Лекция №1- Введение в дисциплину оптические телескопы

Лекция №1- Введение в дисциплину оптические телескопы
Основные термины и определения: Космология Древней Эллады.
Курс «Астрономические телескопы», как составляющая часть
оптических приборов, их особенности и значение в процессе создания
современной оптической системы в промышленности, науке и
практике. Возможности оптических телескопов и качество
получаемого изображения.
Нас нисколько не удивляет, что в небе Земли движутся каждый по своей орбите
тысячи искусственных спутников, а межпланетные станции, преодолев сотни миллионов
километров, после нескольких лет полѐта прибывают к цели назначенной день и час. А
ведь всѐ это возможно только потому, что учѐные знают, как устроен мир и по каким
законом происходят в нѐм изменения.
Космология Древней Эллады
В наше время вместо понятия «система мира» - это представление о расположении в
пространстве и движении Земли, Солнца, Луны, планет, звѐзд и других небесных тел;
замещено другим, более широким – «космология». Это слово сложилось из двух
греческих: «космос» (вселенная) и «логос» (понятие, мысль, учение). В Древней ГрецииЭлладе слово «космос» означало порядок, украшения. Этим словом обозначали мировой
порядок, в котором нет места хаосу, а царит прекрасная и вечная гармония.
1.Фалес Милетский - первый астроном античности (625-547 г. до н. э.). Философия (с греческого) - любовь к мудрости, любомудрие. Фалес Милетский первый задел вопрос:
«Что является первоосновой мира? из чего все рождается и в чѐм всѐ погибает?». Он
считал первоосновой всему - воду!
2.Александр Милетский (611-546 г. до н.э.) считал основой всего- бесконечное
«первоматерия» - апейрон. Из беспредельной природы рождаются все небеса и все миры в
них... И эти миры, то рушатся, то снова рождаются, причем каждый из них существует в
течение возможного для него времени.
3.Пифагор Самосский (580-500 г. до н.э.) впервые стал описывать Вселенную как
целое, пользуясь математическими понятиями и методами. Пифагор впервые предложил,
что Земля имеет форму шара и висит во вселенной без какой-либо поддержки.
4.Анаксагор (500-428 г. до н. э.) считал, что в основе всего лежат мельчайшие «зерна»,
«семена» материи - геометрии - сами по себе подобные частицы. Несмотря на свою
малость, они сами делимы до бесконечности. То есть он предвидел о существовании
микромира.
– И малого ведь нет наименьшего, но всегда есть меньшее.
– Но и у большего всегда есть большее.
– Во всем есть часть всего.
– Ни что не возникает и не исчезает, а лишь соединяется и разъединяется.
– Начало всему - ум и разум.
5.Демокрит (460 - 370 г. до н.э.) утверждал, что вся Вселенная из «атомов» неделимых «кирпичиков» мироздания. Кроме атомов существует нечто беспредельно
большое – «пустота» и «беспредельное». Вселенная - бесконечна.
6. Евдокс Книдский (409 - 356 г. до н. э.) составил одну из древних карт звезд, где
изобразил созвездия в форме животных, и героев древнегреческих мифов. Привел
названия зодиакальных созвездий. Ввел календарь с 365 и ¼ сутками. Евдокс Книдский 1
создатель новой теории движения планеты: оси вращения сфер не совпадают - наклонены
друг к другу под определенным углом.
7.Аристотель Стагирит (384 - 322 г. до н. э.) доказал шарообразность Луны и Земли.
Считал, что: в «в надлунном мире» всѐ состоит из эфира, а в «подлунной области» - из
огня, воздуха, воды, земли. Аристотель Стагирит объяснил смену дня и ночи, движение
планет, Луны, Солнца.
8.Аристарх Самосский (310 - 230 г. до н. э.) доказал, что Земля и другие планеты
движутся вокруг Солнца, лишь Луна вращается вокруг Земли, рассчитал размеры Солнца
и Луны и расстояния до них.
Приведем высказывание доктора философии, профессора Г. И. Волкова: «Все
последующие века лишь развивали, экспериментально подтверждали и конкретизировали
те идеи, которые были заложены греками в период с VI по IV век до нашей эры». Пусть
каждый из вас решает, в какой степени прав наш современник.
Отдел Астрономии и космонавтики.
Б.Г. Пшеничнер «Космология Древней Эллады», вс.,1 уч. -изд. л., МГДТДиЮ, 1998 г.
Введение
То, что мы знаем, - ограниченно,а то, чего мы не знаем –бесконечно.
Пьер Лаплас
Когда говорят об отличительных чертах современных телескопов, обычно имеют
ввиду то обстоятельство, что их размеры существенно превосходят прежние достижения,
еще недавно считавшиеся близкими к предельным. [Теребиж] Рефлектор Хейла
диаметром зеркала 5м, введенный в действие в 1948 году, более четверти столетия
оставался крупнейшим телескопом пока на Кавказе не установили 6-ти метровый
рефлектор БТА (большой телескоп азимутальный). Изготовление обоих телескопов заняло
десятилетия и потребовало стольких усилий и расходов, что, казалось, апертура не скоро
будет заметно увеличена. Быстрое развитие телескопостроения трудно было предвидеть в
1970-е годы. Строительство больших телескопов и опыт работы с ними выявил трудности,
связанные с тепловой инерцией, зависящей от отношения диаметра к толщине и
компенсации искажений волнового фронта, приходящего от объекта, величина которого
на большой апертуре достигала нескольких длин волн.
Однако не только – и не столько - размеры отличают нынешние телескопы от
инструментов предыдущих поколений: новые телескопы обеспечивают гораздо лучше
качество изображений даже при обычных наблюдениях, не связанных с коррекцией
влияния атмосферной турбулентности. Если раньше считалось хорошим изображение
звезды диаметром порядка одной – полутора угловых секунд (1‖-1,5‖), то теперь таковыми
признают изображения размером около 0,5‖. Последующее использование систем
адаптивной оптики позволило достичь дифракционного качества изображения.
Можно выделить причины, определяющие общее развитие технологии и которые
обусловили резкий подъем эффективности оптических телескопов:
- способы отливки крупных однородных заготовок оптического стекла;
- методы полировки светосильных оптических поверхностей сложной формы при
помощи станков с компьютерным управлением;
- оперативный контроль качества зеркал в процессе их изготовления;
- методику изготовления тонких сегментированных зеркал большого диаметра;
- реализация процедур активной оптики и сокращения времени корректировки от
нескольких часов до нескольких секунд;
-разработка систем адаптивной оптики;
2
-существенное развитие компьютерных программ расчета оптики и программ,
позволяющих моделировать форму зеркал и конструкций в поле тяжести;
- внедрение многоканальных фотоэлектронных приемников излучения;
- новые методы получения и анализа информации, связанные с применением
компьютеров.
Все эти достижения радикально изменили список самых крупных телескопов мира.
Четверть века назад создание телескопа с диаметром зеркала 8-10 м было невозможно ни
в техническом, ни в финансовом отношении. Сейчас работают десятки инструментов с
диаметром объектива более 8м, обсуждаются вполне реалистические проекты создания
телескопов диаметром 25-30 м, а в перспективе-100м.
Известно, что схема проектируемого телескопа во многом зависит от поставленных
наблюдательных задач и свойств приемника излучения.
ИСТОРИЯ СОЗДАНИЯ ТЕЛЕСКОПА
Наиболее необъяснимое во Вселенной - это то, что она объяснима.
А. Энштейн
Попытка объяснить мир вокруг нас всегда двигала человечество к вершинам
познания. Астрономия и оптика науки, которые изучают мир далеких звезд и галактик,
Вселенную в целом.
2009год объявлен ООН и ЮНЕСКО годом Астрономии, 400 лет исполняется в
наступившем году телескопическим наблюдениям.
В истории создания телескопа еще не мало «белых пятен». Как, например,
объяснить почему, несмотря на то, что линзы были известны еще за 2500 лет до н.э., а
очки были введены в употребление в конце 17 – века, а первый телескоп сделал Янсен
(1604) по модели некоего итальянца. Таким образом, Галилей создал зрительную трубу на
научной основе, опираясь на те знания, которые были накоплены в оптике к тому
времени. Галилей понимал возможность и нужность ново инструмента для мореходства,
военного дела, астрономии. Оптика Галилея имеет принципиальное отличие от оптики,
существовавшей до него. Именно он понял, что качество изготовления линз для очков и
зрительных труб сильно отличается, а использование очковых линз в зрительных трубах
совершенно неприемлемо.
В эпоху Возрождения и великих географических открытий (XV–XVI вв.) практические
потребности выдвинули перед астрономией новые задачи, которые требовали разработки
новых методов исследования и создания новых инструментов, появления новых
представлений о мироздании. В середине XVI в. польский ученый Николай Коперник
(1473–1543) в труде «Об обращении небесных сфер» поставил Солнце в центре планетной
системы.
Великий итальянский ученый Галилео Галилей (1564–1642) в 1610 г. первым направил
самодельный телескоп на небо и открыл горы на Луне, пятна на Солнце, фазы Венеры, 4
спутника Юпитера, впоследствии названные галилеевыми, увидел, что Млечный Путь
состоит из бесконечного числа звезд.
В XVII в. Иоганн Кеплер (1571–1630) на основе анализа наблюдений Марса,
выполнявшихся в течение 16 лет Тихо Браге (1546–1601), вывел знаменитые законы
движения планет, тем самым подготовив почву для открытия Ньютоном (1643–1727)
закона всемирного тяготения.
Наблюдательная астрономия получила новое развитие со времени изобретения
Христианом Гюйгенсом (1629–1695) маятниковых часов. Особую роль в развитии
астрономии и всего естествознания сыграло открытие Ремером - конечности скорости
света (1675 г.).
3
С конца XVIII в. началась деятельность выдающегося английского астронома Уильяма
Гершеля (1738–1822), наблюдавшего с громадными телескопами-рефлекторами и
открывшего планету Уран (1781 г.), обнаружившего движение Солнца в пространстве.
В середине XIX в. была изобретена фотография, которая способствовала бурному
развитию астрономии и ее новой отрасли – астрофизики.
Дальнейшее развитие астрономии происходило гигантскими скачками. В начале XX в.
было установлено деление звезд на карликов и гигантов, доказано, что большинство
светящихся туманностей, наблюдаемых в большие телескопы, – это далекие огромные
звездные системы, классификация которых была выполнена Эдвином Хабблом (1926 г.),
он же оценил расстояния до них. В середине XX в. началась новая эпоха развития науки:
состоялся запуск первого искусственного спутника Земли. Начало космической эры,
применение радиолокации к измерению расстояний в Солнечной системе, учет
закономерностей общей теории относительности привели к значительному уточнению
межпланетных расстояний и теории движения небесных тел. Запуск межпланетных
космических станций позволил буквально прикоснуться к поверхностям других планет, а
орбитальные космические телескопы дали возможность заглянуть в такие глубины
Вселенной, о которых не мечтал ни один астроном еще в начале XX века.
Оптика и технология изготовления линз
Точная оптика и технология изготовления линз входят в науку. Осенью 1609 года
Галилей направил созданную им трубу на небо и сделал первые телескопические
наблюдения, открывшие новую неожиданную картину мира, удаленность звезд,
сложность Млечного пути, солнечные пятна, вращение Солнца, строение Лунной
поверхности. Научная деятельность Галилея определила победу гелиоцентрической
(солнце в центре) системы мира. Галилей изготовил 100 телескопов, но только семь из них
были более или менее совершенны, и открыл с их помощью четыре спутника Юпитера,
фазы Венеры, горы на Луне, пятна на Солнце и звездное строение Млечного пути.
В этот же период проведены активные исследования немецким ученым Кеплером,
создавшим теорию оптических приборов и работы глаза, сделавшую переворот в оптике.
Кеплеру принадлежат термины: сходимость, расходимость, мениск, оптическая ось,
фокус. Им создана труба из 2-х положительных линз. Кеплер же, предусмотрел
возможность получения прямого изображения, т.е. ввел в систему третью линзу оборачивающий элемент.
Ньютону И. принадлежат основные формулы оптики параксиальных лучей,
формулы вычисления сферической аберрации т.д. Введены и определены понятия:
физическая оптика, дифракция света, поляризация света, дисперсия.
После Кеплера и Ньютона теория геометрической оптики стала быстро развиваться
и углубляться и привела к перевороту в конструировании оптических приборов.
Новые черты телескопов
Достижения технологии, на которые опирается прогресс технологии
телескопостроения заслуживает специального рассмотрения.
Основные отличия и признаки современного телескопа:
1. Материалы для зеркал. Современные материалы для зеркал должны иметь
исключительно низкий коэффициент теплового расширения.
кварц
zerodur (аналог отечественный - ситалл)
для сравнения:
крон
пирекс
2. Применение тонких и мозаичных зеркал позволило:
4
- облегчить главное габаритное зеркало;
-уменьшить массу оправы, монтировки, всех узлов, что привело к уменьшению
размеров купола обсерватории;
- как следствие снижение цены;
-если диаметр зеркала больше 10 метров, выгодно собирать из отдельных
тонких элементов, положение и форма которых корректируется во времени;
- мозаичная система главного зеркала становится очень светосильной;
- телескоп компактнее и дешевле.
3. Точность изготовления больших оптических поверхностей:
знаем, что ⁄ - это критерий дифракционного качества изображения, а сегодня
уже реально
⁄
.
4. Активная оптика – термин используется в тех случаях, когда минимальное
время между последовательными сеансами коррекции оптики телескопа и его
окружения достигают примерно одну секунду.
5. Адаптивная оптика – система способная в реальном времени компенсировать
атмосферное размывание изображения. От активной оптики адаптивные
системы отличает диапазон частот порядка 1-1000 Гц. Недостатком является
очень маленькое поле зрения
.
6. Роботизированные системы, т.е. имеется самонаведение телескопа на нужные
участки неба (если происходят какие, либо вспышки) за очень короткое время
порядка нескольких секунд.
Таким образом, отличительные особенности современных телескопов:
- альтазимутальные монтировки;
- коэффициент отражения зеркальных поверхностей достигает 0,95-0,99;
- качество атмосферных изображений;
- стоимость телескопов.
Зачем нужна астрономия?
- Подготовка к будущему, т.е. новые технологии обеспечения нас жителей Земли
энергией, так необходимой для всех процессов жизнидеятельности.
- «Побочный продукт», когда каждый новый космический спутник - это принципиально
новый аппарат, превосходящий предшественников.
- Астрономы выступают в роли двигателей технического прогресса (конкуренты только
военные запросы).
- Популяризация науки. Существует глобальная проблема взаимоотношений большой
науки и общества. Астрономия все более сложная и специализированная.
5
Лекция №2 – Телескопы до новой эры
Основные термины и определения: астрономический посох,
трикветр, секстант, звездная величина, блеск звезды,
турбулентность атмосферы, небесная сфера и система небесных
координат.
ПЕРВЫЕ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕНТЫ
Благодаря знакомству с прошлым познаешь настоящее.
Конфуций
А как же все начиналось? Какими были астрономические инструменты и методы
наблюдения небесных объектов? [Стафеев]
Визуальные наблюдения за движением Солнца, Луны и других светил на
небосводе еще в древности были соотнесены с ориентацией во времени и пространстве небесными циклами (сутками, месяцами, сезонами года) и сторонами света.
Накапливались сведения о различных оптических явлениях: тенях, цветовых окрасках
предметов, затмениях, миражах, полярных сияниях радугах и т.п. Традиционно
культурное наследие древних сообществ являлось предметом для изучения специалистов
гуманитарного профиля. Представители точных наук редко касались этой темы. За
последние несколько десятилетий подход к изучению наследия древних цивилизаций
существенно изменился, благодаря возникновению астроархеологии. Астроархеология
рассматривает различные методы визирование небесных светил, что позволило поновому взглянуть на летоисчисление, мегалитические памятники космологические
представления и т.д.
Наследие мегалитической культуры в виде впечатляющих и загадочных каменных
сооружений сохранились до наших дней. Наблюдение за движением небесных светил с
помощью этих сооружений, воплотили в себе новые способы сохранения и передачи
опыта и знаний. Воздвигались разнообразные каменные визиры на возвышенных и
хорошо просматриваемых местах, они отличались строгой направленностью, связанной с
ориентацией в пространстве и во времени. Мегалитические ансамбли возводились на
основе точных геодезических обмеров и были сосредоточены в очагах древних
цивилизаций, вблизи караванных путей или мест с интенсивным мореплаванием. Помимо
распространенных одиночных столбов-менгиров, сохранились линейные выкладки
камней, иногда многократно повторяемые.
Стоячие камни
в Баллохрое. Так
происходил заход Солнца в
день летнего
солнцестояния.
6
Совершенствование визирных устройств в виде каменных гряд, борозд или
желобов и необходимость повышения их угловой точности привели к созданию древних
наблюдательных сооружений с замкнутой апертурой: дольменов, камней со сквозными
отверстиями, коридорных пещер и туннелей, а также курганных дромосов – узких осевых
проходов в искусственных холмах и курганах. Наглядно все эти строения представлены в
книге Стафеева С.К. на цветных рисунках с 26 по 60.
Примером назовем курган Ньюграндж,
Ирландия, 2200г. до н.э. Диаметр кургана около
50м, высота - с 4-этажный дом, сооружен из
камней общим весом порядка 200 тыс.т.
Внутри кургана сооружен тоннель, тянущийся к
центру длиной 19м и шириной 0,5м, с углом
обзора около 2 градусов. В конце тоннеля –
зал, где может стоять во весь рост группа из
10 человек. Только один раз в году - в день
зимнего солнцестояния (21 декабря), пещера на
21 минуту озаряется солнечными лучами.
Считают Ньюграндж первой каменной
обсерваторией по наблюдению за солнцем. Был
рассчитан годичный цикл движения солнца. На
фото представлен Ньюграндж в день зимнего
солнцестояния – лучи восходящего Солнца
проходят через туннель во внутреннюю
комнату. В этот момент определяли и начинали
отсчитывать новый год.
Мегалитичекий памятник Стоунхендж (от
древнеангл.-«висячие камни») является примером
пригоризонтной обсерватории, сооружен примерно в
1900 г. до н.э. в юго-западной части Англии.
Многотонные арки-трилитоны служили строгими
визирами на точки горизонта, определяющие восходы и
заходы Солнца и Луны при их перемещениях по небесной сфере. Сооружение в форме подковы состоит из
30 вертикально стоящих камней высотой 5,5 м, толщиной 1,2м, и с положенными сверху плитами, а в
центре – Пяточный камень весом 35 тонн.
На определенном этапе люди начали создавать
переносные приспособления для визирования. Наиболее
известным и применяемым до сих пор визирным
приспособлением является гномон. Потребность
отсчитывать меньшие интервалы времени привела к
созданию часов (водяные, песочные, солнечные). Работа
гномона основана на методе обратного визирования: тень,
отбрасываемая вертикальным шестом, скользит по
заранее размеченной поверхности. Разметка солнечного
«циферблата» зависит от географической широты и
времени года. К тому же шкала гномона неравномерна.
Гномон использовался для измерения полуденной высоты
Солнца в разные дни года. Песочные и водяные часы
были менее точны и к тому же доступны далеко не
каждому, поэтому на протяжении многих веков солнечные
часы оставались основным инструментом для измерения
времени. Самым высоким считается флорентийский гномон высотой 84,5 м,
7
установленный на куполе собора святой Марии де Фиоре в 1482г. врачом географом
Паоло Тосканелли.
Первый звездный каталог, который дошел до нас целиком, создан Гиппархом (136г.
до н.э), содержит координаты 850 звезд. Далее Клавдий Птолемей (во втором веке до
н.э.) дополнит каталог до 1022 звезды. Эти каталоги создавались при наблюдении
невооруженным глазом, при помощи угломерных инструментов.
Трикветр – комбинация из трех соединенных вместе градуированных линеек. К
угломерным инструментам относится и астрономический посох, состоящий из
градуированной линейки и подвижной рейки, позволяющий измерить угловое расстояние
между двумя звездами.
Рисунок - Большой стенной квадрант Тихо Браге
8
Квадрант - наиболее поздний угломерный инструмент, достиг высокой степени
точности. В простейшем варианте – плоская доска в форме четверти градуированного
круга с подвижной линейкой возле центра. По визирной линейке, направленной на
светило, легко измерялась его высота над горизонтом. Знаменитый датский астроном,
выдающийся наблюдатель Тихо Браге (1546–1601) использовал стенной квадрант с
радиусом дуги 2 метра в своих наблюдениях планеты Марс, на основе которых в начале
XVII в. Иоганн Кеплер вывел законы движения планет.
Секстант-прибор для определения местонахождения звезд. Основная рабочая часть
составляет одну шестую часть окружности. Для точности визирования используются
полые трубки
называемые диоптрами. Секстанты широко использовались
мореплавателями для ориентации по небу.
9
Лекция №3 – Основные этапы исследования нашей вселенной.
Различные типы телескопов, достоинства и недостатки.
Основные термины и определения: афокальная система, естественные
недостатки линз и зеркал.
ОСНОВНЫЕ ЭТАПЫ ИССЛЕДОВАНИЯ НАШЕЙ ВСЕЛЕННОЙ
Человек – это создание, непрактичность которого
временами может сравниться лишь с его любопытством –
заинтересовался количеством звезд на небе и строением Космоса
раньше, чем теорией земледелия или строением собственного тела.
«Станислав Лем»
Исследование нашей Вселенной можно разделить на четыре эры. Учитывая знания
и умозаключения философов Древней Эллады, ученые сегодняшних дней ввели условную
градацию этих периодов.
Первая космическая эра - вначале главным инструментом был глаз человека, а
познанием только его собственное воображение. Звезды получали названия героев и
богов, созвездиям присваивались очертания зверей, рыб, птиц и т.д. Человек стал
связывать свою жизнь со сменой погоды, природными явлениями, расположением звезд.
Еще не появилась письменность, а астрономия стала самой почитаемой наукой.
Астрономия – (с греческого) наука о космических телах, образуемых ими
системами и о Вселенной в целом.
Астроном – (с греческого) звезда и закон.
Вот человек начинает создавать механические инструменты и приспособления.
Возможности человеческого зрения ограничены. (Так на расстоянии 2 - 2,5 км мы с
трудом различаем предмет величиной 1м, на Луне мы с трудом различаем предмет –
объект размером меньше 150 км, при расстоянии 2-2,5 м – различаем 1мм).
В первую космическую эру созданы - гномон, астрономический посох, трикветр,
квадрант, секстант.
Вторая космическая эра характеризуется тем, что человек наблюдает небо,
вооружившись прибором - оптическим телескопом. (1609-1610г. эра Галигео Галилея).
Галилей смог увидеть пятна на Солнце и детально рассмотреть
поверхность Луны, используя трубу с видимым увеличением 32
крата, длиной 1,2м, диаметром объектива 4,5см, фокусным
расстоянием объектива 125см, полем зрения 7 угловых минут.
Этим телескопом Галилей сделал открытие «либрация» Луны (от
латинского - качание), когда мы с Земли видим не 50%, а 59%
площади поверхности Луны.
Труба Галилея (1609 г.) имела следующие параметры: Г=30х ,
L=1245 мм,
Dоб =53 мм (выпуклая очковая линза),
(что
⁄
соответствует 25 дптр,
, плосковыпуклая
линза. (см стр.107 ист 25).
Телескоп – (от латинского вдаль смотрю) астрономический
прибор для изучения небесных тел по их электромагнитному излучению.
В 1664г. физик – теоретик Исаак Ньютон сам построил
зеркальный телескоп.
Голландскую
трубу
получил
Кеплер,
применив
положительный окуляр, что позволило использовать, как
измерительный инструмент.
10
Стремление увеличить фокусное расстояние привело к появлению «воздушных»
телескопов. Объектив и окуляр крепятся независимо друг от друга на собственных
штативах. Польский астроном Ян Гавелия построил воздушный телескоп длиной 50м,
голландец Х. Гюйгенс – 64м, француз А. Оза – 100м
.
Весомый вклад в развитие телескопостроения внес известный английский астроном
Уильям Гершель (1738–1822). С помощью своих рефлекторов он в 1781 г. открыл планету
Уран, а также, исследовав структуру нашей звездной системы, обнаружил движение
Солнца в пространстве.
. Рефлекторы Уильяма Гершеля. 20-футовый (слева)
и 40-футовый (справа) телескопы
1692г. – 1696г в России образована Холмогорская обсерватория.
1727г. – Петербургская (Петром Первым).
Третья космическая эра – началась 4 октября 1957г. – день, когда был произведен
запуск первого искусственного спутника Земли. Человечество шагнуло в космос.
Дошедший до нас звездный каталог насчитывал 1022 звезды - Гиппарх 134 г. до нашей
эры.
Для наблюдателя, находящегося на Земле, единственный способ увеличить угол,
под которым он видит, например Луну, это создать ее увеличенное изображение и
рассматривать его вблизи. Чем крупнее изображение будет получено, тем более мелкие
детали станут доступными нашему зрению. Зрачок человеческого глаза в темноте
11
составляет 6-8 мм. Через такое отверстие проходит столь малое количества света, что
глазу обычно недоступны звезды слабее 6-й звездной величины. Отверстие объектива
телескопа больше. Таким образом, глядя в телескоп, мы как бы увеличиваем зрачок глаза
наблюдателя до размеров объектива; количество света, попадающего в глаз, при этом
увеличивается пропорционально площади объектива. Самые большие телескопы почти в
миллион раз мощнее человеческого глаза. С их помощью можно было бы увидеть звезды
26-й звездной величины.
В таблице приведено число звезд ярче данной звездной величины.
Предельная звездная
величина
Число звезд
Предельная звездная
величина
Число звезд
6,0
7,0
8,0
9,0
10,0
5 тыс
14 тыс
41 тыс
117 тыс
324 тыс
11,0
13,0
15,0
17,0
19,0
21,0
870 тыс
5,7 млн
32 млн
150 млн
560 млн
2 млрда
Определения: блеск звезды, звездная величина, турбулентность атмосферы см ист. 8 стр. 30-35
Оптические схемы телескопов
Рис. Телескоп рефрактор
а)
б)
Рис. Телескоп –рефлектор: а) система Ньютона; б) система Кассегрена.
12
а)
б)
Рис. Рефлектор Шмидта (а) и зеркально-линзовый (менисковый)
телескоп Максутова (б)
13
Рисунок-Схема телескопической системы
14
15
16
17
18
19
20
21
Блеск звезды - звезды представляются нам точечными светящимися объектами, не
имеющими видимого диска, ощущаемого при наблюдении невооруженным глазом. Но изза несовершенства глаза, изображение звезды на сетчатке имеет конечные размеры (а не
бесконечно малые). В телескоп мы видим у звезды некий диск, являющийся сложением
дифракционных явлений атмосферной турбулентности и ошибок оптической системы
прибора. Т.о., в любом случае при визуальных наблюдениях мы ощущаем яркость
некоего размазанного изображения звезды, которая не имеет никакого отношения к
яркости поверхности самой звезды. Относя «ощущение»к точечному светящемуся
объекту, мы назовем его блеском.
Звездная величина субъективное ощущение блеска звезд - объективно
соответствует величине светового потока, попадающего в глаз через зрачок, или
освещенности, которую звезда создает у поверхности земли на площадке,
перпендикулярной к падающему свету.
Для этого существует логарифмическая шкала – шкала звездных величин. Звездная
величина m объекта выразится тем большим числом, чем слабее объект светится, т.е. чем
меньше освещенность E.
Знаем, что наиболее слабые звезды доступные невооруженному глазу имеют
примерно шестую звездную величину. Более слабые звезды доступны оптическим
приборам и имеют звездную величину
.
Установлено что отношение блеска звезд, отличающихся на одну звездную
величину равно:
√
Этот коэффициент был принят для определения звездных величин небесных
светил. Этот термин характеризует только блеск звезды и не имеет ничего общего с
размером звезды.
22
(«Нуль-пункт» для системы звездных величин условно определен по группе звезд в
области Полярной звезды. Самая яркая звезда нашего неба Сириус, зв. вел. равна минус
1,5 т.е. -1,5m , Вега, Капелла 0m ).
Логарифмическая запись звездной величины:
(
)
где Е1 и Е2 –освещенность создаваемая соответственно первой и второй звездами;
m1 и m2 -звездные величины звезд.
Причем более яркой звезде соответствует меньшее значение звездной величины.
Телескоп может зарегистрировать слабые небесные объекты - звездная величина
которых порядка 25m . Следовательно, количество света которое приходит от них, в
2,51225 1010 , т.е. примерно в 10 млрд раз меньше, чем от звезд нулевой звездной
величины.
Кроме видимой звездной величины используется абсолютная звездная величина,
характеризующая блеск звезды на определенном расстоянии равном 10 ПС (Парсеков,
парсек- расстояние с которого средний радиус земной орбиты (Rср = 149 600 000 000 м = 1
а. е., а. е. - астрономическая единица), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом
1// (угловая секунда).
1 ПС = 206 265 а. е. = 31х1015 м
Световой год – расстояние, которое свет проходит за 1 год, распространяясь со
скоростью света равной 300 000 км/сек
1св. год = 0,3066 ПС = 63 240 а. е. = 9,5х1015 м.
Звездное небо отразило в себе разные эпохи и творчество разных народов, оно
содержит 88 созвездий, 46 из них имеют мифологическое происхождение. В 1922г.
состоялся международный астрономический съезд. Часть созвездий были удалены, а
между 88-были проведены четкие границы. Предлагалось сделать сетку с координатами
как в шахматах, но это отклонили.
сделать рисунок шкала звездных величин
Турбулентность движения в атмосфере. В земной атмосфере слои одинаковой
плотности, а следовательно и одинакового коэффициента преломления располагаются не
параллельно друг другу, они не стационарны, а граница между ними четкая отсутствует.
Такие разрывы непрерывности оптических свойств атмосферы, на которых происходит
преломление (а также дифракция) световых волн, возникает по поверхности
напоминающей волнующееся море. Результатом этого будет три эффекта:
1. Быстрое или медленное колебание изображения (с частотой от 1 до 1000 Гц) в
поле зрения телескопа.
2. Изменение цвета и блеска звезд, то что невооруженный глаз воспринимает как
мерцание (частота до 2000 Гц).
3. Конечные размеры диска звезды, меняющиеся во времени и превосходящие
(нередко) размеры дифракционного диска звезды.
Эффекты 1и 2 возникают на высоте 6-8 км и более. Эффект 3 возникает в более близких
слоях к инструменту или оптическому прибору. (Полет самолета гражданского - 12 км,
военного – 20 км, космического корабля – 200 км и более. Космической высотой является
высота до 800 км)
23
1, 2 – облака различных типов, 3, 4 – полярные сияния
Рисунок- Схема строения земной атмосферы
Атмосферу Земли условно делят на четыре слоя: тропосферу, стратосферу,
ионосферу и экзосферу Тропосфера характеризуется постепенным убыванием
температуры с высотой. В ней содержится около 80 % массы всей атмосферы, почти вся
вода и пыль, взвешенные в атмосфере. Граница между тропосферой и стратосферой
называется тропопаузой. Стратосфера распространяется от высоты 12–15 км до 50–60
км, где находится стратопауза, выше которой располагаются мезосфера и ионосфера.
24
Лекция №4 - Дифракционное изображение
Основные термины и определения: теневой метод Фуко для контроля
качества оптических поверхностей, разрешающая способность оптического
телескопа, конические сечения, поверхности вращения.
25
26
27
28
29
30
Лекция №5 – Идеальный объектив и тонкая структура
изображения
Основные термины и определения: физические причины световых
потерь, поглощение, отражение, коэффициент светопропускания
системы.
НЕДОСТАТКИ НАЗЕМНЫХ ОПТИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ
Как бы качественно не был изготовлен телескоп, все равно существуют определенные
факторы, которые мешают получению идеального изображения.
Все эти факторы, или ошибки, как принято говорить в наблюдательной астрономии,
можно подразделить на три основных вида:
1. Ошибки инструмента.
2. Ошибки наблюдателя.
3. Внешние ошибки.
К ошибкам инструмента прежде всего относятся ошибки изготовления отдельных его
частей и ошибки его установки. Наибольшие трудности связаны с изготовлением оптики
телескопа. Если говорить о телескопах-рефракторах, то возникает еще одна трудность –
ограничение в размерах объектива. Дело в том, что объектив в рефракторе крепится за
тонкие края, поэтому линза большого диаметра (и соответственно, массы) сильно
деформируется, что очень сильно влияет на качество получаемого изображения.
К тому же линзовым телескопам присуща хроматическая аберрация. Она возникает
из-за того, что коэффициент преломления среды зависит от длины волны света. Синие
лучи отклоняются линзой сильнее красных, и поэтому положения фокусов для лучей
разных длин волн не совпадают (рис. 4.12). В результате изображение звезды выглядит
как набор радужных колец.
Рис. 4.12. Хроматическая аберрация
Аберрация – это искажение изображения, вызванное недостатками оптической
системы. Аберрации оптических систем бывают физические и геометрические.
Физическая аберрация – хроматическая. Геометрические аберрации – сферическая, кома,
астигматизм, кривизна поля и дисторсия.
31
Зеркала телескопов-рефлекторов также деформируются под собственной тяжестью,
поэтому их устанавливают на специальных подложках, управляемых компьютером, так,
что форма зеркала может корректироваться в зависимости от искажения изображения.
Ошибки наблюдателя на данном этапе развития астрономии практически полностью
исключены введением в процесс наблюдений компьютерной техники, которая не только
управляет процессом наблюдений, но и автоматически обрабатывает результаты
наблюдений.
К внешним ошибкам относятся ошибки, которые определяются внешними факторами,
не зависящими от наблюдателя. Такими факторами могут быть погодные или
климатические условия в пункте наблюдений или астроклимат, а также влияние
атмосферы.
Дело в том, что атмосфера преломляет лучи света, приходящего к наблюдателю от
небесных объектов. Явление преломления лучей света в земной атмосфере носит название
атмосферной рефракции. Атмосферная рефракция зависит от высоты светила над
горизонтом, или, иначе, – его зенитного расстояния (рис. 4.13). В зените рефракция равна
нулю, а у горизонта она максимальна и равна приблизительно 35 минут дуги. Таким
образом, рефракция как бы приподнимает изображение объекта над горизонтом.
Благодаря рефракции увеличивается и продолжительность светлого времени суток – когда
мы наблюдаем восход Солнца, оно на самом деле еще находится под горизонтом, а когда
мы наблюдаем его закат, Солнце уже скрылось под горизонтом.
Рис. 4.13. Атмосферная рефракция
Кроме рефракции наблюдениям мешает и атмосферная турбуленция, поэтому
современные обсерватории строят высоко в горах, где ее влияние минимально.
32
33
34
Лекция №6 – Различные типы объективов оптических телескопов
Основные термины и определения: линзовые объективы, зеркальные
объективы оптических телескопов, частные случаи зеркальных
систем, система с зеркалом Манжена, менисковая система
Максутова, зеркальная система “Кассегрен”.
35
36
37
38
39
40
Лекция №7- Основные характеристики телескопов
Основные термины и определения: разрешающая сила телескопа,
эффективность телескопа, относительное отверстие, видимое увеличение
оптического телескопа.
Основные сведения афокальной системы.
Ни одно животное не станет смотреть вверх.
Только это нелепое создание – человек –
тратит время попусту, глазея на небо.
Герберт Уэллс
Фактически современная астрономия подразделяется на 3 раздела:
1) позиционная астрономия, или астрометрия, – раздел астрономии, позволяющий
установить некую фундаментальную систему координат, при помощи которой можно
было бы изучать геометрические и кинематические характеристики Вселенной;
2) небесная механика – раздел астрономии, изучающий законы движения небесных тел
и эволюции их орбит во времени;
3) астрофизика – раздел астрономии, включающий радиоастрономию, оптическую
астрономию, рентгеновскую астрономию, нейтринную астрономию, гамма-астрономию и
т. д. в зависимости от того, в какой части электромагнитного спектра ученые
осуществляют наблюдения небесных объектов.
Следовательно, различают следующие телескопы:
-оптические телескопы;
-инфрокрасные ИК - телескопы;
-ультрофиолетовые УФ - телескопы;
-субмиллиметровые;
- радиотелескопы;
-рентгеновские;
-телескопы для гамма - астрономии.
Информация, которую несет нам видимый оптический диапазон волн, далеко не
полная. Если рассмотреть весь спектр электромагнитного излучения получается, что
большее количество информации остается за пределами оптического диапазона.
Рис. Шкала электромагнитного излучения
41
К примеру, длины электромагнитных волн радиодиапазона заключены в пределах от 10
км до 1 мм. В радиодиапазоне через атмосферу Земли проникают радиоволны с длиной
волны от 1 до 4 мм и от 8 до 20 м.
Телескопы делят в зависимости от места наблюдения на наземные и космические.
Важнейшими характеристиками любого телескопа являются его относительное
отверстие, проницающая сила, разрешающая способность и увеличение.
Относительным отверстием телескопа называется величина A, равная отношению
диаметра объектива к его фокусному расстоянию:
.
Относительное отверстие определяет способность телескопа собирать свет от объекта:
чем больше относительное отверстие (т.е. чем больше диаметр объектива по отношению к
его фокусному расстоянию), тем больше света соберет объектив и, соответственно, тем
более слабые объекты можно наблюдать в такой телескоп. Светосильные телескопы
используются для наблюдений протяженных объектов (туманностей, галактик, комет,
поверхностей планет); примером такого телескопа может служить телескоп системы
Шмидта. Его относительное отверстие часто делают равным 1:2–1:4. Для телескоповрефракторов относительное отверстие обычно равно 1:13–1:15, для рефлекторов – 1:5–
1:10. Таким образом, телескопы-рефлекторы имеют преимущества перед рефракторами в
относительном отверстии (или светосиле – квадрате относительного отверстия).
Следующая немаловажная характеристика телескопа – его проницающая сила, т.е.
предельная звездная величина звезд, которых можно увидеть в телескоп в ясную
безлунную ночь. Ее можно вычислить по формуле:
m = 2,1 + 5 lg Dмм,
где Dмм – диаметр объектива в миллиметрах. Эта формула приблизительна и не учитывает
влияния увеличения на предельную звездную величину.
42
Разрешающая способность телескопа определяет то минимальное угловое расстояние
между двумя какими-либо наблюдаемыми объектами (звездами или деталями
поверхности планеты), на котором эти два объекта еще будут видны раздельно.
Разрешающая способность есть величина, обратная предельному углу разрешения
телескопа, который для визуальных наблюдений определяется по формуле Дауэса:
r″ = 166″/Dмм,
где Dмм – диаметр объектива в миллиметрах.
⁄
⁄ .
Или по известным нам формулам:
;
Поговорим о них чуть позже.
Видимое увеличение телескопа определяется отношением фокусного расстояния
объектива
к фокусному расстоянию окуляра
, измеряется в кратах и определяется
по формуле:
,
Из формулы видно, что при заданном фокусном расстоянии объектива
очень
больших увеличений можно достичь путем уменьшения фокусного расстояния окуляра
. Однако волновая природа света (дифракция) ограничивает наибольшее увеличение,
которое можно получить при заданном фокусном расстоянии объектива. К тому же
атмосфера Земли накладывает ограничения на эту величину вследствие своего дрожания.
Эффективная площадь , для оптического телескопа это площадь объектива, в мм.
Поле зрения телескопа - угловой размер участка неба, в пределах которого могут
одновременно регистрироваться небесные объекты,
, в градусах.
Современные телескопы изготавливаются так, чтобы можно было извлечь максимум
информации из наблюдений – соответствующим образом подбираются все
вышеназванные параметры телескопа. Дрожание атмосферы и другие факторы,
ухудшающие качество изображения, даваемого телескопом, компенсируются
использованием в телескопе так называемой адаптивной оптики. К тому же современные
телескопы полностью управляются компьютером, который позволяет также вносить
поправки в получаемое изображение.
По типу оптики телескопы подразделяют:
-рефракторы (телескопы с линзовой оптикой) или диоптрические;
-рефлекторы (с зеркальной оптикой) или катоптрические системы;
-зеркально-линзовые системы или катодиоптрические.
Для любого телескопа, работающего совместно с глазом, существует оптимальное
видимое увеличение, его называют равнозрачковым и определяют по формуле:
, и
,
где, D-диаметр объектива или главного зеркала, в мм.
сделать рисунок по равнозрачковому увеличению
Зеркальные телескопы имеют ряд недостатков:
43
1. С ростом диаметра зеркала быстро растет длина их трубы, отчего они становятся
трудно транспортабельными.
2. Искажения, вносимые диагональным зеркалом и крепящими его растяжками, портят
изображение и ухудшают разрешающую способность телескопа, а так же экранируют часть
светового потока.
3. Поле зрения сильно ограничивается длиной трубы.
4. В открытую часть трубы попадает пыль, а так же возникают потоки воздуха,
затрудняющие наблюдения при больших увеличениях.
5. При чистке зеркала необходимо его снимать, нарушая тем самым его юстировку, и
телескоп приходится периодически юстировать.
Линзовые телескопы (рефракторы) более дорогие, однако имеют ряд преимуществ перед
зеркальными. Они представляют собой закрытую трубу с линзой-объективом на входе, в
которую не попадает пыль и посторонние частицы, не возникают потоки воздуха, отсутствует
центральное экранирование, что значительно повышает разрешающую способность, имеют
малое рассеивание света. Рефракторы не нуждаются в постоянной юстировке, однако они так
же имеют значительную длину.
Лекция №8- Зеркальная система Ньютона
Основные термины и определения: расчет зеркальной системы
Ньютона, габаритный расчет оптической системы, выбор
конструктивных параметров оптических компонентов, расчет
диагонального зеркала.
44
Лекция №9- Смена увеличения в телескопе
Основные термины и определения: линза Барлоу, ее назначение и
положение в оптической системе. Расчет видоискателя. Юстировка
телескопа, подготовка к работе.
45
Лекция №10 - Механические узлы оптических телескопов
Основные термины и определения: монтировки, трубы, зеркала. Типы
монтировок. Конструкции главного зеркала рефлектора. Оправа объектива
и разгрузка зеркал. Самоцентрирующаяся оправа Сухарева.
46
47
48
49
50
51
52
53
)
54
55
Облегченные крупногабаритные зеркала
56
Принцип определенного распределения сил
57
58
59
60
61
62
63
Лекция №11- Центральное экранирование
Основные термины и определения: минимальное и максимальное
допустимые значения центрального экранирования для оптических
телескопов. Влияние растяжек вторичного, диагонального зеркала на вид
дифракционного изображения.
Дифракционное изображение точки в зависимости от числа растяжек
а – без растяжек
растяжками
б – с одной растяжкой
г – с тремя растяжками
е – с пятью растяжками
в – с двумя
д – с четырьмя растяжками
ж – с шестью растяжками
64
65
66
Лекция №12- Оптическая схема кудэ
Основные термины и определения: назначение системы с фокусом кудэ,
организация такой системы.
67
68
Лекция №13 – Астрономические приборы
Основные термины и определения: космические телескопы, особенности
солнца, приборы для наблюдения солнца. Спектральные приборы в
астрономии.
ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О СОЛНЦЕ
Издавна у разных народов мира Солнце было объектом поклонения. Его считали
самым могущественным божеством. В честь Солнца воздвигались храмы, ему слагали
гимны. Далеко в прошлом осталось религиозное поклонение дневному светилу. Сейчас
ученые исследуют природу Солнца, изучают его влияние на Землю, работают над
проблемой использования солнечной энергии.
Солнце – это ближайшая к нашей планете звезда. Изучая Солнце, мы узнаем о
процессах, которые могут происходить в недрах других звезд. И хотя среди звезд Солнце
занимает весьма скромное место – это желтый карлик класса G2 V, – для Земли и всей
Солнечной системы оно играет колоссальную роль. Солнце является практически
неиссякаемым источником света и тепла, а также первоначальным источником и других
видов энергии – углеводородного топлива, воды, ветра и т.д.
Пристальное изучение Солнца началось после того, как в 1609 г. Галилей открыл на
нем пятна и установил, что Солнце вращается (рис. 6.1). Но только в 1844 г. немецкий
любитель астрономии Г. Швабе обнаружил, что пятнообразовательная деятельность
Солнца обладает периодичностью.
69
По наблюдениям движений солнечных пятен и спектральным наблюдениям других
деталей поверхности Солнца установлено, что оно вращается вокруг своей оси не как
твердое тело. Различные участки его поверхности движутся с различной скоростью.
Наиболее быстрое вращение у экваториальной зоны: точки солнечного экватора
совершают полный оборот за 25 суток. Скорость движения точки экватора Солнца равна 2
км/с. На широте Солнца 15° время полного оборота составляет 25,5 дней, на широте 30° –
26,53 дня, на широте 60° – 31 день, а вблизи полюса – около 33 дней.
Раскаленный вращающийся газовый шар Солнца огромен: его масса составляет 99,87
% массы всей Солнечной системы. Диаметр Солнца равен 1392000 км, это почти в 109 раз
больше диаметра Земли, а его масса составляет примерно 2·1030 кг или 333000 масс
Земли!
В XIX в. ученые стали изучать солнечный спектр. В 1814 г. немецкий физик Йозеф
Фраунгофер впервые наблюдал и зарисовал темные линии на фоне непрерывного спектра
Солнца. Эти линии образуются в результате поглощения квантов света в более холодных
слоях солнечной атмосферы. Отождествление линий в спектре Солнца с линиями в
спектрах химических элементов, наблюдавшихся в лабораторных условиях на Земле,
позволило определить химический состав Солнца. На Солнце обнаружено более 70
химических элементов, из которых самые распространенные – водород (почти 70 % всей
массы Солнца) и гелий (около 28 %).
Солнце излучает огромное количество энергии. Если определить то количество
энергии, которое получает единица поверхности (перпендикулярной к падающим лучам)
на среднем расстоянии Земли от Солнца вне земной атмосферы в единицу времени,
можно рассчитать общее количество энергии, испускаемой Солнцем, и его температуру.
Величина, определяемая полной энергией, которая падает за 1 секунду на площадку в 1
м2, расположенную вне земной атмосферы перпендикулярно солнечным лучам,
называется солнечной постоянной. В среднем величина солнечной постоянной равна 1369
Вт/м2. Если умножить солнечную постоянную на площадь сферы, радиус которой равен
среднему расстоянию от Земли до Солнца, получится полная энергия, излучаемая
Солнцем в единицу времени. Она называется светимостью Солнца
Вт.
и равна 3,85·1026
Кроме электромагнитного излучения (в том числе и рентгеновского) Солнце испускает
потоки заряженных частиц вещества (корпускулярное излучение, иначе «солнечный
ветер»), например, поток ядер атомов водорода, которые, двигаясь со скоростями до 3000
км/с, взаимодействуют с земной ионосферой и вызывают полярные сияния, возмущения
магнитного поля Земли («магнитные бури») и нарушения коротковолновой радиосвязи.
70
Это излучение меняется со временем и неодинаково в разных частях поверхности Солнца.
71
Схема полного Солнечного затмения
72
73
74
75
Солнечная корона в годы максимума (а) и минимума (б).
76
77
Лекция №14 – Телескопы для обсерваторий
Основные термины и определения: особенности конструкции,
облегченные зеркала. Эффективная площадь главного объектива.
78
К примеру, длины электромагнитных волн радиодиапазона заключены в
пределах от 10 км до 1 мм. В радиодиапазоне через атмосферу Земли проникают
радиоволны с длиной волны от 1 до 4 мм и от 8 до 20 м. В 30–40-х гг. XX в. при
изучении атмосферных радиопомех было обнаружено радиоизлучение Млечного
Пути и Солнца. С тех пор началось широкое исследование радиоизлучения
небесных тел. Оно ведется при помощи радиотелескопов – радиоприемников
исключительно высокой чувствительности. В пределах Солнечной системы было
обнаружено радиоизлучение не только Солнца, но и Луны и всех больших планет.
79
На Гавайских островах в конце 90-х гг. XX в. на высоте 4150 м над уровнем
моря были запущены в эксплуатацию 2 телескопа: «Кек-1» и «Кек-2».
На 10-метровом зеркале телескопа «Кек-1» при помощи сегментирования
получено разрешение 0,02".
80
Телескоп VLT (Very Large Telescope), который находится на севере Чили на
вершине горы Паранал в пустыне Атакама на высоте 2635 м над уровнем моря,
состоит из четырех идентичных телескопов, размеры каждого из которых 8,2 м.
Все четыре телескопа могут работать в режиме интерферометра со
сверхдлинной базой и получать изображения, как на телескопе с 200-метровым
зеркалом.
Рис. Телескопы VLT Европейской южной обсерватории
81
Телескоп БТА, Россия-телескоп большой
азимутальный. В 1975 г. был введен в строй советский телескоп БТА с диаметром зеркала
6 м. Он установлен неподалеку от станицы Зеленчукская на Северном Кавказе на высоте
2070 м над уровнем моря. Вплоть до 90-х гг. XX в. это был крупнейший телескоп в мире
82
Башенный телескоп, астрономический инструмент с вертикально (вертикальный
телескоп) или наклонно направленной неподвижной оптической осью; применяется
главным образом для исследования Солнца. В Б. т. (рис.) Крымской астрофизической
обсерватории АН СССР лучи небесного светила целостатом 1 и вспомогательным
зеркалом 2 направляются на главное зеркало 3, а затем системой зеркал — на щель 4
двулучевого спектрогелиографа или на щель 5 спектрографа. С помощью Б. т. проводятся
спектральные и магнитные исследования фотосферы, хромосферы, пятен, факелов,
флоккулов, хромосферных вспышек и других явлений на Солнце. Первый Б. т. был
построен в 1908 на Маунт-Вилсоновской обсерватории (США); крупнейший Б. т. (на той
же обсерватории) даѐт изображение Солнца диаметром 43 см; высота башни 45 м.
83
Лекция №15 - Новые тенденции в телескопостроении.
Основные термины и определения. Изучение новых тенденций и
направлений в телескопостроении. Адаптивная оптика. Телескопы будущего
НАБЛЮДЕНИЯ ИЗ КОСМОСА
Особое значение в наш космический век придается орбитальным обсерваториям.
Наиболее известная из них – космический телескоп им. Хаббла, запущенный в апреле
1990 г. Диаметр его объектива 2,4 м. Телескоп регистрирует объекты вплоть до 30-й
звездной величины, а его угловое разрешение лучше 0,1″. С помощью телескопа удалось
получить снимки не только далеких объектов Солнечной системы, но и предельно слабых
галактик. Исследования с орбиты проводятся не только в оптическом, но и во всех других
диапазонах электромагнитного излучения.
Огромный вклад в развитие знаний о Солнечной системе внесли автоматические
межпланетные станции. В 1959 г. впервые были получены снимки обратной стороны
Луны, в 1965 г. американский «Маринер-4» сфотографировал поверхность Марса, а в 1966
г. автоматическая межпланетная станция «Венера-3» впервые достигла другой планеты,
войдя в атмосферу Венеры. В 1974–75 гг. американская станция «Маринер-10» облетела
Меркурий, в июле 1976 г. «Викинг-1» совершил посадку на Марс. Примерно тогда же
советские АМС «Венера» достигли поверхности второй планеты.
В 1977 г. стартовал проект «Большой тур», в ходе которого были запущены два
космических аппарата «Вояджер-1» и «Вояджер-2». Проект «Вояджер», по
продолжительности и продуктивности, – один из самых выдающихся экспериментов,
выполненных в космосе в последней четверти XX в. Исследовав систему Юпитера и
Сатурна, в 1980 г., после сближения «Вояджера-1» с Сатурном, он резко изменил свою
траекторию и стал покидать пределы Солнечной системы.
Четыре планеты-гиганта, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун, прошли перед объективами
телевизионных камер и другой научной аппаратуры «Вояджера-2». Четыре раза поток
научных данных возрастал до пределов, которые аппарат еще способен был передать на
Землю. «Вояджер-2» достиг в 1989 г. системы Нептуна, провел там последние
исследования и теперь тоже уходит из Солнечной системы, неся послания нашим
галактическим братьям по разуму.
В 90-х гг. продолжились исследования других планет. В 1990 г. «Магеллан» составил
карту поверхности Венеры, в 1995 г. атмосферный зонд межпланетной станции «Галилео»
достиг Юпитера, в 2004 г. достигла Сатурна запущенная в середине девяностых годов
АМС «Кассини», а в январе 2005 г. спускаемый аппарат «Гюйгенс» сел на поверхность
спутника Сатурна Титана и сделал тысячи снимков его поверхности. В 1997 г. на Марс
был доставлен самоходный аппарат «Пасфайндер», передавший на Землю большое
количество видеоинформации и, впервые в истории науки, звуки другого мира. В 2001 г.
космический аппарат NEAR совершил посадку на астероид Эрос.
84
Адаптивная оптика
Задача адаптивной оптики состоит в нейтрализации в реальном времени искажений,
вносимых атмосферой в изображение космического объекта. Обычно адаптивная система
работает совместно с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и
оптические элементы телескопа в «идеальном» состоянии. Действуя совместно, системы
активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому,
85
определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном – аберрацией
света на объективе телескопа).
86
87
Оптические телескопы
УЧЕБНО-МЕТОДИЧЕСКИЕ МАТЕРИАЛЫ ПО ДИСЦИПЛИНЕ
Перечень основной и дополнительной литературы
1. Максутов Д.Д. Астрономическая оптика. Ленинград „ Наука ―, 1979 –
395стр.
2. Навашин М.С. Телескоп астронома-любителя - М.‫ ׃‬Наука, главная
редакция физико-математической литературы, 1979г – 440стр.
3. Сикорук Л.Л. Телескопы для любителей астрономии. – М.‫ ׃‬Наука. Главная
редакция физико-математической литературы, 1982г. – 240стр.
4. Сикорук Л.Л. Телескопы для любителей астрономии. – 2-е издание,
перераб. и доп. – М.‫ ׃‬Наука. Главная редакция физико-математической
лит-ры, 1989г. – 368 стр.
5. Михельсон Н.Н. Оптические телескопы. Теория и конструкция. Главная
редакция физико-математической лит-ры издательства „ Наука‖, 1976г. –
512 стр.
6. Мельников О.А., Слюсарев Г.Г. , Марков А.В., Купревич Н.Ф.
Современный телескоп. – М. „ Наука‖ – 1968г. – 320 стр.
7. В.А.Панов, М.Я. Кругер, В.П. Кулагин и др. Справочник конструктора
оптико-механических приборов. Л.‫ ׃‬Машиностроение, Ленинградское
отделение, 1980г. – 742 стр., иллюстрации.
8. Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. Главная редакция
физико-математической лит-ры., Москва 1960г. – 508 стр.
9. Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. М.‫׃‬Наука, 1971 г.
10.Максутов Д.Д. Астрономическая оптика. М.‫ ׃‬- Л. отд. – 1946г. – 368 стр.
11.Телескопы / под редакцией Дж. Койпера и Б. Мирдлерст…- М.‫ ׃‬изд-во
иностр. лит-ры 1963 – 316 стр.
12.(есть фото импорт. телескопов, 7 сводных табл., технические
характеристики телескопов.)
13.Максутов Д.Д. Изготовление и исследования астрономической оптики,
М.‫ ׃‬Наука – 1984 г.
14.Щеглов П.В. Современные телескопы сегодня и завтра. М.‫ ׃‬Знание – 1980
г.
15.Зигель Ф.Ю. Астрономы наблюдают. М.‫ ׃‬Наука ,1985 г.
16.Попов Г.М. Современная астрономическая оптика. М.‫ ׃‬Наука, 1988 г.
17.Энциклопедический словарь юного астронома. М.‫ ׃‬педагогика, 1986 г.
18.Дж. Бербидж, А. Хьюнт Современные телескопы М.‫ ׃‬Мир, 1984 г.
19.Г.Уокер Астрономические наблюдения. Пер. с англ. – М.‫ ׃‬Мир, 1981г. –
432 стр., иллюстрации.
20.Оптические телескопы будущего под редакцией Ф. Пачини, В. Рихтера и
Р. Вильсона. Пер. с англ. – М.‫ ׃‬Мир, 1981 г. –432 стр., иллюстрации.
88
21.Попов Г.М. Асферические поверхности в астрономической оптике. – М.‫׃‬
Наука. Главная редакция физико-математической лит-ры,1980 г. – 160 стр.
22.Попов Г.М. Современная астрономическая оптика. – М.‫ ׃‬Наука. Главная
редакция физико-математической лит-ры,1988 г. – 192 стр.
23.Д.А.Наумов Изготовление оптики для любительских телескоповрефлекторов и ее контроль - М.‫ ׃‬Наука. Главная редакция физикоматематической лит-ры, 1988 г. 160 стр.
24.Оптические и инфракрасные телескопы 90х годов‫ ׃‬Пер. с англ. /Ф.
Джиллет, А. Лабейри, Дж. Нельсон и др.; под редакцией А. Хьюит. – М.‫׃‬
Мир, 1983 г. – 296 стр., иллюстрации.
25.Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия. – 2-е изд., исправленное /
главный редактор М.Д. Аксенова. – М.‫ ׃‬Аванта+, 2000г. – 688 стр.,
иллюстрации.
26.Проектирование оптико-электронных приборов: учебное пособие студ. Ву
зов/Парвулюсов, Солдатов, Якушенков Ю.Г. под. ред. Якушенкова Ю.Г., М.: Машиностроение, 1990г. 432 с.
27.Плотников В.С. и др. Расчет и конструирование оптико-механических
приборов: учебник для техникумов / в.С. Плотников, Ф.И. Варфоломеев,
В.Е. Пустовалов – 2-е издание, перераб. И дополненное – М.:
Машиностроение, 1983г. 256 стр.
28.Элементы приборных устройств: Курсовое проектирование. Учебное
пособие для вузов в 2-х частях. Ч.1 Расчеты / Н.П. Нестеров, А.П.
Коваленко, О.Ф. Тищенко и др.; под ред. О.Ф. Тищенко – М.: Высшая
школа, 1978г. 328 стр.
29.Якушенков Ю.Г. Теория и расчет оптико-электронных приборов. Учебник
для студентов приборостроительных специальностей вузов. – 3-е изд.
Переработанное и дополненное. – М.: Машиностроение, 1989г. 360 стр.
30.Справочник конструктора оптико-механических приборов/ под общей ред.
Панова В.а. 3-е издание Л.: Машиностроение, 1980г. 742 стр.
Перечень методических пособий и указаний
1. Ефремов В.С., Ушаков О.К. Оптические схемы чертежи оптических
сборочных единиц и деталей: Методические указания, Новосибирск:
НИИГАиК, 1990г. 36 стр.
2. Альбом- каталог склеенных двух линзовых объективов
телескопических систем. НИИГАиК.
3. Шульженко П.Ф. Окуляры телескопических систем. Методические
указания, Новосибирск: НИИГАиК, 1989, 51стр.
4. Верхотуров О.П. Введение в вычислительную оптику: Учебное
пособие.-Новосибирск.1998.-273с.:ил.
5. Интегрированная программа «OPTIC»Версия 3.1. Москва 1992,
пояснительный файл-инструкция: Manual.opt.
89
6. Интегрированная программа «NEOS», разработанная к.т.н.,доцентом
кафедры оптических приборов Сивцовым Г.П.
90