Сучасні наземні й космічні телескопи

Галузь астрономії, яка вивчає Всесвіт у видимому світлі, називається оптичною.

Але видиме світло займає лише маленьку ділянку електромагнітного спектра, куди входять також радіохвилі, інфрачервоне, ультрафіолетове, рентгенівське та гамма-випромінювання - різні за довжиною (чи частотою) електромагнітні хвилі.

Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 390 до 760 нм., радіохвилі з довжиною від 0,01 см. до 30 м. та інфрачервоні промені довжиною 0,75 – 5,2 мкм. і вибірково в довжинах хвиль 8,2 – 22 мкм. В інших діапазонах електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора.

З XIX ст. астрономи почали вивчати космічні об'єкти в доступних інфрачервоних променях. А в 30-х роках XX ст. зародилася нова галузь астрономії - радіоастрономія, справжній розвиток якої почався після другої світової війни. Та оскільки небесні тіла випромінюють у всьому діапазоні електромагнітного спектра, перед астрономами постала задача проведення досліджень поза межами атмосфери.

Порівняно просто ця задача вирішується для інфрачервоного та субміліметрового випромінювання з довжинами хвиль від 0,013 мм. до 1 мм. Основна речовина, що поглинає інфрачервону радіацію, – це водяна пара, концентрація якої швидко зменшується з висотою. На висотах 25-30 км. земна атмосфера стає прозорою для інфрачервоного випромінювання. Важливі спостереження в цьому діапазоні проводяться з аеростатів і з борту штучних супутників Землі.

В короткохвильовій частині спектра виділяють окремо діапазони ультрафіолетової астрономії (довжина хвилі 390-30 нм), рентгенівської астрономії (30-0,01 нм) і гамма–астрономії (довжина хвилі менша за 0,01 нм), кожна з яких має свої методи досліджень.

Важливу інформацію про те, що діється далеко за межами Землі, доносять до нас потоки космічних променів і нейтрино. Космічні промені складаються головним чином з протонів – ядер водню, а також з електронів, ядер гелію і ядер важчих хімічних елементів.

Нейтрино – це частинка, яка має неймовірну проникну здатність, бо майже не взаємодіє з речовиною. Не маючи електричного заряду, з масою спокою, ще й досі достовірно не встановленою, нейтрино здатне проходити крізь тверде тіло навіть легше, ніж світло крізь скло. Наприклад, шар свинцю товщиною в 50 світлових років воно перетне так, немов це порожній простір. Утворюючись під час термоядерних реакцій, нейтрино негайно вилітає назовні, несучи інформацію про події у надрах зорі в поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання мандрує до поверхні зорі сотні тисяч чи мільйони років. А тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбуваються у надрах Сонця і зір.

Таким чином, з другої половини XX ст. астрономія стала всехвильовою наукою, яка вивчає Всесвіт практично в усьому діапазоні електромагнітних хвиль.

Наземні оптичні телескопи.

Рисунок - Наземні оптичні телескопи

Телескоп має три основних призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким спостерігаються небесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

Оптичні телескопи обов'язковими складовими частинами своєї конструкції мають: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), яка з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монтування – механічну конструкцію, що тримає трубу і забезпечує її наведення на небо; у разі візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов'язково - окуляр. Через нього розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібний, тому що відповідні приймачі встановлюються безпосередньо у фокальній площині. Першими було збудовано лінзові телескопи-рефрактори (від лат. «рефракто» –«заломлюю»). Проте світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, і окрема лінза дає забарвлене зображення. Для усунення цього недоліку з часом почали будувати об'єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефіцієнтами заломлення.

На розміри телескопів-рефракторів накладаються певні обмеження, тому найбільший лінзовий об'єктив має діаметр лише 102 см.

Рефрактори, як правило, використовують в астрометрії, а от астрофізики користуються дзеркальними телескопами-рефлекторами (від лат. «рефлекто» – «відбиваю»). Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 см побудував І. Ньютон. Головні дзеркала рефлекторів спочатку мали сферичну форму, згодом – параболічну.

На 2000 рік введено в дію близько десяти телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзеркал 3,6 – 4,2 м. З 1996 р. працює багатодзеркальний (діаметр сегмента становить 1,8 м) телескоп «Кек-І» з сумарним діаметром дзеркала 10 м, а з 1998 р. – такий же «Кек-ІІ». Введено в дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м та японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне – із шести (діаметром 8,2 м) дзеркал «Дуже великого телескопа» («Very Large Teleskope» – VLT).

При побудові таких телескопів використовуються найновітніші досягнення техніки, і працюють вони, керовані на відстані зі спеціальних приміщень, без присутності людей поблизу телескопа.

Радіотелескопи і радіоінтерферометри.

Радіовипромінювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установками, які називаються радіотелескопами (PT). Сучасні радіотелескопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра а о декількох десятків метрів.

Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослідники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об'єднуючи декілька PT, будують так звані радіоінтерферометри (PI).

На сьогодні найвідомішим PI є введений у дію 1980 p. PT VLA («Very Large Array» - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США. Цей PT складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери Y з довжиною двох плечей по 21 км, а третього – 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою електричними лініями.

Телескопи для спостережень у високоенергетичних діапазонах електромагнітних хвиль.

Оскільки земна атмосфера затримує електромагнітні хвилі, коротші за 300 нм, всі приймачі ультрафіолетових, рентгенівських та гамма-променів доводиться виносити за її межі. Значну частину досліджень в ультрафіолеті від 300 нм до 120 нм здійснено за допомогою звичайних телескопів з дзеркалами, покритими алюмінієм, для ще коротших хвиль використовують дзеркала, покриті тонким шаром фтористого магнію, та добре відомі лічильники Гейгера-Мюллера. Особливі труднощі виникають при спостереженнях рентгенівського випромінювання з довжиною хвиль від 0,01 нм до 1 нм. Сучасні методи полірування та шліфування матеріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Однак виявляється, що при падінні і відбиванні променя під дуже малим кутом до дзеркала вимоги до точності його виготовлення значно послаблюються. Такий телескоп є поєднанням двох дзеркал – параболоїда обертання і гіперболоїда обертання, відбиви поверхні яких покриті шаром хрому і нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом лише 10 до відбивної поверхні, потрапляє на друге дзеркало, а після цього – у фокальну площину, де й будується зображення, скажімо, Сонця. Усі ж інші промені, що йдуть ближче до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном).

В гамма-діапазоні пристроєм для реєстрації квантів слугують детектори (з лат. – “той, що виявляє”), їх встановлюють у глибоких (до 1500 м) шахтах, у тунелях, прокладених у надрах гір (як-от Ельбрус, Монблан), на дні великих озер, щоб істотно зменшити побічні ефекти.