Телеско́п (від грец. τῆλε — «далеко» + σκοπεῖν — «бачити, дивитися»), заст. далекогля́д, далековид — прилад для спостереження віддалених об'єктів, був вперше сконструйований у 1608 році трьома винахідниками — Гансом Ліпперсгеєм, Захарієм Янсеном та Джейкобом Метьюсом. Значно вдосконалений Галілео Галілеєм у 1609 році. Термін «телескоп» також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень електромагнітних хвиль невидимих для людського ока (інфрачервоні, ультрафіолетові, рентгенівські, гамма- і радіотелескопи), а також для реєстрації відмінного від електромагнітного випромінювання (нейтринні та гравітаційні телескопи).
Історія
Найраніші відомі робочі телескопи з'явилися 1608 року, їх створення приписують Гансу Ліпперсгею. Серед багатьох інших, які стверджували, що винайшли телескоп, були Захарія Янссен — голландський окулярний майстер з Мідделбургу, і Яків Метьюз з Алкмару. Конструкція цих ранніх заломлюючих телескопів складалася з опуклої лінзи об'єктива і увігнутого окуляра. Галілей використовував цю конструкцію в наступному році. У 1611 році Іоганн Кеплер описав, як можна було б зробити телескоп з опуклою лінзою об'єктива і опуклою лінзою окуляра і у 1655 році астрономи, такі як Християн Гюйгенс будували потужні, але неповороткі телескопи Кеплера зі з'єднаними окулярами. Ганс Ліпперсгей першим подав заявку на патент винаходу телескопа.
Ісааку Ньютону приписують будівництво першого «практичного» рефлектора в 1668 році з конструкцією, яка складалася з невеликого плоского діагонального дзеркала для відбиття світла в окуляр, встановлене на стороні телескопа. Лоран Кассегрен у 1672 році описав конструкцію рефлектора з невеликим опуклим вторинним дзеркалом для відбиття світла через центральний отвір в головному дзеркалі. Ахроматичні лінзи, які значно знижували колірні аберації в об'єктиві і дозволили зробити телескоп більш коротким і більш функціональним. Такий телескоп з'явився в 1733 році, його зробив Честер Мур Голл, але він не оприлюднив його. Джон Доллонд дізнався про винахід Голла і почав виготовляти телескопи і використовувати їх у комерційних цілях з 1758 року.
Важливими подіями в історії рефлекторних телескопів було створення Джоном Гедлі великих параболоїдальних дзеркал в 1721 році, процес сріблення дзеркал, введений Леоном Фуко в 1857 році. І прийняття довгострокового алюмінізованого покриття на рефлектор дзеркала в 1932 році..
Майже всі великі оптичні дослідні телескопи, що використовуються сьогодні — рефлекторні. Епоха радіотелескопів (поряд з радіоастрономією) народилася з випадкового відкриття Карлом Янським космічного радіовипромінювання у 1931 році. У 20 столітті було розроблено багато видів телескопів, в широкому діапазоні довжин хвиль від радіо до гамма-променів.
Типи телескопів
Дзеркальні телескопи (рефлектори)
Лінза рефлектора являє собою сферичне, параболічне або навіть гіперболічне первинне порожнисте дзеркало, поверхня якого визначає світлосилу телескопа. Зображення предмета відбивається так званим вторинним дзеркалом, а потім спостерігається через окуляр.
Основні переваги рефлекторів - відсутність дефектів кольору, простіше виготовлення великих дзеркал і зручніше розташування труби. Це пояснюється тим, що світло відбивається в них дзеркалами, тому труба теоретично має лише половину довжини, а важке дзеркало розміщене з боку спостерігача, а не на зовнішньому кінці труби, як лінза рефрактора.
Основне дзеркало має правильно мати параболічну поверхню, але з невеликою площею та великою фокусною відстанню сферична поверхня є достатнім наближенням, якщо ми не дотримуємося найвищої якості зображення. Сферична поверхня має перевагу з точки зору нижчих вимог до створення і, отже, нижчих виробничих витрат на практиці.
Телескоп Кассегрена
У телескопі Кассегрена промені, відбиті порожнистим первинним параболічним дзеркалом, фокусуються в мале опукле гіперболічне дзеркало, яке відбиває їх в окуляр, розташований на осі телескопа; тому основне дзеркало повинно мати отвір посередині.
Його спроектував скульптор Гійом Кассегрен ( 1672 ). Низка інших модифікацій базується на оригінальному дизайні - дивіться нижче. Наприклад, тип Річі-Кретьєна структурно подібний до Кассегрена, але використовує більш плоске гіперболічне дзеркало як первинну поверхню та гіперболічне з великим вигином як вторинне дзеркало. Крім того, у фокусі повинен бути присутнім коригувальний елемент. Однак цей тип телескопа усуває дефект параболічних відбивачів, який називається комою . Тип Річі-Кретьєна сьогодні використовується більшістю великих телескопів, включаючи космічний телескоп Хаббл.
Телескоп Ньютона
На відміну від конструкції Касгрейна , ньютонівський телескоп використовує плоске вторинне дзеркало, яке відбиває промені в окуляр збоку від приладу.
Телескоп складається з труби, в якій розміщено головне та вторинне дзеркала . Первинне дзеркало має параболічну форму і розміщене в нижній частині труби. Він приймає вхідне світло і відбиває його в свою точку фокусування, де розміщено невелике вторинне дзеркало, яке відбиває промені поза трубою в окуляр . Оптична система з двох дзеркал і окулярів призводить до того, що отримане зображення перевертається вбік і полярно. Тому він підходить для астрономічних спостережень, де інверсія зображення не має значення. Для наземного використання окуляр можна доповнити призмами, які регулюють зображення в правильному положенні.
Лінзові телескопи (рефрактори)
Лінза-рефрактор — це лінза або система лінз, яка дозволяє виправити дефект кольору ( ахромат, апохромат ). Оптичний «розмір» (апертура) об'єктива визначає світлосилу телескопа, фокусну відстань максимально можливого збільшення. Співвідношення стосується кутового збільшення рефрактора.
Телескоп Кеплер
Прикладом конструкції рефрактора може бути так званий зоряний ( Кеплер ) телескоп . Цей телескоп складається з двох комплектів сполучних лінз, які мають спільну оптичну вісь . Об'єктив цього телескопа має велику фокусну відстань , фокусна відстань окуляра невеликий. Фокус зображення об'єктива зливається з фокусом об'єкта окуляра.
Зображення дуже віддаленого об'єкта, сформоване об'єктивом, знаходиться у фокусі окуляра і є реальним, зменшеним і перевернутим зображенням . Це зображення потім спостерігають через окуляр як збільшувальне скло . Однак зображення залишається перевернутим навіть після збільшення окуляром, що є недоліком цього типу телескопа, але не принциповим для астрономічних спостережень.
Для інших цілей, де перевернуте зображення було б недоліком, використовується модифікація цього телескопа, яка називається тригранником . У тріаді зображення повертається назад за допомогою набору з чотирьох плоских дзеркал, які зазвичай утворюють стінки двох скляних призм.
Телескоп Галілея
Дещо інший принцип використовується в т. зв Телескоп Галілея (Голландія) . Цей телескоп складається із сполучної лінзи, яка має велику фокусну відстань і окуляр , що розходиться, з малою фокусною відстанню . Фокус зображення об’єктива в цьому типі телескопа зливається з фокусом зображення окуляра. Цей тип телескопа використовується, наприклад, як театральний вічко, який забезпечує приблизно чотирикратне збільшення.
Комбіновані типи (дзеркало/лінзи)
Телескоп Шмідта-Кассегрена
Має передню коригувальну пластину (меніск) дуже складної форми в площині вторинного дзеркала (по суті тороїдальний дифузор, кругла центральна частина плоска для розміщення вторинного дзеркала), яка виправляє різні дефекти. телескопа. Пластина оптично розташована навпроти головного дзеркала – тому промені спочатку проходять через неї, а лише потім потрапляють на головне дзеркало. Завдяки складній формі меніск тонший за систему Максутова-Кассегрена
Система Максутова-Кассегрена
Історично спадкоємець телескопа Шмідта-Кассегрена. Для спрощення, оптичні поверхні коригуючої пластини (меніска перед основним дзеркалом) мають сферичну форму, тому їх відносно легко виготовити. Головне дзеркало також сферичне. В результаті виходить відносно дешева продукція. Однак небажаним наслідком є те, що термін корекції є великим. Максутова-Кассегрена можна використовувати для фотографування великих частин неба і дуже популярно серед астрономів-аматорів через свою простоту. Він також добре використовується для наземного спостереження. Система обмежена саме масивністю меніска, тому телескопи, як правило, мають відносно менші діаметри і, отже, мають меншу світність.
Телескоп Шмідта-Ньютона
Має в площині вторинного дзеркала фронтальну коригуючу пластину (меніск) дуже складної форми, таку ж, як і Шмідта-Кассегрена, функція якої та ж – обмежує склоподібність поля і коми. Вторинне дзеркало також знаходиться в одній структурній одиниці з цим меніском, але відхиляє промінь з труби перпендикулярно осі об’єкта, як класичний ньютонівський телескоп. Однак, як і ця система, звичайно, вона не має отвору в головному дзеркалі, що спрощує її реалізацію. З іншого боку, це робить головну трубу майже вдвічі довшою за порівнянної оптичної довжини (фокусної відстані).
Телескоп Клевцова
Має коригувальний елемент, розташований перед вторинним дзеркалом. Вторинне дзеркало конструктивно становить одне ціле з коригуючим меніском. Меніск має форму кільцевої лінзи з центральним отвором, через який проходить промінь від другого дзеркала до окуляра. Промінь проходить через активну частину меніска, перш ніж вдарити по вторинному дзеркалу.
Система Річі-Кретьєна
Використовує обидва дзеркала гіперболічної форми. Це виправляє значну частину дефектів і видаляє вставлений меніск. Однак система вимоглива до виготовлення. Найвідомішим з таких налаштованих є HST — космічний телескоп Хаббла (він також мав проблеми з виробництвом, коли основне дзеркало було неточно відшліфовано, що унеможливлювало більшість вимірювань, особливо спочатку). Майбутні найбільші наземні оптичні прилади також використовуватимуть цю систему.
Система Куде
Не вид телескопа, а система коригування шляху променя після проходження через вторинне дзеркало - найчастіше говорять про фокус Куде конкретного телескопа. Великі телескопи можуть мати кілька доступних точок фокусування, залежно від того, які космічні об’єкти ми хочемо спостерігати та що ми хочемо на них виміряти ( сфотографувати їх, отримати спектр тощо). ). Розміщуючи додаткові дзеркала, система Coudé спрямовує промені до фіксованої точки фокусу на полярній осі кріплення телескопа.
Безкорпусні телескопи
Телескопи за діапазоном довжин хвиль
Гамма
Рентгенівські та гамма-телескопи з більшою енергією утримуються від повного фокусування та використовують маски з кодованою апертурою : візерунки тіні, яку створює маска, можна реконструювати для формування зображення.
Рентгенівські та гамма-телескопи зазвичай встановлюються на високолітаючих повітряних кулях або супутниках, що обертаються навколо Землі, оскільки земна атмосфера непрозора для цієї частини електромагнітного спектру. Прикладом цього типу телескопа є космічний гамма-телескоп Фермі, який був запущений у червні 2008 року
Виявлення гамма-променів дуже високої енергії з меншою довжиною хвилі та вищою частотою, ніж звичайні гамма-промені, потребує подальшої спеціалізації. Прикладом такого типу обсерваторії є наземний телескоп VERITAS .
Відкриття в 2012 році може дозволити фокусувати гамма-телескопи. При енергіях фотонів понад 700 кеВ показник заломлення знову починає зростати.
Рентгенівські
Рентгенівські промені набагато важче зібрати та сфокусувати, ніж електромагнітне випромінювання з більшою довжиною хвилі. Рентгенівські телескопи можуть використовувати рентгенівську оптику, таку як телескопи Волтера, що складаються з кільцеподібних «близьких» дзеркал із важких металів, які здатні відбивати промені лише на кілька градусів . Дзеркала зазвичай являють собою перетин повернутої параболи та гіперболи, або еліпса . У 1952 році Ганс Вольтер описав 3 способи створення телескопа, використовуючи лише цей тип дзеркала. Прикладами космічних обсерваторій, які використовують цей тип телескопа, є обсерваторія Ейнштейна, ROSAT, і рентгенівська обсерваторія Чандра . У 2012 році був запущений рентгенівський телескоп NuSTAR, у якому використовується оптика телескопа Волтера на кінці довгої щогли, що розгортається, щоб забезпечити енергію фотонів 79 кеВ.
Ультрафіолетові
Більшість ультрафіолетового світла поглинається земною атмосферою, тому спостереження на цих довжинах хвиль необхідно проводити з верхніх шарів атмосфери або з космосу.
Оптичні телескопи
Конструктивно оптичний телескоп являє собою трубу (суцільну, каркасну або фермову), встановлену на монтуванні. Оптична система телескопа складається з декількох оптичних елементів (лінз, дзеркал). Телескопи, побудовані на основі лінзової оптичної системи (діоптричної), називають рефракторами.
Телескопи із дзеркальною (катоптичною) системою називають рефлекторами. Телескопи, що мають змішану оптичну систему (дзеркально-лінзову) називають катадіоптричними. До останніх, зокрема, належать телескопи Кассегрена (1672), Річі — Кретьєна (1922—1928), Шмідта (1930), Максутова (1941).
Кожна з оптичних систем має свої переваги та недоліки.
Першим оптичним приладом для астрономічних спостережень був телескоп-рефрактор схеми Галілея (1609 р.). Найпростіший телескоп схеми Галілея складається з двох лінз — об'єктивом слугує двосторонньо випукла лінза (збірна лінза), а окуляром двосторонньо ввігнута лінза (розсіююча лінза).
Великі телескопи є переважно рефлекторами. Створення великих лінз набагато складніше — потрібно досягти високої однорідності скляної заготівки та обробити дві поверхні лінзи (замість однієї у дзеркала). Найбільший збудований рефрактор має діаметр об'єктиву один метр. Крім того лінзові об'єктиви мають значні оптичні аберації, основні з яких хроматична і сферична. Обох цих аберацій позбавлені дзеркала, що мають форму параболоїда обертання.
Призначення
Телескоп має три основні призначення:
- Збирати слабке випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф та ін.), що дозволяє побачити тьмяні об'єкти;
- Будувати у фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба, що дозволяє зафіксувати його;
- Розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані один від одного, що зливаються під час спостережень неозброєним оком.
Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло й будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу й забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (під час візуальних спостережень), то обов'язково потрібен окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. Для фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібен. Фотографічну пластинку, вхідну діафрагму електрофотометру, щілину спектрографа та ін. встановлюються безпосередньо поблизу фокальної площини телескопа.
Телескоп із лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені з різною довжиною хвиль заломлюються неоднаково (це явище має назву дисперсія світла), то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичною аберацією. Хроматичну аберацію значною мірою усунено в об'єктивах, складених із двох лінз, виготовлених зі скла з різними коефіцієнтами заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат).
Закони відбивання не залежать від довжини хвилі, і, природно, виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише 3 см і завдовжки 15 см) було побудовано Ісааком Ньютоном 1671 року.
Проте сферичне дзеркало не збирає паралельний пучок променів в одну точку, воно дає у фокусі дещо розмите зображення. Це викривлення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркалу надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, спрямований на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без викривлень (якщо не брати до уваги неминучого розмиття через дифракцію). Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоїдальної (параболічної) форми.
До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль відігравали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Всі ці спостереження здійснювалися візуально, і рефрактор із дволінзовим об'єктивом повністю задовольняв потреби астрономів.
Телескопи XX століття
Наприкінці XIX ст. (і особливо в XX ст.) характер астрономічної науки зазнав органічних змін. Більшість досліджень зсунулася в галузь астрофізики й зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зір, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання — фотографічна пластинка й фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопія. У результаті змінилися й вимоги до телескопів.
Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера й так дуже обмежує його. Проте скло (з якого виготовляються лінзи) поглинає ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії та фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація під час роботи з цими приймачами позначається сильніше.
Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж дволінзовий ахромат: потрібно обробити з оптичною точністю одну поверхню дзеркала (замість чотирьох поверхонь лінз), і при цьому особливих вимог до однорідності скла не висувається. Все це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики.
В астрометричних роботах, як і раніше, застосовують рефрактори, оскільки в астрометрії необхідно вимірювати положення світил із максимальною точністю. Справа в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбивання, то поворот дзеркала на деякий кут α зміщує зображення на кут 2α. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув.
Рефлектор із параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, щоправда зображення можна вважати ідеальним, поки воно залишається поблизу оптичної осі. При видаленні від осі з'являються викривлення. Тому рефлектор з одним тільки параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих ділянок неба, а це необхідно для дослідження зоряних скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких аберація дзеркала виправляється тонкою лінзою — меніском, виготовленою зі скла, прозорого для ультрафіолетових променів.
Дзеркала рефлекторів у минулому (XVIII — XIX століттях) робили металевими зі спеціального сплаву, проте згодом, із технологічних причин, оптики перейшли на скляні дзеркала, які після механічної обробки вкривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відбивання (найчастіше — алюміній).
Монтування
Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і відстеження його. Адже внаслідок обертання Землі зорі та інші небесні об'єкти здійснюють видимий добових рух на небесній сфері.
Монтування телескопа завжди має дві взаємно-перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його практично на будь-яку ділянку неба.
Більшість телескопів встановлюються на екваторіальному монтуванні, одна з осей якого спрямована на полюс світу (полярна вісь), а інша лежить у площині небесного екватора (вісь прямого сходження). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом. Перевага екваторіального монтування полягає у тому, що відстеження світила в полі зору телескопа (після наведення) здійснюється обертанням лише навколо однієї осі й обертання є рівномірним. Для такого обертання можна застосовувати простий механізм на зразок годинникового. Це особливо важливо під час тривалих спостережень, фотографування слабких об'єктів тощо.
У вертикально-азимутальному монтуванні одна з осей спрямована в зеніт, інша лежить у горизонтальній площині. Для того, щоб на азимутальному монтуванні утримати небесне тіло у полі зору, доводиться виконувати обертання навколо обох осей монтування (горизонтальної та вертикальної), до того ж це рух має бути нерівномірним.
Але для телескопів великої маси вертикальне та горизонтальне розташування осей значно спрощує конструкцію та розрахунок деформацій. Тому найбільші земні телескопи застосовують саме таку схему (попри складніше керування задля відстеження руху світил). Серед великих телескопів таке монтування вперше було застосовано 1976 року в СРСР для 6-метрового рефлектора, який отримав назву БТА (рос. Большой Телескоп Азимутальный).
Інфрачервоні
Телескоп, який використовує інфрачервоне світло для виявлення небесних тіл. Інфрачервоне світло є одним із кількох типів випромінювання в електромагнітному спектрі .
Усі небесні об'єкти з температурою вище абсолютного нуля випромінюють певну форму електромагнітного випромінювання . Для вивчення Всесвіту вчені використовують кілька різних типів телескопів для виявлення цих різних типів випромінювання в електромагнітному спектрі. Деякі з них — це гамма-промені, рентгенівські промені, ультрафіолетове випромінювання, регулярне видиме світло (оптичні), а також інфрачервоні телескопи.
Довжина хвилі видимого світла становить приблизно 0,4 мкм до 0,7 мкм і 0,75 мкм до 1000 мкм (1 мм) є типовим діапазоном для інфрачервоної астрономії, далекої інфрачервоної астрономії та субміліметрової астрономії .
Провідні відкриття
Було кілька ключових подій, які призвели до винаходу інфрачервоного телескопа:
- У 1800 році Вільям Гершель відкрив інфрачервоне випромінювання.
- У 1878 році Семюел Пірпойнт Ленглі створив перший болометр . Це був дуже чутливий інструмент, який міг електрично виявляти неймовірно малі зміни температури в інфрачервоному спектрі.
- Томас Едісон використав альтернативну технологію, свій тазиметр, щоб виміряти тепло в короні Сонця під час сонячного затемнення 29 липня 1878 року .
- У 1950-х роках вчені використовували свинцево-сульфідні детектори для виявлення інфрачервоного випромінювання з космосу. Ці детектори охолоджувалися рідким азотом .
- Між 1959 і 1961 роками Гарольд Джонсон створив фотометри ближнього інфрачервоного діапазону, які дозволили вченим вимірювати тисячі зірок.
- У 1961 році Френк Лоу винайшов перший германієвий болометр. Цей винахід, охолоджуваний рідким гелієм, поклав початок розвитку поточного інфрачервоного телескопа.
Інфрачервоні телескопи можуть бути наземними, бортовими або космічними . Вони містять інфрачервону камеру зі спеціальним твердотільним інфрачервоним детектором, який необхідно охолоджувати до кріогенних температур.
Наземні телескопи першими почали використовувати для спостереження космічного простору в інфрачервоному діапазоні. Їх популярність зросла в середині 1960-х років. Наземні телескопи мають обмеження, оскільки водяна пара в атмосфері Землі поглинає інфрачервоне випромінювання. Наземні інфрачервоні телескопи, як правило, розміщують на високих горах і в дуже сухому кліматі, щоб покращити видимість.
У 1960-х роках вчені використовували повітряні кулі, щоб підняти інфрачервоні телескопи на велику висоту. За допомогою повітряних куль вони змогли піднятися на висоту приблизно 25 міль (40 кілометрів). У 1967 році інфрачервоні телескопи були встановлені на ракетах. Це були перші повітряні інфрачервоні телескопи. Відтоді такі літальні апарати, як повітряна обсерваторія Койпера (KAO), були пристосовані для перенесення інфрачервоних телескопів. Останнім повітряним інфрачервоним телескопом, який досяг стратосфери, стала Стратосферна обсерваторія інфрачервоної астрономії NASA (SOFIA) у травні 2010 року. Разом вчені США та Німецького аерокосмічного центру розмістили 17-тонний інфрачервоний телескоп на реактивному літаку Boeing 747 .
Розміщення інфрачервоних телескопів у космосі повністю виключає перешкоди з боку земної атмосфери. Одним із найбільш значущих проектів інфрачервоних телескопів був інфрачервоний астрономічний супутник (IRAS), запущений у 1983 році. Він розкрив інформацію про інші галактики, а також інформацію про центр нашої галактики Чумацький Шлях. NASA зараз має в космосі космічний корабель на сонячних батареях з інфрачервоним телескопом під назвою Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Він був запущений 14 грудня 2009 року
Субміліметрові
Радіотелескопи
Радіотелескопи являють собою направленні антени, найчастіше параболічної форми. Оскільки радіодіапазон набагато ширший від оптичного, конструкції радіотелескопів можуть значно відрізнятися.
Найбільші телескопи
Монтування телескопів
Азимутальне
Азимутальне кріплення, що складається з вертикальної осі та горизонтальної осі, є найпростішим у конструкції та балансуванні. Його головний недолік полягає в тому, що він не здатний природним чином забезпечити екваторіальне відстеження (якщо тільки не було вирішено встановити телескоп на полюсі Землі). : необхідна композиція рухів на двох осях, а швидкості, які потрібно надрукувати на кожній з осей, є сильно нелінійними . Тим не менш, вибір цього типу монтування сьогодні є систематичним для великих телескопів національних і міжнародних обсерваторій. : тригонометричні розрахунки, які дозволяють забезпечити екваторіальне відстеження та компенсацію результуючого обертання поля, доступні будь-якому комп’ютеру, тоді як розробка екваторіального монтера еквівалентного розміру була б дуже дорогою. Завжди шляхом розрахунку вони також дають змогу стежити за об’єктами у відносному зміщенні відносно далеких зірок, а також компенсувати, серед іншого, зміщення небесних полюсів через прецесію рівнодення . Телескопи Keck, VLT, LBT, Subaru та інші, а також такі проекти, як E-ELT, використовують азимутальне монтування.
Для астрономів-любителів азимутальне кріплення легко використовувати, але не підходить для тривалих спостережень або спостережень із великим збільшенням. Ручний, зазвичай використовується лише на астрономічних телескопах малого діаметра. Моторизований, він дозволяє стежити за зіркою, коли нею керує вбудований калькулятор або комп’ютер. Завдяки відносній простоті реалізації саме в азимутальній формі монтується кріплення з автоматичним позиціонуванням на зірку (функція під назвою " Йти до ”) стала більш популярною, навіть якщо ці системи також доступні на екваторіальних кріпленнях вищого класу. Алгоритми керування цими кріпленнями дозволяють установити телескоп після наведення щонайменше двох опорних зірок на початку сеансу спостереження. Це кріплення часто використовується на телескопах Кассегрена та похідних телескопах, і зокрема традиційно асоціюється з Шмідтом-Кассегреном . Любителі фотографування з довгою експозицією можуть у більшості випадків оснастити ці прилади пристроєм компенсації обертання поля (“ де-ротатор ), керований кріпленням.
Екваторіальне
Основна проблема з використанням альтазимутального кріплення полягає в тому, що обидві осі необхідно постійно регулювати, щоб компенсувати обертання Землі. Навіть роблячи це під керуванням комп’ютера, зображення обертається зі швидкістю, яка змінюється залежно від кута зірки до небесного полюса (схилення). Цей ефект (відомий як обертання поля ) робить альтазимутальне монтування непрактичним для фотографування з довгою експозицією за допомогою невеликих телескопів.
Найкращим рішенням для малих астрономічних телескопів є нахил альтазимутальної монтування так, щоб вісь азимута була паралельна осі обертання Землі; це називається екваторіальним монтуванням, скорочено EQ.
Існує кілька типів екваторіального кріплення, серед яких можна виділити німецьку і вилкову.
Альт-азимутальне
Простим монтуванням телескопа є висотно-азимутальне або альтазимутальне монтування, скорочено AZ. Він схожий на теодоліт. Одна частина обертається по азимуту (в горизонтальній площині), а інша вісь на цій обертовій частині також дозволяє змінювати нахил телескопа для зміни висоти (у вертикальній площині). Монтаж Добсона — це тип альтазимутального монтування, який дуже популярний, оскільки його легко та дешево побудувати.
Телескопи на літаках
Телескопи на повітряних кулях
Телескопи на повітряній кулі — це унікальні телескопи, які розташовані в стратосфері над поверхнею Землі.
Так, наприклад, телескоп для отримання зображень на повітряній кулі надвисокого тиску SuperBIT – це телескоп, який розташований не в космосі чи на землі, а працює в стратосфері на висоті 33,5 кілометрів над поверхнею нашої планети. Телескоп використовує гелій як паливо і має парашутну систему для повернення на Землю. Над проєктом працювали фахівці з Торонтського університету, Принстонського університету, Даремського університету та NASA. Фінальні випробування SuperBIT були проведені у 2019 році, а вартість телескопу склала близько 5 мільйонів доларів.
Телескоп SuperBIT був запущений в стратосферу з Нової Зеландії за допомогою масивного стратостату. Він розпочав свою роботу наприкінці квітня 2023 року та подорожуючи навколо південної півкулі нашої планети, здійснює спостереження Всесвіту і створює відповідні зображення. Телескоп працює вночі, а вдень – він заряджає свої сонячні батареї. Вчені також планують використовувати SuperBIT для вимірювання гравітаційного лінзування і сподіваються зрозуміти природу темної матерії. Вони сподіваються, що телескоп допоможе їм визначити, чи можуть частинки темної матерії відштовхуватися одна від одної. Телескоп створить карту скупчень темної матерії, реєструючи викривлення світлових променів.
21 квітня 2023 року, на офіційному сайті Торонтського університету опубліковані перші зображення виконані телескопом SuperBIT, серед яких туманність Тарантул і зіткнення двох галактик.
Запуск нової космічної обсерваторії Extreme Universe Space Observatory 2 (EUSO-2) в рамках програми наукових аеростатів NASA, було здійснено в ніч на 13 травня 2023 року (за київським часом) з новозеландського аеропорту Ванака (англ. Wanaka). Проте приблизно через добу після запуску, в повітряній кулі надвисокого тиску (Super pressure balloon, SPB), сталася аномалія та в ній раптово з’явився витік. Після його виявлення та безрезультатних спроб усунення проблеми, команда приблизно через півтори доби після старту припинила місію над Тихим океаном. Аеростат ніс корисне навантаження космічної обсерваторії EUSO-2, яке було призначене для виявлення міжгалактичних частинок космічних променів надвисоких енергій, що проникають крізь атмосферу Землі. Походження цих типів частинок значною мірою до цього часу вислизає від дослідників. На жаль, EUSO-2 припинила місію, і нових запусків аналогічних повітряних куль в 2023 році NASA вже не планує.
Найвідоміші телескопи у світі
Рефрактори
Розташування й апертури найвідоміших телескопів-рефракторів.
- Єркська обсерваторія — 102 см
- Шведський сонячний телескоп — 100 см
- Обсерваторія Ліка — 91 см
- Паризька обсерваторія — 83 см і 62 см
- Обсерваторія Ніцци — 76 см
- Обсерваторія Архенгольда — 68 см (фокусна відстань 21 м, найдовший сучасний рефрактор)
- Обсерваторія Віденського університету — 68 см
- Обсерваторія Ловелла — 61 см
- Космічний науковий центр Шабо — 51 см
- Обсерваторія Гриффіта — 30,6 см
Рефлектори
Телескопи для любительських спостережень
Космічні телескопи
Земна атмосфера добре пропускає випромінювання в оптичному (0,3-0,6 мкм ), ближньому інфрачервоному (0,6-2 мкм) та радіо (1 мм - 30 м ) діапазонах. Однак із зменшенням довжини хвилі прозорість атмосфери сильно знижується, внаслідок чого спостереження в ультрафіолетовому, рентгенівському та гамма діапазонах стають можливими лише з космосу. Винятком є реєстрація гамма-випромінювання надвисоких енергій, для якого підходять методи астрофізики космічних променів : високоенергійні гамма-фотони в атмосфері породжують вторинні електрони, які реєструються наземними установками по черенківському світінню . Прикладом такої системи може бути телескоп CACTUS .
В інфрачервоному діапазоні також сильне поглинання в атмосфері, однак, в області 2-8 мкм є кілька вікон прозорості (як і в міліметровому діапазоні), в яких можна проводити спостереження. Крім того, оскільки більшість ліній поглинання в інфрачервоному діапазоні належить молекулам води, інфрачервоні спостереження можна проводити в сухих районах Землі (зрозуміло, на тих довжинах хвиль, де утворюються вікна прозорості у зв'язку з відсутністю води). Прикладом такого розміщення телескопа може бути Південнополярний телескоп, встановлений на південному географічному полюсі, що працює в субміліметровому діапазоні.
В оптичному діапазоні атмосфера прозора, проте через Релеєвське розсіювання вона по-різному пропускає світло різної частоти, що призводить до спотворення спектра світил (спектр зсувається у бік червоного). Крім того, атмосфера завжди неоднорідна, в ній постійно існують течії (вітри), що призводить до спотворення зображення. Тому роздільна здатність земних телескопів обмежена значенням приблизно 1 кутову секунду, незалежно від апертури телескопа. Цю проблему можна частково вирішити застосуванням адаптивної оптики, що дозволяє сильно знизити вплив атмосфери на якість зображення, і підняття телескопа на велику висоту, де атмосфера більш розріджена - в гори, або в повітря на літаках або стратосферних аеростатах . Але найкращі результати досягаються при розміщенні телескопів у космосі. Поза атмосферою спотворення повністю відсутні, тому максимальна теоретична роздільна здатність телескопа визначається тільки дифракційною межею : φ=λ/D (кутова роздільна здатність в радіанах дорівнює відношенню довжини хвилі до діаметра апертури). Наприклад, теоретична роздільна здатність космічного телескопа з дзеркалом діаметром 2.4 метра (як у телескопа Хаббл ) на довжині хвилі 555 нм становить 0.05 кутової секунди (реальна роздільна здатність Хаббла в два рази гірше - 0.1 секунди, але все одно на порядок ).
Винос у космос дозволяє підняти роздільну здатність і у радіотелескопів, але з іншої причини. Кожен радіотелескоп сам по собі має дуже маленьку роздільну здатність. Це пояснюється тим, що довжина радіохвиль на кілька порядків більша, ніж видимого світла, тому дифракційна межа φ=λ/D набагато більша, навіть незважаючи на те, що розмір радіотелескопа теж у десятки разів більший, ніж у оптичного. Наприклад, при апертурі 100 метрів (у світі існують лише два такі великі радіотелескопи) роздільна здатність на довжині хвилі 21 см (лінія нейтрального водню) становить всього 7 кутових хвилин, а на довжині 3 см - 1 хвилина, що зовсім недостатньо для астрономічних досліджень ( для порівняння, роздільна здатність неозброєного ока 1 хвилина, видимий діаметр Місяця - 30 хвилин). Однак, об'єднавши два радіотелескопи в радіоінтерферометр, можна істотно підвищити роздільну здатність - якщо відстань між двома радіотелескопами (так звана база радіоінтерферометра ) дорівнює L, то кутовий дозвіл визначається вже не формулою φ=λ/D, а φ=λ/L. Наприклад, при L=4200 км і λ=21 см максимальна роздільна здатність складе близько однієї сотої кутової секунди. Проте, для земних телескопів максимальна база може, очевидно, перевищувати діаметр Землі. Запустивши один із телескопів у далекий космос, можна значно збільшити базу, а отже, і дозвіл. Наприклад, дозвіл космічного телескопа Радіоастрон під час роботи разом із земним радіотелескопом як радіоінтерферометра (база 390 тис. км) становитиме від 8 до 500 мікросекунд дуги залежно від довжини хвилі (1,2-92 див). (Для порівняння — під кутом 8 мкс видно об'єкт розміром 3 м з відривом Юпітера, чи об'єкт розміром із Землю з відривом Альфа Центавра ).
Відомі космічні телескопи
Проєкти майбутній великих телескопів
Відомі виробники
Відомі виробники аматорських телескопів
- Celestron - США
- Orion - США
- Meade - США
- Sky-Watcher — Канада.
- НПЗ - Росія
- Брессер — Німеччина
Примітки
- до 1/8 довжини світлової хвилі (0,07 мікрона для візуальних променів)
Джерела
- Далекогляд // Словарь української мови : в 4 т. / за ред. Бориса Грінченка. — К. : Кіевская старина, 1907—1909.
- [https://ra.vnu.edu.ua/wp-content/uploads/2018/06/Bogush-dysertatsiya.pdf Українська астрономічна термінологія кінця ХІХ – першої третини ХХ століття: ґенеза, структура, системна організація]. Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата філологічних наук. Науковий керівник Процик Ірина Романівна, кандидат філологічних наук, доцент
- The Gallileo Project. The Telescope. (англ.)
- The history of the telescope Henry C. King, Harold Spencer Jones Publisher Courier Dover Publications ISBN 0-486-43265-3, ISBN 978-0-486-43265-6
- Lovell, D. J.; 'Optical anecdotes', pp.40-41
- Wilson, Ray N.; 'Reflecting Telescope Optics: Basic design theory and its historical development', p.14.
- «Inventor Biographies — Jean-Bernard-Léon Foucault Biography (1819—1868)» [ 22 травня 2012 у Wayback Machine.]. madehow.com. Retrieved 2013-08-01.
- «Bakich sample pages Chapter 2» (PDF). p. 3. Retrieved 2013-08-01. «John Donavan Strong, a young physicist at the California Institute of Technology, was one of the first to coat a mirror with aluminum. He did it by thermal vacuum evaporation. The first mirror he aluminized, in 1932, is the earliest known example of a telescope mirror coated by this technique.»
- Braga, João; D’Amico, Flavio; Avila, Manuel A. C.; Penacchioni, Ana V.; Sacahui, J. Rodrigo; Santiago, Valdivino A. de; Mattiello-Francisco, Fátima; Strauss, Cesar та ін. (1 серпня 2015). The protoMIRAX hard X-ray imaging balloon experiment. Astronomy & Astrophysics (англ.) 580: A108. Bibcode:2015A&A...580A.108B. ISSN 0004-6361. arXiv:1505.06631. doi:10.1051/0004-6361/201526343.
- Brett Tingley (13 липня 2022). Balloon-borne telescope lifts off to study black holes and neutron stars. Space.com (англ.). Процитовано 20 серпня 2022.
- Atwood, W. B.; Abdo, A. A.; Ackermann, M.; Althouse, W.; Anderson, B.; Axelsson, M.; Baldini, L.; Ballet, J. та ін. (1 червня 2009). The Large Area Telescope on Thefermi Gamma-Ray Space Telescopemission. The Astrophysical Journal 697 (2): 1071–1102. Bibcode:2009ApJ...697.1071A. ISSN 0004-637X. arXiv:0902.1089. doi:10.1088/0004-637X/697/2/1071.
- Ackermann, M.; Ajello, M.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Bastieri, D.; Bellazzini, R.; Bissaldi, E. та ін. (13 липня 2017). Search for Extended Sources in the Galactic Plane Using Six Years ofFermi-Large Area Telescope Pass 8 Data above 10 GeV. The Astrophysical Journal (англ.) 843 (2): 139. Bibcode:2017ApJ...843..139A. ISSN 1538-4357. arXiv:1702.00476. doi:10.3847/1538-4357/aa775a.
- Krennrich, F.; Bond, I. H.; Boyle, P. J.; Bradbury, S. M.; Buckley, J. H.; Carter-Lewis, D.; Celik, O.; Cui, W. та ін. (1 квітня 2004). VERITAS: the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System. New Astronomy Reviews. 2nd VERITAS Symposium on the Astrophysics of Extragalactic Sources (англ.) 48 (5): 345–349. Bibcode:2004NewAR..48..345K. ISSN 1387-6473. doi:10.1016/j.newar.2003.12.050.
- Weekes, T. C.; Cawley, M. F.; Fegan, D. J.; Gibbs, K. G.; Hillas, A. M.; Kowk, P. W.; Lamb, R. C.; Lewis, D. A. та ін. (1 липня 1989). Observation of TeV Gamma Rays from the Crab Nebula Using the Atmospheric Cerenkov Imaging Technique. The Astrophysical Journal 342: 379. Bibcode:1989ApJ...342..379W. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/167599.
- ↑ Silicon 'prism' bends gamma rays – Physics World. 9 May 2012. оригіналу за 12 травня 2013. Процитовано 15 травня 2012.
- Wolter, H. (1952). Glancing Incidence Mirror Systems as Imaging Optics for X-rays. Annalen der Physik 10 (1): 94–114. Bibcode:1952AnP...445...94W. doi:10.1002/andp.19524450108.
- Wolter, H. (1952). Verallgemeinerte Schwarzschildsche Spiegelsysteme streifender Reflexion als Optiken für Röntgenstrahlen. Annalen der Physik 10 (4–5): 286–295. Bibcode:1952AnP...445..286W. doi:10.1002/andp.19524450410.
- Giacconi, R.; Branduardi, G.; Briel, U.; Epstein, A.; Fabricant, D.; Feigelson, E.; Forman, W.; Gorenstein, P. та ін. (June 1979). The Einstein /HEAO 2/ X-ray Observatory. The Astrophysical Journal (англ.) 230: 540. Bibcode:1979ApJ...230..540G. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/157110.
- DLR - About the ROSAT mission. DLRARTICLE DLR Portal (англ.). Процитовано 20 серпня 2022.
- Schwartz, Daniel A. (1 серпня 2004). The development and scientific impact of the chandra x-ray observatory. International Journal of Modern Physics D 13 (7): 1239–1247. Bibcode:2004IJMPD..13.1239S. ISSN 0218-2718. arXiv:astro-ph/0402275. doi:10.1142/S0218271804005377.
- Madejski, Greg (2006). Recent and Future Observations in the X‐ray and Gamma‐ray Bands: Chandra, Suzaku, GLAST, and NuSTAR. AIP Conference Proceedings 801 (1): 21–30. Bibcode:2005AIPC..801...21M. ISSN 0094-243X. arXiv:astro-ph/0512012. doi:10.1063/1.2141828.
- . Архів оригіналу за 1 November 2010.
- Hailey, Charles J.; An, HongJun; Blaedel, Kenneth L.; Brejnholt, Nicolai F.; Christensen, Finn E.; Craig, William W.; Decker, Todd A.; Doll, Melanie та ін. (29 липня 2010). The Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR): optics overview and current status. Space Telescopes and Instrumentation 2010: Ultraviolet to Gamma Ray (SPIE) 7732: 197–209. Bibcode:2010SPIE.7732E..0TH. doi:10.1117/12.857654.
- Allen, C. W. (2000). Allen's astrophysical quantities (вид. 4th). New York: AIP Press. ISBN 0-387-98746-0. OCLC 40473741.
- Ortiz, Roberto; Guerrero, Martín A. (28 червня 2016). Ultraviolet emission from main-sequence companions of AGB stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 461 (3): 3036–3046. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stw1547.
- Телескоп оптичний // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 471. — ISBN 966-613-263-X.
- Использование экваториальной монтировки
- SPACE OBSERVATORY TO STUDY THE FAR, THE COLD AND THE DUSTY, NASA press kit, 2003
- Timeline [Шаблон:Webarchive:помилка: Перевірте аргументи
|url=value. Порожньо.] Caltech - . coolcosmos.ipac.caltech.edu. Архів оригіналу за 25 листопада 2003.
- Timeline [Шаблон:Webarchive:помилка: Перевірте аргументи
|url=value. Порожньо.] Caltech - Hamilton, J. (2010, July 2) NASA's flying telescope sees early success. National Public Radio. Retrieved from https://www.npr.org/2010/07/02/128015118/nasas-flying-telescope-sees-early-success
- Timeline [Шаблон:Webarchive:помилка: Перевірте аргументи
|url=value. Порожньо.] Caltech - Griggs, B. (2009, December 14) NASA launches infrared telescope to scan entire sky. Cable News Network. Retrieved from http://www.cnn.com/2009/TECH/space/12/14/wise.spacecraft.launch/index.html
- Унікальний телескоп SuperBIT зробив приголомшливі фото туманності Тарантула і зіткнення галактик. // Автор: Михайло Года. 25.04.2023, 20:19
- First space images captured by balloon-borne telescope. April 21, 2023
- Науковий аеростат NASA впав у Тихий океан внаслідок аномалії. // Svitlana Anisimova. 16.05.2023
- Телескоп // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 470. — ISBN 966-613-263-X.
Відомі виробники телескопів
Посилання
- Телескоп // Універсальний словник-енциклопедія. — 4-те вид. — К. : Тека, 2006.
| Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Телескоп |