljajo za kompenzacijo njegovih aberacij.

Stacionarni optični teleskop.

Poleg tega poklicni astronomi za opazovanje Sonca uporabljajo posebne solarne teleskope, ki se po zasnovi razlikujejo od tradicionalnih zvezdnih teleskopov.

Radijski teleskopi.

Radijski teleskopi se uporabljajo za preučevanje vesoljskih objektov v radijskem območju.

Kompleks radijskega teleskopa.

Glavna elementa radijskih teleskopov sta sprejemna antena in radiometer - občutljiv radijski sprejemnik, nastavljiv po frekvenci, in sprejemna oprema. Ker je radijsko območje veliko širše od optičnega, se za snemanje radijskega sevanja uporabljajo različne izvedbe radijskih teleskopov, odvisno od dosega. V dolgovalovnem območju (metrsko območje; desetine in stotine megahercev) se uporabljajo teleskopi, ki so sestavljeni iz velikega števila (desetine, stotine ali celo tisoče) elementarnih sprejemnikov, običajno dipolov. Za krajše valove (decimetrsko in centimetrsko območje; desetine gigahercev) se uporabljajo pol- ali popolnoma rotacijske parabolične antene. Poleg tega so za povečanje ločljivosti teleskopov združeni v interferometre. Ko je več posameznih teleskopov, ki se nahajajo na različnih koncih sveta, združenih v eno samo mrežo, govorimo o zelo dolgi osnovni radijski interferometriji (VLBI). Primer takšnega omrežja je ameriški sistem VLBA (Very Long Baseline Array). V tem načinu je od leta 1997 do 2003 deloval japonski orbitalni radijski teleskop HALCA (Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), ki je vključen v mrežo teleskopov VLBA, kar je bistveno izboljšalo ločljivost celotne mreže.

Rentgenski teleskopi.

Rentgenski teleskop je teleskop, namenjen opazovanju oddaljenih objektov v spektru rentgenskih žarkov. Za delovanje takih teleskopov je običajno treba dvigniti nad zemeljsko atmosfero, ki je neprozorna za rentgenske žarke. Zato so rentgenski teleskopi postavljeni na vesoljske rakete in na umetne zemeljske satelite.

Vesoljski rentgenski teleskop.

Teleskopi za žarke gama.

Teleskop za žarke gama je teleskop, namenjen opazovanju oddaljenih objektov v spektru žarkov gama. Teleskopi za žarke gama se uporabljajo za iskanje in preučevanje diskretnih virov žarkov gama, merjenje energijskih spektrov galaktičnega in zunajgalaktičnega difuznega sevanja žarkov gama, preučevanje izbruhov žarkov gama in narave temne snovi. Med teleskopi za žarke gama so:

Vesoljski gama teleskopi, ki zaznavajo gama žarke neposredno v vesolju.

Vesoljski teleskop žarkov gama.

Zemeljski teleskopi Čerenkov, ki določajo parametre žarkov gama (kot sta energija in smer prihoda) z opazovanjem motenj, ki jih povzročajo žarki gama v ozračju.

Zemeljski čerenkovski teleskop gama žarkov.

Vesoljski teleskopi.

Zakaj so teleskopi poslani v vesolje?

Zemljina atmosfera dobro prepušča sevanje v optičnem (0,3-0,6 mikrona), bližnjem infrardečem (0,6-2 mikrona) in radijskem (1 mm-30 m) območju. Z zmanjševanjem valovne dolžine pa se močno zmanjša prosojnost atmosfere, zaradi česar so opazovanja v ultravijoličnem, rentgenskem in gama območju možna le iz vesolja.

V infrardečem območju je absorpcija v atmosferi prav tako močna, vendar pa v območju 2-8 mikronov obstajajo številna prosojna okna (kot v milimetrskem območju), v katerih je mogoče opazovati. Poleg tega, ker večina absorpcijskih črt v infrardečem območju pripada molekulam vode, je mogoče infrardeče opazovati v suhih predelih Zemlje (seveda na tistih valovnih dolžinah, kjer se zaradi odsotnosti vode tvorijo okna prosojnosti). Primer takšne postavitve teleskopa je teleskop Južni pol, nameščen na južnem geografskem polu, ki deluje v submilimetrskem območju.

V optičnem območju je atmosfera prozorna, vendar zaradi Rayleighovega sipanja različno prepušča svetlobo različnih frekvenc, kar vodi do popačenja spektra svetil (spekter se premakne proti rdeči barvi). Poleg tega je atmosfera vedno heterogena, v njej nenehno obstajajo tokovi (vetrovi), kar vodi do popačenja slike. Zato je ločljivost zemeljskih teleskopov omejena na približno 1 kotno sekundo, ne glede na zaslonko teleskopa. To težavo lahko delno rešimo z uporabo adaptivne optike, s katero lahko močno zmanjšamo vpliv atmosfere na kakovost slike, in z dvigom teleskopa na višjo nadmorsko višino, kjer je atmosfera redkejša – v gorah ali v zraku na letalih. ali stratosferskih balonov. Toda najboljše rezultate dosežemo, ko v vesolje ponesemo teleskope. Zunaj atmosfere je popačenje popolnoma odsotno, zato največjo teoretično ločljivost teleskopa določa le uklonska meja: φ=λ/D (kotna ločljivost v radianih je enaka razmerju med valovno dolžino in premerom odprtine). Na primer, teoretična ločljivost vesoljskega teleskopa z zrcalom s premerom 2,4 metra (kot je teleskop Hubble) pri valovni dolžini 555 nm je 0,05 kotne sekunde (resnična ločljivost Hubbla je dvakrat slabša - 0,1 sekunde, a še vedno za red velikosti višji od zemeljskih teleskopov).

Ponos v vesolje omogoča večjo ločljivost radijskih teleskopov, vendar je tu pomembnejši drug razlog. Vsak radijski teleskop ima zelo majhno ločljivost. To pojasnjujemo z dejstvom, da je dolžina radijskih valov za nekaj velikostnih redov daljša od dolžine vidne svetlobe, zato je uklonska meja φ=λ/D veliko večja, čeprav je tudi velikost radijskega teleskopa več desetkrat večja od večji od optičnega teleskopa. Na primer, z odprtino 100 metrov (na svetu sta samo dva tako velika radijska teleskopa) je ločljivost pri valovni dolžini 21 cm (nevtralna vodikova linija) le 7 ločnih minut, pri dolžini 3 cm pa - 1 minuta, kar je popolnoma premalo za astronomske raziskave (za primerjavo, ločljivost s prostim očesom je 1 minuta, navidezni premer Lune je 30 minut).

Z združitvijo dveh radijskih teleskopov v radijski interferometer pa lahko bistveno povečate ločljivost – če je razdalja med dvema radijskima teleskopoma (tako imenovana baza radijskega interferometra) enaka L, potem kotna ločljivost ni več določena z formula φ=λ/D, vendar φ=λ/L. Na primer, pri L=4200 km in λ=21 cm bo največja ločljivost približno ena stotinka kotne sekunde. Vendar pa za zemeljske teleskope največja baza očitno ne more preseči premera Zemlje. Z izstrelitvijo enega od teleskopov v globoko vesolje lahko bistveno povečate bazo in s tem ločljivost. Na primer, ločljivost vesoljskega teleskopa RadioAstron pri sodelovanju z zemeljskim radijskim teleskopom v načinu radijskega interferometra (baza 390 tisoč km) bo od 8 do 500 mikroločnih sekund, odvisno od valovne dolžine (1,2-92 cm). (za primerjavo, objekt velikosti 3 m je viden pod kotom 8 μs na razdalji Jupitra ali objekt velikosti Zemlje na razdalji Alfa Kentavra).

Kaj je teleskop, je znano mnogim, vendar je običajno precej nejasno. Še manj ljudi ga je videlo in še manj tistih, ki so imeli možnost uporabljati to orodje. Čeprav je danes po želji mogoče v trgovini kupiti precej dober teleskop. Toda preden greste po nakupih, morate imeti vsaj predstavo o tem, kaj je in zakaj je potrebno, da škatla ne nabira prahu nekje na balkonu.

Torej, teleskop je "instrument, ki zbira elektromagnetno sevanje oddaljenega predmeta in ga usmerja v žarišče, kjer se oblikuje povečana slika predmeta ali generira ojačan signal." Takole so zavili! Najpogostejši in znani so optični teleskopi - povečajo oddaljene predmete in omogočajo pregled ali fotografiranje njihovih majhnih podrobnosti, saj je tudi vidna svetloba vrsta elektromagnetnega sevanja. Obstajajo pa teleskopi, ki delujejo v drugih območjih, na primer v rentgenskih in radijskih območjih, zato je pojem teleskop tako širok.

Radijski teleskopi so podobni ogromnim satelitskim "krožnikom" in pravzaprav je princip njihovega delovanja enak. Zbirajo radijske emisije, ki jih nato ojačajo in preučujejo. To so »ušesa« astronomov, s katerimi poslušajo nebo. In slišijo kar veliko ...

Pa vendar pojem teleskop povezujemo z optičnim sistemom - nekakšnim teleskopom na stojalu. Seveda jih je nekaj, vendar je to majhen delež celotnega števila sodobnih sistemov.

Prvi teleskop, sestavljen iz para leč, naj bi izumil Galileo Galilei leta 1609, vendar to ni res. Leto prej, leta 1608, je Nizozemec Hans Lipperschlei poskušal patentirati napravo iz cevi z vstavljenimi lečami, ki jo je poimenoval spyglass, a je bil zaradi preprostosti zasnove zavrnjen. In še prej, leta 1450, je Thomas Digges poskušal gledati zvezde z uporabo leče in konkavnega zrcala, vendar ideje ni nikoli pripeljal do konca. Galileo je bil »na pravem mestu ob pravem času«, bil je prvi, ki je v nebo usmeril preprost teleskop, odkril gore na Luni in še marsikaj zanimivega ... Zato ga lahko imenujemo prvi astronom, uporabite teleskop.

Galilejev teleskop je sprožil dobo refraktorskih teleskopov. Tako se imenuje sistem leč, ki ustvarja sliko zaradi loma svetlobe v lečah. Lečo, v katero vstopa svetloba, imenujemo leča objektiva. Večji kot je, več svetlobe zbere in teleskop lahko pokaže več šibko svetlečih predmetov. Daljša ko je goriščna razdalja leče, večjo povečavo zagotavlja teleskop. Zato so bili široko razširjeni teleskopi z ogromnimi cevmi - dolžine 3 metre ali več. Leča, skozi katero gleda opazovalec, se imenuje okular. Nasprotno, mora imeti majhno goriščno razdaljo. Mimogrede, povečavo teleskopa lahko dobimo tako, da goriščno razdaljo leče delimo z goriščno razdaljo okularja.

Prvi teleskopi so dajali slabe slike. Sčasoma je sistem postal bolj zapleten - tako leča kot okular sta sestavljena iz več leč iz različnih vrst stekla, ki kompenzirajo pomanjkljivosti druga druge, sodoben refrakcijski teleskop pa je precej dober in močan instrument.

Leta 1720 je Isaac Newton ustvaril prvi refleksni teleskop. Imel je kovinsko konkavno zrcalo s premerom le 40 milimetrov, a je dajal odlično sliko. Odbita svetloba nima enakih nepopolnosti in popačenj kot lomljena svetloba, zato so zrcalni teleskopi Newtonovega sistema postali izjemno razširjeni. Imeli so dokaj kompaktno velikost v primerjavi z refraktorji leč z dokaj močnim velikim zrcalom - lečo. In zdaj so Newtonovi teleskopi najbolj priljubljen instrument amaterskih astronomov. Mnogi ljudje jih izdelujejo sami, zdaj pa je v prodaji veliko precej močnih in poceni modelov.

Sčasoma so teleskopi - refraktorji in reflektorji - ustvarili številne modifikacije, ki imajo svoje prednosti in slabosti. Refraktorji imajo tradicionalno veliko povečavo in se uporabljajo za preučevanje svetlih, a oddaljenih predmetov - planetov, Lune, Sonca, meglic in zvezd. Reflektorji imajo veliko lečo - ogledalo zaradi večjega premera zbere veliko več svetlobe, zato imajo večje zaslonko. Primernejši so za opazovanje šibkih objektov - meglic, galaksij, šibkih zvezd. Seveda lahko kateri koli model uporabite za kateri koli namen, vendar morate pri izbiri upoštevati prihodnje pogoje uporabe. Če želite več pogledati v planete, Luno ali komete, lahko kupite tako refraktor kot reflektor, če pa vas bolj zanima opazovanje in fotografiranje meglic, spremenljivih zvezd ali galaksij, je bolje izbrati zrcalni reflektor .

Optični teleskopski sistemi se uporabljajo v astronomiji (za opazovanje nebesnih teles), v optiki za različne pomožne namene: na primer za spreminjanje divergence laserskega sevanja. Prav tako se lahko teleskop uporablja kot teleskop za reševanje problemov opazovanja oddaljenih objektov. Prve risbe preprostega teleskopa z lečo so bile odkrite v zapiskih Leonarda Da Vincija. Izdelal teleskop v Lipperheyu. Tudi ustvarjanje teleskopa pripisujejo njegovemu sodobniku Zacharyju Jansenu.

Zgodba

Za leto izuma teleskopa oziroma teleskopa štejemo leto 1608, ko je nizozemski izdelovalec očal John Lippershey v Haagu predstavil svoj izum. Patent pa mu je bil zavrnjen zaradi dejstva, da sta imela kopije teleskopov že druga mojstra, kot sta Zachary Jansen iz Middelburga in Jacob Metius iz Alkmaarja, slednji pa je kmalu za Lippersheyem vložil zahtevo Generalnim državam (nizozem. parlament) za patent Kasnejše raziskave so pokazale, da so bili teleskopi verjetno poznani že prej, že leta 1605. Kepler je v svojih Dodatkih k Viteliju, objavljenem leta 1604, preučeval pot žarkov v optičnem sistemu, sestavljenem iz bikonveksne in bikonkavne leče. Prve risbe najpreprostejšega teleskopa z lečo (tako z eno lečo kot z dvojno lečo) so bile odkrite v zapiskih Leonarda da Vincija, ki segajo v leto 1509. Ohranil se je njegov zapis: »Naredi steklo, da boš gledal polno luno« (»Atlantski kodeks«).

Prvi, ki je usmeril teleskop v nebo, ga spremenil v teleskop in pridobil nove znanstvene podatke, je bil Galileo. Leta 1609 je ustvaril svoj prvi teleskop s trikratno povečavo. Istega leta je zgradil približno pol metra dolg teleskop z osemkratno povečavo. Kasneje je ustvaril teleskop, ki je dajal 32-kratno povečavo: dolžina teleskopa je bila približno meter, premer leče pa 4,5 cm, bil je zelo nepopoln instrument, ki je imel vse možne aberacije. Kljub temu je Galileo z njegovo pomočjo prišel do številnih odkritij.

Ime "teleskop" je leta 1611 predlagal grški matematik Ioannis Demisiani (Giovanni Demisiani) za enega od Galilejevih instrumentov, prikazanih na državnem simpoziju Accademia dei Lincei. Sam Galileo je za svoje teleskope uporabljal izraz lat. perspicillum.

"Galilejev teleskop", muzej Galileo (Firence)

V 20. stoletju so se razvili tudi teleskopi, ki so delovali v širokem razponu valovnih dolžin od radijskih do gama žarkov. Prvi namensko zgrajen radijski teleskop je začel delovati leta 1937. Od takrat je bilo razvitih ogromno sofisticiranih astronomskih instrumentov.

Optični teleskopi

Teleskop je cev (trdna, okvir), nameščena na nosilcu, opremljena z osemi za usmerjanje in sledenje objekta opazovanja. Vizualni teleskop ima lečo in okular. Zadnja goriščna ravnina leče je poravnana s sprednjo goriščno ravnino okularja. Namesto okularja lahko v goriščno ravnino leče namestimo fotografski film ali matrični sprejemnik sevanja. V tem primeru je teleskopska leča z vidika optike fotografska leča, sam teleskop pa se spremeni v astrograf. Teleskop se fokusira s pomočjo fokuserja (naprave za fokusiranje).

Glede na optično zasnovo se večina teleskopov deli na:

  • Objektiv ( refraktorji ali dioptrija) - kot leča se uporablja leča ali sistem leč.
  • ogledalo ( reflektorji ali kataptrična) - kot leča se uporablja konkavno zrcalo.
  • Teleskopi z zrcalno lečo (katadioptrični) - kot leča se običajno uporablja sferično primarno zrcalo, leče pa se uporabljajo za kompenzacijo njegovih aberacij.

Radijski teleskopi

Radijski teleskopi Very Large Array v Novi Mehiki, ZDA

Radijski teleskopi se uporabljajo za preučevanje vesoljskih objektov v radijskem območju. Glavna elementa radijskih teleskopov sta sprejemna antena in radiometer - občutljiv radijski sprejemnik, nastavljiv po frekvenci, in sprejemna oprema. Ker je radijsko območje veliko širše od optičnega, se za snemanje radijskega sevanja uporabljajo različne izvedbe radijskih teleskopov, odvisno od dosega. V dolgovalovnem območju (metrsko območje; desetine in stotine megahercev) se uporabljajo teleskopi, ki so sestavljeni iz velikega števila (desetine, stotine ali celo tisoče) elementarnih sprejemnikov, običajno dipolov. Za krajše valove (decimetrsko in centimetrsko območje; desetine gigahercev) se uporabljajo pol- ali popolnoma rotacijske parabolične antene. Poleg tega so za povečanje ločljivosti teleskopov združeni v interferometre. Ko je več posameznih teleskopov, ki se nahajajo na različnih koncih sveta, združenih v eno samo mrežo, govorimo o zelo dolgi osnovni radijski interferometriji (VLBI). Primer takšnega omrežja je ameriški sistem VLBA (Very Long Baseline Array). Od leta 1997 do 2003 je deloval japonski orbitalni radijski teleskop HALCA. Visoko napreden laboratorij za komunikacije in astronomijo), vključen v mrežo teleskopov VLBA, kar je bistveno izboljšalo ločljivost celotne mreže. Kot enega od elementov velikanskega interferometra naj bi uporabili tudi ruski orbitalni radijski teleskop Radioastron.

Vesoljski teleskopi

Zemljina atmosfera dobro prepušča sevanje v optičnem (0,3-0,6 mikrona), bližnjem infrardečem (0,6-2 mikrona) in radijskem (1 mm - 30 ) območju. Z zmanjševanjem valovne dolžine pa se močno zmanjša prosojnost atmosfere, zaradi česar so opazovanja v ultravijoličnem, rentgenskem in gama območju možna le iz vesolja. Izjema je registracija ultravisokoenergetskega gama sevanja, za katerega so primerne metode astrofizike kozmičnih žarkov: visokoenergijski gama fotoni v atmosferi ustvarjajo sekundarne elektrone, ki jih zemeljske naprave zabeležijo s čerenkovskim sijem. Primer takega sistema je teleskop CACTUS.

V infrardečem območju je absorpcija v atmosferi prav tako močna, vendar pa v območju 2-8 mikronov obstajajo številna prosojna okna (kot v milimetrskem območju), v katerih je mogoče opazovati. Poleg tega, ker večina absorpcijskih črt v infrardečem območju pripada molekulam vode, je mogoče infrardeče opazovati v suhih predelih Zemlje (seveda na tistih valovnih dolžinah, kjer se zaradi odsotnosti vode tvorijo okna prosojnosti). Primer takšne postavitve teleskopa je teleskop Južni pol. Južni pol teleskop), nameščen na geografskem južnem polu, ki deluje v submilimetrskem območju.

V optičnem območju je atmosfera prozorna, vendar zaradi Rayleighovega sipanja različno prepušča svetlobo različnih frekvenc, kar vodi do popačenja spektra svetil (spekter se premakne proti rdeči barvi). Poleg tega je atmosfera vedno heterogena, v njej nenehno obstajajo tokovi (vetrovi), kar vodi do popačenja slike. Zato je ločljivost zemeljskih teleskopov omejena na približno 1 kotno sekundo, ne glede na zaslonko teleskopa. To težavo lahko delno rešimo z uporabo adaptivne optike, s katero lahko močno zmanjšamo vpliv atmosfere na kakovost slike, in z dvigom teleskopa na višjo nadmorsko višino, kjer je atmosfera redkejša – v gorah ali v zraku na letalih. ali stratosferskih balonov. A največje rezultate dosežemo, ko v vesolje ponesemo teleskope. Zunaj atmosfere je popačenje popolnoma odsotno, zato največjo teoretično ločljivost teleskopa določa le uklonska meja: φ=λ/D (kotna ločljivost v radianih je enaka razmerju med valovno dolžino in premerom odprtine). Na primer, teoretična ločljivost vesoljskega teleskopa z zrcalom s premerom 2,4 metra (kot je teleskop Hubble) pri valovni dolžini 555 nm je 0,05 kotne sekunde (resnična ločljivost Hubbla je dvakrat slabša - 0,1 sekunde, a še vedno za red velikosti višji od zemeljskih teleskopov).

Odnos v vesolje omogoča povečanje ločljivosti radijskih teleskopov, vendar iz drugega razloga. Vsak radijski teleskop ima zelo majhno ločljivost. To pojasnjujemo z dejstvom, da je dolžina radijskih valov za nekaj velikostnih redov večja od dolžine vidne svetlobe, zato je uklonska meja φ=λ/D veliko večja, čeprav je tudi velikost radijskega teleskopa več desetkrat večja od večji od optičnega teleskopa. Na primer, z odprtino 100 metrov (na svetu sta samo dva tako velika radijska teleskopa) je ločljivost pri valovni dolžini 21 cm (nevtralna vodikova linija) le 7 ločnih minut, pri dolžini 3 cm pa - 1 minuta, kar je popolnoma premalo za astronomske raziskave (za primerjavo, ločljivost s prostim očesom je 1 minuta, navidezni premer Lune je 30 minut). Z združitvijo dveh radijskih teleskopov v radijski interferometer pa lahko ločljivost bistveno povečamo – če razdalja med radijskima teleskopoma (t.i. baza radijskega interferometra) enaka L, potem kotna ločljivost ni več določena s formulo φ=λ/D, temveč φ=λ/L. Na primer, pri L=4200 km in λ=21 cm bo največja ločljivost približno ena stotinka kotne sekunde. Vendar pa za zemeljske teleskope največja baza očitno ne more preseči premera Zemlje. Z izstrelitvijo enega od teleskopov v globoko vesolje lahko bistveno povečate bazo in s tem ločljivost. Na primer, ločljivost vesoljskega teleskopa RadioAstron pri sodelovanju z zemeljskim radijskim teleskopom v načinu radijskega interferometra (baza 390 tisoč km) bo od 8 do 500 mikroločnih sekund, odvisno od valovne dolžine (1,2-92 cm). (za primerjavo, predmet velikosti 3 m je viden pod kotom 8 μs na razdalji Jupitra ali objekt velikosti Zemlje na razdalji

Sodobni teleskopi so zelo malo podobni Galilejevemu prvemu teleskopu in so zelo zapletene tehnične strukture. Toda načelo njihove zasnove ostaja enako. S pomočjo leče ali paraboličnega zrcala se zbere svetloba nebesnega telesa in v gorišču leče ali zrcala sestavi slika. Tukaj je nameščen sprejemnik sevanja, ki zajame sliko za nadaljnjo študijo.

Nebesna telesa proučujemo z zbiranjem, sprejemanjem, registracijo in proučevanjem sevanja, ki prihaja od zvezd. Oko je tudi naprava, ki zbira in registrira svetlobo, ki pada nanj. Svetlobo zvezde, ki gre skozi zenico očesa, zbere leča na mrežnici. Energija vpadne svetlobe povzroči odziv v živčnih končičih. V možgane pride signal in vidimo zvezdo. Toda energija, ki prihaja iz zvezde, je lahko premajhna (zvezda je šibka). Potem se omrežje ne bo odzvalo in ne bomo videli zvezd.

V bistvu se teleskop od očesa razlikuje le po velikosti, načinu koncentracije svetlobe in naravi svetlobnega zapisovalnika.

Najpomembnejše značilnosti teleskopa so njegove permisiven in prodoren zmogljivosti.

Resolucija

Ločljivost teleskopa je določena z najmanjšo kotno razdaljo med svetlečimi točkami, ki so lahko vidne (razločene) kot ločeni objekti.

Ločljivost teleskopa je določena z njegovo velikostjo. Difrakcija svetlobnih žarkov na robu luknje vodi do dejstva, da je v teleskopu nemogoče razlikovati dve svetleči točki, če smeri na njih tvorita kot, manjši od mejnega.

Mejni kot

Mejni kot za idealno lečo in vidno svetlobo je določen s formulo

Kje α — mejni kot, izražen v ločnih sekundah; D— premer teleskopa (v cm). Za človeško oko je mejni kot 28" (dejansko 1-1,5'), za največji teleskop na svetu s premerom 10 m pa je mejni kot 0,015". V resnici je mejni kot nekajkrat večji zaradi vpliv atmosfere.

Penetracija

Prebojna moč teleskopa določeno z najmanjšo registrirano osvetlitvijo, ki jo ustvari svetleči predmet.

Prodorno moč teleskopa določa predvsem njegov premer: večji kot je premer, več svetlobe zbere. Pomembno vlogo imajo tudi sprejemniki sevanja. Če so pred 200 leti samo gledali skozi teleskop in skušali narisati, kar so videli, pred 40 leti pa so večinoma fotografirali sliko, ki jo je ustvaril teleskop, zdaj uporabljajo elektronske sprejemnike slike, ki lahko registrirajo približno 60 % fotonov, ki vpadejo na to (fotografska plošča zabeleži približno 10-100-krat manjši delček).

Zdaj se začenja nova faza v ustvarjanju zemeljskih teleskopov, ki jih lahko upravičeno imenujemo instrumenti 21. stoletja. Prvič, so zelo veliki - premer njihovega glavnega ogledala je 8-10 m, drugič pa so zgrajeni po novih načelih. Njihova zrcala se prilagodijo spremembam, ki se dogajajo v atmosferi, tako da je zamegljenost slike, ki jo povzročajo spremembe v gostoti zraka in pretoku zraka, čim manjša. Takšna optika, ki se "sposobna" prilagoditi hitro spreminjajočim se razmeram, se imenuje prilagodljivo. Za povečanje ločljivosti teleskopov se uporabljajo tudi metode optične interferometrije z veliko bazo.

Nova generacija teleskopov vključuje 10-metrske teleskope Keck (ZDA), 10-metrski teleskop Hobby-Eberle ter 8-metrska teleskopa Gemini in Subaru, teleskop VLT (ZeloVelikTeleskop- Zelo veliki teleskop) Evropskega južnega observatorija, kot tudi Veliki binokularni teleskop, ki je v izgradnji (VelikDaljnogledteleskop) v Arizoni (ZDA).

Zelo pomembno je, da pri vseh teh teleskopih glavno zrcalo tvorijo ločena zrcala, katerih število je pri različnih teleskopih različno. Tako ima teleskop Subaru 261 ogledal, VLT 150 aksialnih in 64 stranskih ogledal, teleskop Gemini pa 128 ogledal. Veliki binokularni teleskop (LBT) ima dve primarni zrcali, ki sta prav tako sestavljeni iz številnih elementov. Premer glavnih zrcal vseh teh teleskopov je od 8,1 do 8,4 m.

Ogledala v sodobnih teleskopih so nadzorljiva. Vsak ima sistem naprav, ki lahko s pritiskom na zrcalo poljubno spreminjajo njegovo obliko, kar je postalo mogoče, ko so začeli izdelovati zelo tanka in lahka zrcala. Material s strani

S teleskopom je treba dobiti čim bolj jasno sliko oddaljene zvezde, ki naj bo videti kot ena sama točka. Velike predmete, kot so galaksije, je mogoče obravnavati kot več točk. Svetloba oddaljene zvezde potuje v obliki sferičnega valovanja, ki prepotuje ogromno razdaljo v vesolju. Sprednji del vala, ki doseže Zemljo, lahko štejemo za ravno zaradi velikanskega polmera krogle - razdalje do zvezde.

Če ravninski val pade na teleskop, se v goriščni ravnini pojavi točka, katere velikost je določena le z uklonom svetlobe, to je, da je izpolnjen pogoj mejnega kota. Prav to se dogaja v vesoljskem teleskopu Hubble, ki kljub temu, da ima premer le 2,4 m, daje slike boljše od 4-6 metrskih teleskopov starejših izvedb.

Pred vstopom v teleskop gre val skozi zemeljsko atmosfero in turbulenco zraka, ki poruši ravno obliko fronte. Slika je popačena. Prilagodljiva optika je zasnovana tako, da kompenzira odstopanja in povrne valovno fronto v prvotno (ravno) obliko.

2024 nowonline.ru
O zdravnikih, bolnišnicah, klinikah, porodnišnicah