Евгений Гусев - Расширяя границы Вселенной: история астрономии в задачах
К решению задачи 2.10. 5) Обсерватория Тихо Браге «Ураниборг» на острове Вен.
впервые измерившего скорость света (рис. 6). До сих пор меридианные инструменты устанавливают в павильонах без поворотного купола, а лишь с раздвижной щелью.
Одним из первых подвижный купол стал применять польский астроном Ян Гевелий (1611–1687), хотя для своих астрометрических наблюдений он использовал классический секстант без телескопа (рис. 7). Первые небольшие телескопы легко переносились и не требовали специальной башни. Совершенствование телескопа и возрастание его увеличения сделало ветер большой помехой для наблюдений (телескоп дрожал) и требовало постройки башен, однако в XVII и XVIII веках телескопы порой были столь длинны, что их невозможно было спрятать под купол. Появление компактных телескопов с ахроматическими объективами сделало возможной постройку специальных павильонов для наблюдений.
В современных обсерваториях конструкции башен для оптических телескопов чрезвычайно разнообразны: они имеют полусферические
К решению задачи 2.10. 6) Наблюдает О. Рёмер.
К решению задачи 2.10. 7) Подвижный павильон Яна Гевелия — прообраз поворотного купола современной башни телескопа.
либо гранёные купола, откатывающиеся крыши, мягкие навесы и т. п. Рефлекторы радиотелескопов в большинстве случаев не имеют защиты от атмосферных осадков и ветра. Нейтринные обсерватории представляют собой сложные неподвижные технические сооружения, помещённые в глубоких шахтах.
2.11. Телескоп системы Галилея, с отрицательным окуляром, совершенно подобен обычному телеобъективу: он способен строить изображение далёкого объекта на экране, расположенном за окуляром. Вы можете проверить это с помощью театрального бинокля, имеющего ту же оптическую схему, что и телескоп Галилея. Окуляр должен находиться перед фокальной плоскостью объектива, но его следует выдвинуть настолько, чтобы мнимый фокус окуляра оказался ближе к экрану, чем фокус объектива. В этом случае на экране вы получите изображение объекта. Поэтому Галилею вовсе не обязательно было смотреть глазом на Солнце: он мог изучать его поверхность путём проекции изображения на белый экран, как это до сих пор делают астрономы.
2.12. Для параксиальных лучей, обычно используемых в астрономических приборах, упомянутая форма закона преломления даёт при расчётах хорошие результаты.
2.13. Этим недостатком однолинзовых объективов была их хроматическая аберрация. Поиск Ньютоном формы объективов для рефракторов, свободных от хроматической аберрации, привёл его к открытию зависимости показателя преломления от длины волны.
2.14. В то время не умели делать сложных ахроматических объективов, а чтобы простой однолинзовый объектив давал неокрашенное изображение, его фокусное расстояние должно быть очень большим. С таким телескопом легко было получить большое увеличение, но управлять им было очень сложно. В дальнейшем, когда научились изготавливать ахроматические объективы, телескопы стали существенно более компактными.
2.15. Телескоп — рефрактор с диаметром объектива более 1 метра практически невозможно изготовить: во — первых, трудно отлить столь крупный диск оптически идеального стекла; во — вторых, чем больше диаметр линзы, тем она толще, и тем больше поглощение света; в — третьих, каждое прохождение света через оптическую поверхность линзы приводит к потере 4–6% энергии. А у объектива рефрактора четыре таких поверхности.
Кроме того, тяжёлая линза деформируется собственным весом, и созданное ей изображение портится. Самые крупные из созданных до сих пор линз имеют диаметр 1,5 м, но это не полноценные объективы рефракторов, а специальные тонкие линзы особой формы — коррекционные пластины для зеркальных телескопов Шмидта. До сих пор крупнейшим линзовым объективом остаётся созданный в 1895 г. 40–дюймовый объектив рефрактора обсерватории Йеркса (США).
У телескопов диаметром более 1 метра объективы зеркальные. Астрономические зеркала тоже сделаны из стекла или подобных ему материалов; но если линзу можно поддерживать только по периметру, то зеркало — по всей площади тыльной поверхности, поэтому оно не прогибается под собственным весом. К тому же зеркало может быть значительно тоньше эквивалентной ему по диаметру линзы — ведь у зеркала работает только одна оптическая поверхность, а не весь объём, как у линзы. Например, две линзы йеркского объектива диаметром 1,04 м имеют толщины 6,4 см (крон) и 3,8 см (флинт), а 8,2–метровое зеркало нового телескопа Европейской южной обсерватории в Чили имеет толщину всего 20 см.
В прошлом большим недостатком рефлекторов считалась недолговечность зеркального покрытия объектива. Но современная техника позволяет быстро восстанавливать потускневший за несколько лет зеркальный слой объектива, так что по всем параметрам сегодня телескопы — рефлекторы превосходят своих линзовых собратьев.
2.16. Рефракторы более предпочтительны для астрометрических наблюдений, так как деформация одной поверхности линзы при наклонном положении телескопа до некоторой степени компенсируется деформацией другой поверхности. Рефлекторы более эффективны в астрофизических наблюдениях (фотографирование и спектроскопия) из‑за полного отсутствия у них хроматической аберрации и возможности создавать большие объективы.
2.17. В трубе Кеплера действительное изображение, создаваемое объективом, находится в фокальной плоскости окуляра. В этой плоскости можно поместить отчётливо видимые в окуляр кольца и нити, при помощи которых можно точно измерить небольшие угловые расстояния на небесной сфере и ориентацию объектов.
2.18. Изображённый на рисунке прибор — квадрант, представляющий собой четверть проградуированного круга с визирами. При помощи квадранта можно измерять высоты небесных светил. Для повышения точности квадранты Тихо Браге и Улугбека имели большие размеры. Современный астрометрический прибор с аналогичными функциями — меридианный круг.
2.19. Измерительные дуги визуальных инструментов этих астрономов имели большие радиусы кривизны. Например, квадрант Улугбека имел радиус 40 м.
2.20. С увеличением размера телескопа (т. е. диаметра его объектива) быстро возрастает вес (и стоимость!) самого инструмента, его монтировки и башни. При вращении телескопа переменные нагрузки на многотонное зеркало искажают его форму. Последним классическим крупным телескопом на экваториальной монтировке был Паломарский 5–метровый рефлектор, созданный в 1950 г. Следующий гигант, 6–метровый телескоп БТА АН СССР, построенный в 1976 г., уже имел альт-азимутальную монтировку, позволившую существенно сократить
К решению задачи 2.20. 200–дюймовый телескоп им. Хейла, установленный в Паломарской обсерватории на юге Калифорнии (США).
размеры самого инструмента и его башни, а также упростить систему разгрузки главного зеркала. Правда, при этом возникла проблема гидирования, т. е. слежения за небом, поскольку на такой монтировке требуется поворачивать телескоп одновременно по двум осям с переменной скоростью, а также вращать приёмник света в фокусе телескопа. Эта проблема была решена с помощью компьютера. С того времени все крупные телескопы устанавливаются только на альт — азимутальной монтировке.
Переход от объективов 5–метрового класса к 10–метровым потребовал расчленения зеркала на части. Мозаичные зеркала собирают много света и при этом очень легки; 10–метровые телескопы Кек-1 и Кек-2 имеют полноповоротную альт — азимутальную монтировку. Однако переход к зеркалам 20–метрового класса требует новых инженерных решений. Такие зеркала станут не только мозаичными, но и потеряют подвижность. Этому учит нас опыт создания крупных радиотелескопов: величайшие антенны мира неподвижно лежат на земле. Например, 305–метровая чаша в Аресибо использует для обзора неба небольшие перемещения приёмника в фокусе телескопа и, разумеется, вращение Земли.
Оптические телескопы такой конструкции также уже существуют. Например, 9–метровый телескоп Хобби — Эберли (Hobby‑Eberly Telescope, HET). Его построили специалисты обсерватории Мак — Дональд (США) при участии астрономов из университетов США и Германии. Полный диаметр мозаичного сферического зеркала этого телескопа составляет 11 метров, но его действующая апертура «всего» 9,2 метра. Этот телескоп был создан в 1997 г. и назван именами двух меценатов, много сделавших для развития образования в США — Уильяма Хобби и Роберта Эберли. Он установлен на северной широте 50° и имеет альт — азимутальную монтировку, на которой может поворачиваться на 360° по азимуту и от 40° до 50° по высоте. Несмотря на первое впечатление о малой подвижности этого телескопа, ему доступны для наблюдений все объекты к северу от небесного экватора, т. е. ровно половина всей небесной сферы.
