Как сделать телескоп своими руками


Как устроен телескоп

Инструменты астронома-любителя

Хотя в наше время используют главным образом гигантские астрономические инструменты, небольшие любительские телескопы и теперь позволяют получить немало полезных сведений.

Существуют две основные системы телескопов: линзовые (рефракторы) и зеркальные (рефлекторы).

Простейший телескоп-рефрактор состоит из объектива, представляющего собой двояковыпуклую линзу, и двояковыпуклого окуляра. Объектив собирает лучи, идущие от источника света, в точку, которая носит название фокус.

В фокусе создается действительное изображение рассматриваемого объекта. Это изображение увеличивается с помощью окуляра.

Ход лучей в телескопе-рефракторе.

Телескоп позволяет решать две задачи. Первая заключается в том, чтобы с помощью объектива собрать свет далеких небесных тел. Чем больше площадь объектива, тем большее количество света он собирает.

Вторая задача — получить увеличенное изображение изучаемого объекта. Что это значит? В фокусе телескопа создается изображение светила, которое, разумеется, во много раз меньше самого светила. Но так как это изображение находится близко от наблюдателя, его можно рассматривать в окуляр под значительно большим углом, чем само светило невооруженным глазом.

Таким образом, увеличение телескопа — это отношение угла, под которым видно изображение объекта в окуляр, к углу, под которым этот объект можно было бы наблюдать невооруженным глазом. Чтобы вычислить увеличение, надо знать фокусные расстояния объектива и окуляра. Увеличение равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра.

Используя различные окуляры, можно получать разные увеличения. При этом с ростом увеличения будет уменьшаться поле зрения телескопа. При 300-кратном увеличении на Луне можно различить значительно больше деталей, чем при 30-кратном. Однако в первом случае в поле зрения телескопа поместится гораздо меньший участок лунной поверхности.

Если наблюдаемый объект обладает заметными угловыми размерами (Солнце, Луна, планеты, кометы, туманности, галактики), то телескоп построит его протяженное изображение, позволяющее обнаружить такие детали, которые недоступны невооруженному глазу.

При наблюдениях звезд дело обстоит иначе. Даже ближайшие звезды столь далеки от нас, что при наблюдении в самые крупные телескопы, как уже было упомянуто выше, остаются точками. Таким образом, телескопы не увеличивают видимые размеры звезд, зато они во много раз повышают их видимый блеск.

В то же время, поскольку собственные размеры звезд весьма малы по сравнению с межзвездными расстояниями, телескоп увеличивает видимые расстояния между звездами, как бы отодвигая их друг от друга. Благодаря этому в ряде случаев с помощью телескопа удается раздельно наблюдать такие звезды, которые невооруженному глазу кажутся одиночными.

Линзовые объективы, применяемые в современных телескопах-рефракторах, представляют собой весьма сложные оптические системы. Дело в том, что простая двояковыпуклая линза обладает серьезными недостатками. Во-первых, световые лучи от небесного светила, которые проходят через нее, собираются не совсем в одной точке. Это так называемая сферическая аберрация.

Из-за сферической аберрации нельзя получить протяженное изображение наблюдаемого объекта, одинаково резкое как в центре, так и на краях поля зрения. Если с помощью наводки добиться резкой видимости в центре, станут размытыми края; наоборот, если сделать резкими края — изображение в центре станет нечетким.

Второй недостаток — хроматическая аберрация.

Она возникает вследствие того, что свет, излучаемый космическими источниками, состоит из различных цветных лучей, которые, проходя через объектив, преломляются неодинаково и собираются в разных точках оптической оси телескопа. Иными словами, у лучей каждого цвета образуется свой собственный фокус. В результате изображение наблюдаемого точечного объекта, например звезды, сильно искажается. Для борьбы с аберрациями линзовые объективы приходится делать составными, их изготовление требует колоссальной точности и связано с огромными трудностями.

Поэтому не случайно в современной астрономии наибольшее распространение получили телескопы, в которых роль объектива выполняет вогнутое зеркало. Первый такой телескоп был сконструирован и построен Исааком Ньютоном в 1668 году.

У телескопа-рефлектора фокус находится на пути падающих лучей, то есть между объективом и наблюдаемым объектом. И для того чтобы рассматривать изображение, создаваемое объективом, приходится между основным зеркалом и его фокусом помещать дополнительное зеркало, которое отклоняет отраженные объективом лучи и выводит полученное изображение либо в сторону, либо через отверстие в центре главного зеркала. В некоторых очень больших телескопах, например в шестиметровом, кабина наблюдателя располагается непосредственно внутри трубы.

Ход лучей в телескопе-рефлекторе (одна из возможных систем).

Телескопы-рефлекторы свободны от хроматической аберрации, так как при отражении от поверхности зеркала не происходит разложения света. Чтобы ликвидировать сферическую аберрацию, зеркалу-объективу придают так называемую параболическую форму. Параболическая поверхность обладает замечательным свойством — она сводит все лучи, падающие на нее параллельно оптической оси, в одну точку.

Расстояние от центра объектива до главного фокуса — точки пересечения параллельного пучка лучей, прошедших через линзовый объектив или отраженных зеркалом, называется главным фокусным расстоянием телескопа.

А отношение диаметра объектива к его главному фокусному расстоянию —
относительным отверстием объектива. У фотографических камер относительное отверстие обычно называют светосилой.
Объективы со светосилой от 1:2 до 1:6 считаются светосильными, с их помощью можно фотографировать слабосветящиеся протяженные космические объекты — кометы, туманности, звездные поля. Светосила обычного среднего телескопа-рефрактора составляет около 1:15.

Возможности телескопа находятся в прямой зависимости от диаметра его объектива. Чем больше площадь объектива, тем более слабые звезды можно наблюдать с помощью данного телескопа. Так, телескоп с объективом, имеющим диаметр 80 мм, позволяет видеть звезды вплоть до 11-й звездной величины, а телескоп с диаметром объектива 760 мм — до 16,2 звездной величины.

Дух захватывает

У телескопа Майка нет сложной системы наведения — в его основании находится круглый металлический диск, похожий на огромный вручную вращаемый стол. Майк поворачивает его в нужном направлении и с помощью велосипедного руля наводит на туманность Лебедь — «звездные ясли» Млечного Пути.
Сделай сам

С флэшки или диска: как установить Windows 10

«Когда я заглянул в свой телескоп, я лишился дара речи, — вспоминает Майк. — От открывшегося вида захватывало дух. Множество крошечных ярких звезд утопали в бескрайних просторах туманности. В тот момент я отчетливо осознал, что оправдались все усилия по его строительству».

Увлечение Майка началось в далеких 1960-х. Однажды родители привели его в обсерваторию Гриффита в Лос-Анджелесе. Свой первый «телескоп» Майк соорудил из подручных средств — отцовских очков и картонной трубки от рулона туалетной бумаги. В 22 года он вступил в Клуб любителей астрономии в Санта-Монике. Увлеченные наблюдением за звездами единомышленники выезжали подальше от городского света, в горы, где раскладывали привезенное с собой оборудование и отправлялись в «путешествие» по ночному небосводу.

«Майк выделялся среди и без того необычных членов клуба», — рассказывает Джошуа Рот, в то время учившийся в Калифорнийском технологическом институте. Он хорошо помнит, как Майк приехал на очередную выездную сессию астрономов-любителей и начал доставать из багажника части телескопа с зеркалом 56 см. Обычно любители ограничивались оборудованием с гораздо более скромной 25-сантиметровой оптикой.

Большие телескопы стоят очень дорого. Майк прекратил учебу на Ph. D в Калифорнийском университете в Лос-Анджелесе, как он сам объясняет, «потому что под монотонные лекции профессоров мог думать лишь о проектах новых телескопов и ни о чем другом». Какое-то время он оставался без работы, пока друзья не предложили ему устроиться водителем грузовика. Оказалось, что эта работа идеально подошла Майку — хороший заработок и уйма времени на то, чтобы за рулем продумывать детали очередной разработки в мечтах об инструменте, способном «забросить» его в самые дальние уголки Солнечной системы.

Телескоп-рефрактор

Вернуться к категории

[ Статьи о телескопах ]

Рефрактор — оптический телескоп, в котором для собирания света используется система линз, называемая объективом. Работа таких телескопов обусловлена явлением рефракции.

Инструменты Народной обсерватории в Белграде. На переднем плане рефрактор Zeiss-110/2000

История изобретения

Первый телескоп-рефрактор был сконструирован в 1609 году Галилеем. Галилей, основываясь на слухах об изобретении голландцами зрительной трубы, разгадал её устройство и изготовил образец, который впервые использовал для астрономических наблюдений. Первый телескоп Галилея имел апертуру 4 сантиметра, фокусное расстояние около 50 сантиметров и степень увеличения 3x. Второй телескоп имел апертуру 4,5 сантиметра, фокусное расстояние 125 сантиметров, степень увеличения 34х. Все телескопы Галилея были весьма несовершенны, но несмотря на это, в течение двух первых лет наблюдений ему удалось обнаружить четыре спутника планеты Юпитер, фазы Венеры, пятна на Солнце, горы на поверхности Луны (дополнительно была измерена их высота), наличие у диска Сатурна придатков в двух противоположных точках (природу этого явления Галилей разгадать не смог).

Устройство

Телескоп-рефрактор содержит два основных узла: линзовый объектив и окуляр. Объектив создаёт действительное уменьшенное обратное изображение бесконечно удалённого предмета в фокальной плоскости. Это изображение рассматривается в окуляр как в лупу. В силу того, что каждая отдельно взятая линза обладает различными аберрациями (хроматической, сферической и проч.), обычно используются сложные ахроматические и апохроматические объективы. Такие объективы представляют собой выпуклые и вогнутые линзы, составленные и склеенные с тем, чтобы минимизировать аберрации.

Телескоп Галилея

Телескоп Галилея имел в качестве объектива одну собирающую линзу, а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевернутое (земное) изображение. Главными недостатками галилеевского телескопа являются очень малое поле зрения и сильная хроматическая аберрация. Такая система все ещё используется в театральных биноклях, и иногда в самодельных любительских телескопах.

Схема рефрактора Галилея

Телескоп Кеплера

Иоганн Кеплер в 1611 г. усовершенствовал телескоп, заменив рассеивающую линзу в окуляре собирающей. Это позволило увеличить поле зрения и вынос зрачка, однако система Кеплера даёт перевёрнутое изображение. Преимуществом трубы Кеплера является также и то, что в ней имеется действительное промежуточное изображение, в плоскость которого можно поместить измерительную шкалу. По сути, все последующие телескопы-рефракторы являются трубами Кеплера. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация, которую до создания ахроматического объектива устраняли путём уменьшения относительного отверстия телескопа.

Схема рефрактора Кеплера

Телескоп Кеплера

Телескоп Кеплера

Ахромат

Телескоп-рефрактор с ахроматическим объективом, как правило — двухлинзовым (дублет). Наиболее широко распространённый в прошлом и в настоящее время тип телескопов-рефракторов. Существует несколько разновидностей ахроматических объективов, применяемых в телескопах-рефракторах, в частности, дублеты Литтрова, Кларка, Фраунгофера (последний нашёл наибольшее применение.)

Апохромат

Телескоп-рефрактор с апохроматическим объективом, оптические аберрации которого, в первую очередь хроматическая, исправлены значительно лучше, чем в ахромате. Как правило, в объективе используются элементы из стекла со сверхнизкой дисперсией или флюорит. Объектив — двух- или трёхлинзовый. По сравнению с ахроматами апохроматы могут иметь большую светосилу и значительно превосходят ахроматы по качеству изображения. Появление апохроматических рефракторов в астрономической оптике можно отнести ко 2й половине 20-го века, долгое время их распространение сдерживала высокая стоимость флюоритовой оптики или специальных стёкол. С 1990-х годов, благодаря широкому внедрению в оптической промышленности стёкол со сверхнизкой дисперсией, по своим характеристикам близких к флюориту, апохроматические рефракторы стали значительно более доступны и популярны, в том числе и в любительской астрономии.

Современные рефракторы

Самый большой рефрактор мира принадлежит Йеркской обсерватории (США) и имеет диаметр объектива 102 см. Более крупные рефракторы не используются. Это связано с тем, что качественные большие линзы дороги в производстве и крайне тяжелы, что ведёт к деформации и ухудшению качества изображения. Крупные телескопы обычно являются рефлекторами.

Крупнейшие рефракторы

Местонахождение и апертура самых известных телескопов-рефракторов

Обсерватория Местонахождения Диаметр, дюйм/см Год сооружения — демонтажа Примечания
Йеркская обсерваторияУильямс Бэй, Висконсин40/1021897Рефрактор Кларка
Обсерватория Ликагора Гамильтон, Калифорния36/911888
Парижская ОбсерваторияМедон, Франция33/831893Двойной, визуальный объектив 83 см, фотографический — 62 см
Астрофизическая ОбсерваторияПотсдам, Германия32/811899Двойной, визуальный 50 см, фотографический 80 см
Обсерватория НиццыФранция30/761880
Пулковская обсерваторияСанкт-Петербург30/761885-1941
Аллегенская обсерваторияПиттсбург, Пенсильвания30/761917Рефрактор Thaw
Гринвичская обсерваторияГринвич, Великобритания28/711893
Гринвичская обсерваторияГринвич, Великобритания28/711897Двойной, визуальный 71 см, фотографический 66
Обсерватория АрхенхольдаБерлин, Германия27/701896Самый длинный современный рефрактор

Галерея

76-см рефрактор Обсерватории Ниццы

102-см телескоп-рефрактор Йеркской обсерватории. Снимок 2006 года

68-см рефрактор Обсерватории Венского университета

Большой рефрактор Обсерватория Архенхольда в Берлине

Источник — Wikipedia

Телескоп своими руками

Как сделать качественный любительский телескоп самостоятельно — об этом Вы можете прочесть в книгах, которые на нашем сайте в разделе библиотека астонома-любителя.

Купить телескоп — интернет-магазин

Выбирайте телескопы всех систем в интернет-магазине www.4glaza.ru

ХРАМЫ – ТЕЛЕСКОПЫ

Это открытие могло быть сделано тысячу лет назад. Мимо него прошли естествоиспытатели Возрождения. Мимо него прошёл даже великий Галилей, хотя открытие было буквально у него под ногами: случайные отверстия в витражах тёмных готических соборов создают эффект камеры-обскуры, проецируя на пол изображение Солнца со столь высоким угловым разрешением, что без труда можно наблюдать солнечные пятна. Но Галилей открыл их с помощью телескопа, а возможности гигантской камеры-обскуры, по-видимому, так и остались неиспользованными, хотя в них практически ежедневно можно было наблюдать поверхность Солнца ещё в XII—XV веках!

Фото С. Транковского.

Условная схема готического собора, обладающего эффектом камеры-обскуры.

Классические «дырочные» камеры-обскуры.

Зеркально-линзовые камеры-обскуры.

Вертикальный солнечный телескоп, встроенный в здание ГАИШ. Справа — схема устройства камеры-обскуры внутри трубы телескопа, в пространстве между целостатом и объективом.

Фотография Солнца, полученная 2 июня 1998 года в обсерватории Big Bear (США).

Изображение Солнца 2 июня 1998 года на экране 18-метровой камеры-обскуры в ГАИШ.

Автор статьи в кафедральном соборе Севильи у проекций солнечного диска.

Рисунок поверхности Солнца, сделанный в кафедральном соборе Севильи 8 июля 1998 года.

Фотография Солнца, полученная 8 июля 1998 года на телескопе MWLT (Mees Solar Observatory, University of Hawaii) спустя несколько часов после того, как был сделан рисунок в севильском соборе.

Рис. 1. Световая волна, приходящая от светящейся точки, дифрагирует на оправе объектива.

Рис. 2. Предельный угол разрешения (α) камеры-обскуры в зависимости от диаметра её отверстия (D) для F = 10 м и λ = 550 нм. Пунктирными линиями показаны значения α1 и α2.

Камера-обскура — что это такое?

Термин «камера-обскура» в переводе с латыни означает «тёмная комната». Так уж сложилось, что в русском языке термином «камера-обскура» обозначают два разных прибора: во-первых, классическую «тёмную коробку с маленьким отверстием», играющим роль примитивного объектива, и, во-вторых, проекционную линзовую камеру, прототип фотоаппарата (хотя энциклопедия Брокгауза и Ефрона камеру с объективом-линзой называет «camera clara» — «светлая»). Такое смешение порой становится причиной казусных ситуаций в русскоязычной литературе, которых удаётся избегать в английском языке, поскольку для классической безлинзовой камеры в нём применяется термин «pinhole camera», а её аналог с линзовым объективом обычно называют «camera obscura».

Классическая камера-обскура не находила широкого применения из-за того, что в ней не удавалось совместить высокую резкость изображения с его достаточной яркостью. Это стало возможным лишь с появлением качественных линз. К середине XVI века камеру-обскуру оснастили линзовым объективом и зеркалом, в результате чего изображение в ней стало ярким и прямым, и она приобрела большую популярность. С того времени классическая камера-обскура с дырочным объективом стала служить для иллюстрации проективных методов, причём в большинстве случаев как умозрительный, теоретический прибор, а не реальное изделие.

С учётом указанного выше терминологического обстоятельства становятся понятными некоторые утверждения, касающиеся истории оптики, например, что «для первых опытов по фотографии в 1820-х и 1830-х годах использовали камеры-обскуры». Действительно, попытка отождествить названный прибор с классической камерой-обскурой вызывает недоумение: при известных качестве изображения и чувствительности фотопластинок тех лет расчёт необходимой экспозиции даёт фантастические значения. Совершенно очевидно, что в первых опытах по фотографии использовали линзовые камеры.

Об астрономическом применении камеры-обскуры свидетельствуют два редко упоминаемых факта. Во-первых, Кеплер опубликовал в 1609 году сообщение о наблюдении 18 мая 1607 года на изображении солнечного диска в камере-обскуре маленького тёмного пятна, ошибочно принятого им за Меркурий. Во-вторых, восточнофрисландский астроном Йоханнес Фабрициус (1587—1616), открывший в 1611 году независимо от Галилея пятна на Солнце, применял для своих наблюдений «телескоп и камеру-обскуру». Совершенно очевидно (наша уверенность основана на описанных ниже расчётах и экспериментах), что в том и в другом случае были использованы линзовые камеры, которые по аналогии с астрографом следовало бы называть астроскопом.

В исторических хрониках упоминаются сообщения о случайных наблюдениях тёмных пятен на Солнце невооружённым глазом сквозь облака, дым или большую толщу атмосферы близ горизонта. Однако эти редчайшие наблюдения, вероятно имевшие место в действительности, были неубедительными, поскольку не носили систематического характера и, следовательно, не могли служить научным материалом. Обычно их интерпретировали как результат прохождения Венеры или Меркурия по диску Солнца, хотя в действительности они не совпадали с этими событиями и, вероятно, были связаны с появлением гигантских солнечных пятен. Сейчас никто не станет оспаривать тот факт, что действительное, научное открытие солнечных пятен состоялось лишь в начале XVII века.

Редактируя статьи по истории астрономии и обнаружив в них указанную выше путаницу, связанную с эволюцией камеры-обскуры, я задался вопросом: а существовала ли возможность до появления качественной линзовой оптики, то есть до середины XVI столетия, строить астрономические инструменты, усиливающие разрешающую способность глаза и, в частности, позволяющие регулярно наблюдать солнечные пятна?

Вообще говоря, для наблюдения рядовых солнечных пятен от оптического инструмента не требуется большого увеличения. Те гигантские группы солнечных пятен, которые в XX веке несколько раз удавалось заметить невооружённым глазом сквозь плотный светофильтр, имели угловой размер 3—4′, а рядовое солнечное пятно имеет угловой размер около 0,3;. Поэтому, скажем, 20-кратного увеличения должно быть достаточно для уверенного наблюдения пятен. Способна ли на это камера-обскура?

Оптимальная камера-обскура: расчёты и эксперименты

Чтобы выяснить возможности классической камеры-обскуры, я рассчитал её оптимальные характеристики. Если оставаться в рамках геометрической оптики, ясно — чем меньше размер отверстия, тем более чётким будет изображение на экране. Но волновые свойства света накладывают предел на чёткость картинки: если размер отверстия слишком мал, луч начинает расплываться из-за дифракции света и каждая точка на экране превращается в пятно. Оптимальный диаметр отверстия зависит от длины камеры (F) и длины световой волны, на которой ведётся наблюдение (λ). Приняв для визуальных наблюдений λ= 550 нм (жёлто-зелёный свет), можно рассчитать, что при оптимальном выборе диаметра входного отверстия камера-обскура длиной 20—30 м должна показать хорошо развитые солнечные пятна диаметром около 30», а с камерой длиной 100 м можно систематически наблюдать даже весьма мелкие пятна (см. «Подробности для любознательных»).

Впрочем, не будем забывать, что возможности классической камеры-обскуры ограничены чувствительностью нашего зрения: поскольку яркость изображения уменьшается с увеличением размера камеры, значит, и её разрешающая способность имеет свой предел, значение которого нетрудно найти.

Если вспомнить, что адаптированный к полной темноте глаз человека способен различать контрастные изображения при освещённости, создаваемой полной Луной, то размер классической камеры-обскуры при наблюдении Солнца должен быть ограничен длиной 10 км. При оптимальном диаметре входного отверстия 16 см диаметр изображения Солнца в такой камере составит около 100 м, а качество изображения будет около 2». Хотя возможность создания такой камеры на Земле выглядит утопией, само по себе любопытно, что качество её изображения оказывается согласованным с величиной дневного атмосферного размытия изображений, полученных в большинстве обсерваторий. Впрочем, не исключено, что эксперимент такого масштаба когда-нибудь будет поставлен, например, с использованием оптических труб лазерных интерферометров гравитационно-волновых антенн (длина которых у антенны LIGO достигает 4 км).

В 1998 году для проверки сделанных оценок я поставил значительно менее масштабный эксперимент в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга (ГАИШ МГУ) при любезном содействии сотрудника отдела исследования Солнца И. Ф. Никулина. В здании ГАИШ находится вертикальный солнечный телескоп, широкая труба которого длиной 18 м пронизывает здание института от крыши до подвала. Над верхней частью трубы расположен целостат из двух плоских зеркал (устройство, позволяющее наблюдать движущиеся небесные объекты неподвижным телескопом), не вносящий искажений в чистоту эксперимента, но существенно облегчающий его проведение. В наглухо закрытом верхнем проёме трубы было оставлено круглое отверстие диаметром 6 мм, а внизу, непосредственно над зеркальным объективом солнечного телескопа, на расстоянии около 17 м от входного отверстия размещён белый экран. Подчеркну ещё раз, что никаких оптических элементов между входным отверстием и экраном камеры не было.

Первое наблюдение состоялось 19 мая 1998 года. На экране мы увидели яркое изображение Солнца диаметром 16 см с хорошо различимой группой из двух пятен. Было очевидно, что размер пятен меньше разрешающей способности камеры: контраст изображения оказался невелик, внутренняя структура пятен не видна. В последующие дни мы уверенно наблюдали появление и гибель пятен, их перемещение по диску Солнца. Для чистоты эксперимента все эти дни я не наблюдал поверхность Солнца с помощью традиционных приборов, а лишь зарисовывал его изображение в камере-обскуре. Затем из нескольких обсерваторий через Интернет мы получили фотографии Солнца в белом свете и сравнили их с нашими зарисовками. Результаты оказались весьма впечатляющими. Например, в день нашего первого наблюдения на поверхности Солнца действительно была группа из двух пятен диаметрами 15» и 17», разделённых расстоянием 1′, а также несколько маленьких пятен размерами 3—5», которых с помощью камеры-обскуры мы не заметили. Учитывая, что теоретическое разрешение нашей камеры около 40», можно считать такой результат весьма удовлетворительным.

Прямую фотографию изображения солнечного диска диаметром 16 см, к сожалению, сделать не удалось (жаль было тратить время на изготовление крупноформатной камеры и затвора на входное отверстие). Поэтому фотоаппаратом «Зенит» мы сделали снимки полного изображения Солнца с проекционного экрана, а также прямые снимки отдельных солнечных пятен фотокамерой без объектива, положенной на экран (желающие могут познакомиться с ними и деталями нашей камеры-обскуры в ГАИШ МГУ). Для иллюстрации качества увиденных изображений приведена фотография Солнца в белом свете, полученная 2 июня в обсерватории Big Bear (США), а рядом — это же изображение, размытое численным методом до такого состояния, каким оно субъективно представлялось нам при наблюдении в тот же день на экране камеры-обскуры.

Таким образом, вопрос о принципиальной возможности наблюдения солнечных пятен при помощи классической камеры-обскуры решён положительно. Очевидно, что при сравнительно небольшом размере нашей экспериментальной камеры это удалось сделать лишь благодаря оптимальному выбору диаметра входного отверстия. Для современной науки этот результат никакого интереса не представляет. Качество изображений солнечных пятен, даваемых линзовыми и зеркальными объективами XX столетия, недосягаемо для камеры-обскуры. Но перед историей астрономии наш эксперимент ставит несколько вопросов: предпринимались ли попытки сооружения гигантских камер-обскур до изобретения телескопа; возможны ли ситуации непреднамеренного сооружения таких приборов; зафиксированы ли факты наблюдения солнечных пятен с помощью случайных

камер-обскур?

В начале июня 1998 года, описывая свои результаты, я сделал такое замечание: «Возможность эксперимента с гигантской обскурой дают крупные архитектурные сооружения — средневековые готические соборы или даже античные купольные сооружения, подобные римскому Пантеону». Тогда я не ожидал, что очень скоро мне представится случай подтвердить это предположение.

Солнечные пятна в соборах Испании

Путешествуя по Испании, я зашёл в готический кафедральный собор в Толедо и принялся изучать световые узоры на полу. Дело было 6 июля 1998 года, около полудня. В соборе было довольно темно; лишь несколько витражей освещали его рассеянным светом. Весьма скоро я обнаружил на полу несколько изображений Солнца, обязанных своим появлением, как это ясно было видно по направлению лучей, щелям между отдельными стёклами витражей, расположенных на южном фасаде высоко под сводом собора. Отмечу ещё раз, что старые витражи из толстого цветного стекла весьма эффективно поглощают и рассеивают солнечный свет, так что мрак собора незначительно страдает от «светящихся окон». Обнаруженные мной проекции Солнца имели диаметры от 17 до 30 см в зависимости от высоты витража над полом. Не все изображения были высокого качества: наиболее яркие оказались сильно размытыми: очевидно, их породили крупные отверстия, имевшие диаметры намного больше оптимального. Но изображения невысокой поверхностной яркости оказались довольно резкими; на них я легко различил два крупных солнечных пятна, однако, к стыду своему, не смог их зарисовать из-за отсутствия бумаги.

Через день мне вторично представилась возможность наблюдать эффект камеры-обскуры в кафедральном соборе Севильи. На снимке видны два изображения Солнца одинакового диаметра на полу собора — яркое справа и тусклое левее, каждое диаметром 27 см. Края яркого изображения были сильно размыты, и никакой внутренней структуры (кроме слабого потемнения к краю) оно не имело. Слабое изображение оказалось намного более резким: на нём прекрасно были видны солнечные пятна. Именно на нём я зарисовал те же два пятна, которые видел накануне в соборе Толедо; за прошедшие двое суток пятна заметно сместились.

Вернувшись в Москву, я нашёл через Интернет фотографии Солнца за 6 и 8 июля 1998 года и убедился в их полном соответствии с увиденными мной изображениями в соборах Испании.

Теперь у меня не осталось сомнений, что задолго до появления телескопа у наблюдательных естествоиспытателей была возможность заметить детали солнечной поверхности и регулярно следить за их перемещением, вызванным вращением Солнца. Разумеется, такую возможность до изобретения телескопа давал не только случайный эффект гигантской камеры-обскуры, но и наблюдение Солнца сквозь естественные светофильтры, позволяющее видеть особенно крупные солнечные пятна. Но появление таких пятен — большая редкость даже в годы максимальной солнечной активности. В то же время гигантская камера-обскура, случайно возникающая, например, в готическом соборе, позволяет систематически наблюдать обычные крупные пятна.

Готические соборы Толедо и Севильи сооружены в XIII—XV веках. Это действительно очень большие, но отнюдь не уникальные здания: подобные есть в Милане, Кёльне и десятках других городов Европы. Сейчас уже трудно установить, в каких из них существовала ситуация камеры-обскуры: в годы Второй мировой войны в результате бомбардировок многие соборы лишились остекления и теперь, после реставрации, имеют новые, непроницаемые для прямых солнечных лучей окна. Однако уверен, что во многих соборах, особенно на юге Европы, существует сейчас и, вероятно, существовала с момента их создания ситуация непреднамеренной камеры-обскуры. Но проводились ли подобные наблюдения до XVII века и остался ли их след в истории астрономии, мне неизвестно. Во всяком случае, в общедоступных источниках я никаких упоминаний об этом не встретил.

Кстати, обнаружение солнечных пятен имело очень большое мировоззренческое значение. Наблюдения Солнца в конце 1610 года помогли Галилею в опровержении взглядов Аристотеля и косвенно поддержали теорию Коперника. С помощью телескопа и аккуратно выполненных рисунков он смог проследить перемещение пятен по диску Солнца и доказать, что они находятся либо на солнечной поверхности, либо очень близко к ней. Одинаковое время (около 14 суток), за которое пятна пересекают солнечный диск по параллельным траекториям, указывало, что эти пятна находятся на сферической поверхности самого Солнца. Их движение говорило, что Солнце вращается так же, как вся остальная Солнечная система Коперника, отвергая этим возражения против вращения и общей подвижности Земли.

Вполне вероятно, что Галилей не первый наблюдал эти пятна, хотя сам он неистово отстаивал свой приоритет. Другие астрономы, например Кристоф Шейнер (1573—1650) из Ингольштадта (Бавария), независимо обнаружили их и даже имели собственные представления об их природе (Шейнер считал их маленькими планетами внутри орбиты Меркурия). В «Письмах о солнечных пятнах» («Istoria e demostrazioni intorno alle macchie solari e loro accidenti», 1613) Галилей защищал свой приоритет «убедительно, хотя и не очень вежливо». Даже если предшественники Галилея не оставили указаний об эффекте камеры-обскуры в готических соборах, мне кажется, сам Галилей в молодости не мог пройти мимо этого явления. Известно, что во время церковной службы он изучал колебания люстр, используя свой пульс как часы. Подобный склад ума не мог провести его самого и не менее любознательных его предшественников мимо изображений Солнца на церковном полу. Поэтому я надеюсь, что обнаружение исторических документов, описывающих подобные наблюдения, — лишь вопрос времени.

Мои предшествующие публикации на эту тему уже вызвали интерес любителей астрономии. Хочу надеяться, что они обратят внимание на любопытную возможность систематического наблюдения за солнечными пятнами без использования оптических приборов. Задача историков естествознания — определить, была ли эта возможность упущена или использована астрономами прошлого. При этом следует иметь в виду, что маленькое плоское зеркальце, способное одновременно играть роль целостата и диафрагмы, позволяет осуществлять гигантскую камеру-обскуру в узких неподвижных помещениях: пещерах, коридорах культовых и погребальных сооружений и т. п.

Классическая камера-обскура с дырочным объективом ещё не исчерпала своих возможностей. В её истории уже в нашу эпоху были периоды ренессанса. Например, появление чувствительных фотоплёнок при довольно высокой стоимости фотокамер в СССР вызвало у юных фотолюбителей середины 1960-х годов интерес к изготовлению компактных фотокамер-обскур. Их конструкция описывалась в журнале «Юный техник», но, насколько я помню, диаметр объектива подбирался опытным путём, без каких-либо теоретических соображений.

Архитекторы использовали маленькое отверстие — «стеноп» (от латинского «узкий») вместо объектива для съёмки зданий и памятников, которые по каким-то причинам нельзя было обмерить. В отличие от объектива (в особенности широкоугольного), который вносит сильные геометрические искажения (аберрации), стеноп даёт точное изображение предмета, пригодное для изучения и обмеров.

Наука также прибегала к классической камере-обскуре в эпоху становления внеатмосферной астрономии: поскольку для жёстких рентгеновских лучей фокусирующих объективов не существует, а кодированные маски тогда ещё не были изобретены, астрономы строили солнечные рентгеновские телескопы в виде свинцовой обскуры. Не исключено, что и в будущем принцип классической камеры-обскуры будет использоваться не только в познавательных целях.

Подробности для любознательных

РАЗРЕШАЮЩАЯ СПОСОБНОСТЬ КАМЕРЫ-ОБСКУРЫ

Угол расхождения (α1) пучка параллельных лучей, прошедших сквозь отверстие диаметром D, определяется дифракционным критерием Рэлея:

α1= 1,2 λ / D,

где λ — длина световой волны. Если два элемента изображения разделены меньшим углом, то их пятна на экране практически сливаются. С другой стороны, в приближении геометрической оптики размер элемента изображения равен диаметру входного отверстия камеры. Если расстояние от дырочного объектива до проекционного экрана равно F, то предельный угол разрешения камеры в пределе геометрической оптики составит

α2 = kD / F,

где константа 0 < 1 должна быть определена экспериментально. Её точное значение зависит от контраста деталей объекта, от яркости его изображения и даже от геометрии характерных деталей этого изображения. Экспериментируя с лабораторной камерой-обскурой, мы выяснили, что для высококонтрастных объектов, подобных солнечным пятнам, можно принять k 1/4.

Для простоты рассуждений будем считать, что оба указанных эффекта — геометрический размер пучка и дифракция — действуют независимо. Тогда полное размытие изображения определится как сумма отмеченных выше двух эффектов, а полный предельный угол разрешения камеры можно принять равным α = α1 + α2. Мы проверили зависимость α(D) в лабораторных условиях, изготовив на основе зеркальной фотокамеры камеру-обскуру со сменными объективами–отверстиями различного диаметра. Фотографирование контрастной миры доказало справедливость полученной выше формулы для α(D) и позволило найти коэффициент k.

Рисунок 2 показывает для примера, как изменяются значения α, α1 и α2 в зависимости от диаметра входного отверстия для визуальной камеры длиной F = 20 м. Как видно, существует оптимальный диаметр отверстия Dopt, при котором достигается наилучшая разрешающая способность камеры данного размера F; её характеризует минимальное значение угла разрешения αmin. Значения этих величин легко найти аналитически, используя приведённые выше формулы. Минимум функции α(D) = α1(D) + α2(D) найдём, взяв производную dα/dD и приравняв её нулю:

α'(D) = –1,2λ /D2 + k/F = 0.

Решив это уравнение относительно D при k = 1/4, получим оптимальный диаметр отверстия:

Dopt = (4,8λ F)1/2 ,

а подставив Dopt в выражение для α(D), найдём минимальный угол разрешения камеры:

αmin = (1,2λ / F)1/2.

Приняв для визуальных наблюдений λ = 550 нм, получим удобные формулы для оценки возможностей оптимальной камеры-обскуры:

Dopt = 1,6 мм x (F / 1 м)1/2 и αmin = 170» x (1 м / F)1/2.

Из последней формулы следует, что формального ограничения для разрешающей способности камеры-обскуры не существует. Это действительно так, если мы не ограничены чувствительностью приёмника света. Однако глаз человека не видит слишком тусклых изображений. Прошедшее сквозь отверстие камеры количество света пропорционально D2opt, а площадь изображения на экране пропорциональна F2, значит, яркость изображения уменьшается пропорционально D2opt/F2 ~ 1/F. В ясный день освещённость от прямых солнечных лучей составляет 105 люксов. Вспомнив, что угловой диаметр Солнца равен 32′, что составляет 32/3438 радиан, мы легко найдём освещённость изображения солнечного диска на экране камеры-обскуры:

I = 105 лк x (3438/32)2 x (Dopt/F)2 = 3 x 103 лк (1 м /F).

Адаптированный к полной темноте глаз человека способен различать контрастные изображения при освещённости, создаваемой полной Луной (I = 0,25 лк). Приняв это как нижний предел освещённости, вычислим из последнего уравнения максимальный размер идеальной классической камеры-обскуры: Fmax 10 км. В такой камере глаз человека после привыкания к темноте ещё способен различить детали на изображении Солнца.

Литература

Щеглов П. В. Проблемы оптической астрономии. — М.: Наука, 1980.

Льоцци М. История физики. — М.: Мир, 1970.

Porta, Giambattista della // Encyclopaedia Britannica, 1997.

Newhall B., Gernsheim H. E. R. Photography: the history of photography // Encyclopaedia Britannica, 1997.

Fabricius Johannes // Encyclopaedia Britannica, 1997.

Шустер А. Введение в теоретическую оптику. — Л.-М.: ОНТИ, 1935.

Роуз А. Зрение человека и электронное зрение. — М.: Мир, 1977.

Сурдин В. Г., Карташев М. А. Камера–обскура // Квант, 1999, № 2.

Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии — М.: УРСС, 2002.

Сурдин В. Г. Камера-обскура: упущенная возможность древних астрономов? // Звездочёт, 1998, № 10.

Сурдин В. Г. Солнечные пятна и камера-обскура // Земля и Вселенная, 1999, № 1.

Сурдин В. Г. Готический храм как солнечная обсерватория // Земля и Вселенная, 1999, № 5.

Astronomy and astrophysics // Collier’s Encyclopedia, 1997.

Goldstein B. R. Some medieval reports of Venus and Mercury transits // Centaurus 14. Copenhagen, 1969. P. 49-59. Цит. по: Goldstein B.R. Theory and observations in ancient and medieval astronomy. — London: Variorum Reprints, 1985.

Подковырина О. Н. Наблюдения солнечных пятен в Древнем Китае // Звездочёт, 1999, № 5—6.

Строение телескопа

Строение телескопа

В XX веке астрономия сделала множество шагов в изучении нашей Вселенной, но эти шаги были бы невозможны без использования таких сложных приборов, как телескопы, история которых насчитывает не одну сотню лет. Эволюция телескопа происходила в несколько этапов, и именно о них я постараюсь рассказать.

С давних времен человечество тянуло узнать, что же находится там, на небе, за пределами Земли и невидимого человеческому глазу. Величайшие ученые древности, такие как Леонардо да Винчи, Галилео Галилей, предпринимали попытки создать прибор, позволяющий заглянуть в глубины космоса и приоткрыть завесу тайны Вселенной. С тех пор произошло множество открытий в области астрономии и астрофизики. Каждый человек знает, что такое телескоп, но не все знают, как давно и кем был изобретен первый телескоп, и как он был устроен.

Телескоп – прибор, предназначенный для наблюдения небесных тел.

В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей.

Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра:

  • оптические телескопы
  • радиотелескопы
  • рентгеновские телескопы
  • гамма-телескопы

Оптические телескопы

Телескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную или ферму), установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом. Телескоп фокусируется при помощи фокусера (фокусированного устройства). телескоп космос астрономия

По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:

  • Линзовые (рефракторы или диоптрические) – в качестве объектива используется линза или система линз.
  • Зеркальные (рефлекторы или катоптрические) – в качестве объектива используется вогнутое зеркало.
  • Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) – в качестве объектива используется сферическое зеркало, а линза, система линз или мениск служит для компенсации аберраций.

Радиотелескопы

Для исследования космических объектов в радиодиапазоне применяют радиотелескопы. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр – чувствительный радиоприемник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона. В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы, составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приемников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры. При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, говорят о радио интерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Примером такой сети может служить американская система VLBA (англ. Very Long Baseline Array). С 1997 по 2003 год функционировал японский орбитальный радиотелескоп HALCA (англ. Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), включенный в сеть телескопов VLBA, что позволило существенно улучшить разрешающую способность всей сети. Российский орбитальный радиотелескоп Радиоастрон также планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра.

Рентгеновский телескоп

Рентгеновский телескоп— телескоп, предназначенный для наблюдения удаленных объектов в рентгеновском спектре. Для работы таких телескопов обычно требуется поднять их над атмосферой Земли, непрозрачной для рентгеновских лучей. Поэтому телескопы размещают на высотных ракетах или на ИСЗ.

Оптическая схема

Из-за большой энергии рентгеновские кванты практически не преломляются в веществе (следовательно, тяжело изготовить линзы) и не отражаются при любых углах падения, кроме самых пологих (около 90 градусов).

Рентгеновские телескопы могут использовать несколько методов для фокусирования лучей. Наиболее часто используются телескопы Вольтера (с зеркалами скользящего падения), кодирование апертуры и модуляционные (качающиеся) коллиматоры.

Ограниченные возможности рентгеновской оптики приводят к более узкому полю зрения по сравнению с телескопами, работающими в диапазонах УФ и видимого света.

История

Часто изобретение первого телескопа приписывают Гансу Липпершлею из Голландии, 1570-1619 годы, однако почти наверняка он не являлся первооткрывателем. Скорее всего, его заслуга в том, что он первый сделал новый прибор телескоп популярным и востребованным. А также именно он подал в 1608 году заявку на патент на пару линз, размещенный в трубке. Он назвал устройство подзорной трубой. Однако его патент был отклонен, поскольку его устройство показалось слишком простым.

Задолго до него Томас Диггес, астроном, в 1450 году попытался увеличить звезды с помощью выпуклой линзы и вогнутого зеркала. Однако у него не хватило терпения доработать устройство, и полу-изобретение вскоре было благополучно забыто. Сегодня Диггеса помнят за описание гелиоцентрической системы.

К концу 1609 года небольшие подзорные трубы, благодаря Липпершлею, стали распространены по всей Франции и Италии. В августе 1609 года Томас Харриот доработал и усовершенствовал изобретение, что позволило астрономам рассмотреть кратеры и горы на Луне.

Большой прорыв произошел, когда итальянский математик Галилео Галилей узнал о попытке голландца запатентовать линзовую трубу. Вдохновленный открытием, Галлей решил сделать такой прибор для себя. В августе 1609 года именно Галилео изготовил первый в мире полноценный телескоп. Сначала, это была всего лишь зрительная труба – комбинация очковых линз, сегодня бы ее назвали рефрактор. До Галилео, скорее всего, мало кто догадался использовать на пользу астрономии эту развлекательную трубку. Благодаря прибору, сам Галилей открыл горы и кратеры на Луне, доказал сферичность Луны, открыл четыре спутника Юпитера, кольца Сатурна и сделал множество других полезных открытий.

Сегодняшнему человеку телескоп Галилео не покажется особенным, любой десятилетний ребенок может легко собрать гораздо лучший прибор с использованием современных линз. Но телескоп Галилео был единственным реальным работоспособным телескопом на тот день с 20-кртным увеличением, но с маленьким полем зрения, немного размытым изображением и другими недостатками. Именно Галилео открыл век рефрактора в астрономии – 17 век.

Время и развитие науки позволяло создавать более мощные телескопы, которые давали видеть много больше. Астрономы начали использовать объективы с большим фокусным расстоянием. Сами телескопы превратились в большие неподъемные трубы по размеру и, конечно, были не удобны в использовании. Тогда для них изобрели штативы. Телескопы постепенно улучшали, дорабатывали. Однако его максимальный диаметр не превышал нескольких сантиметров – не удавалось изготавливать линзы большого размера.

К 1656 году Христиан Гюйенс сделал телескоп, увеличивающий в 100 раз наблюдаемые объекты, размер его был более 7 метров, апертура около 150 мм. Этот телескоп уже относят к уровню сегодняшних любительских телескопов для начинающих. К 1670-х годам был построен уже 45-метровый телескоп, который еще больше увеличивал объекты и давал больший угол зрения.

Но даже обычный ветер мог служить препятствием для получения четкого и качественного изображения. Телескоп стал расти в длину. Первооткрыватели, пытаясь выжать максимум из этого прибора, опирались на открытый ими оптический закон – уменьшение хроматической аберрации линзы происходит с увеличением ее фокусного расстояния. Чтобы убрать хроматические помехи, исследователи делали телескопы самой невероятной длины. Эти трубы, которые назвали тогда телескопами, достигали 70 метров в длину и доставляли множество неудобств в работе с ними и настройке их. Недостатки рефракторов заставили великие умы искать решения к улучшению телескопов. Ответ и новый способ был найден: собирание и фокусировке лучей стала производится с помощью вогнутого зеркала. Рефрактор переродился в рефлектор, полностью освободившийся от хроматизма.

Заслуга эта целиком и полностью принадлежит Исааку Ньютону, именно он сумел дать новую жизнь телескопам с помощью зеркала. Его первый рефлектор имел диаметр всего четыре сантиметра. А первое зеркало для телескопа диаметром 30 мм он сделал из сплава меди, олова и мышьяка в 1704 году. Изображение стало четким. Кстати, его первый телескоп до сих пор бережно хранится в астрономическом музее Лондона.

Но еще долгое время оптикам никак не удавалось делать полноценные зеркала для рефлекторов. Годом рождения нового типа телескопа принято считать 1720 год, когда англичане построили первый функциональный рефлектор диаметром в 15 сантиметров. Это был прорыв. В Европе появился спрос на удобоносимые, почти компактные телескопы в два метра длиной. О 40-метровых трубах рефракторов стали забывать.

18 век вполне мог считаться веком рефлектора, если бы не открытие английских оптиков: волшебная комбинация двух линз из крона и флинта.

Двухзеркальная система в телескопе предложена французом Кассегреном. Реализовать свою идею в полной мере Кассегрен не смог из-за отсутствия технической возможности изобретения нужных зеркал, но сегодня его чертежи реализованы. Именно телескопы Ньютона и Кассегрена считаются первыми «современными» телескопами, изобретенными в конце 19 века. Кстати, космический телескоп Хаббл работает как раз по принципу телескопа Кассегрена. А фундаментальный принцип Ньютона с применением одного вогнутого зеркала использовался в Специальной астрофизической обсерватории в России с 1974 года. Расцвет рефракторной астрономии произошел в 19 веке, тогда диаметр ахроматических объективов постепенно рос. Если в 1824 году диаметр был еще 24 сантиметра, то в 1866 году его размер вырос вдвое, в 1885 году диаметр стал составлять 76 сантиметров (Пулковская обсерватория в России), в к 1897 году изобретен иеркский рефрактор. Можно посчитать, что за 75 лет линзовый объектив увеличивался со скоростью одного сантиметра в год.

К концу 18 века компактные удобные телескопы пришли на замену громоздким рефлекторам. Металлические зеркала тоже оказались не слишком практичны – дорогие в производстве, а также тускнеющие от времени. К 1758 году с изобретением двух новых сортов стекла: легкого – крон и тяжелого – флинта, появилась возможность создания двухлинзовых объективов. Чем благополучно и воспользовался ученый Дж. Доллонд, который изготовил двухлинзовый объектив, впоследствии названный доллондовым.

После изобретения ахроматических объективов победа рефрактора была абсолютная, оставалось лишь улучшать линзовые телескопы. О вогнутых зеркалах забыли. Возродить их к жизни удалось руками астрономов-любителей. Вильям Гершель, английский музыкант, в 1781 году открывший планету Уран. Его открытию не было равным в астрономии с глубокой древности. Причем Уран был открыт с помощью небольшого самодельного рефлектора. Успех побудил Гершеля начать изготовление рефлекторов большего размера. Гершель собственноручно в мастерской сплавлял зеркала из меди и олова. Главный труд его жизни – большой телескоп с зеркалом диаметром 122 см. Это диаметр его самого большого телескопа. Открытия не заставили себя ждать, благодаря этому телескопу, Гершель открыл шестой и седьмой спутники планеты Сатурн. Другой, ставший не менее известным, астроном-любитель английский землевладелец лорд Росс изобрел рефлектор с зеркалом с диаметром в 182 сантиметра. Благодаря телескопу, он открыл ряд неизвестных спиральных туманностей. Телескопы Гершеля и Росса обладали множеством недостатков. Объективы из зеркального металла оказались слишком тяжелыми, отражали лишь малую часть падающего на них света и тускнели. Требовался новый совершенный материал для зеркал. Этим материалом оказалось стекло. Французский физик Леон Фуко в 1856 году попробовал вставить в рефлектор зеркалом из посеребренного стекла. И опыт удался. Уже в 90-х годах астроном-любитель из Англии построил рефлектор для фотографических наблюдений со стеклянным зеркалом в 152 сантиметра в диаметре. Очередной прорыв в телескопостроении был очевиден.

Этот прорыв не обошелся без участия русских ученых. Я.В. Брюс прославился разработкой специальных металлических зеркал для телескопов. Ломоносов и Гершель, независимо друг от друга, изобрели совершенно новую конструкцию телескопа, в которой главное зеркало наклоняется без вторичного, тем самым уменьшая потери света.

Немецкий оптик Фраунгофер поставил на конвейер производство и качество линз. И сегодня в Тартуской обсерватории стоит телескоп с целой, работающей линзой Фраунгофера. Но рефракторы немецкого оптика также были не без изъяна – хроматизма.

И лишь к концу 19 века изобрели новый метод производства линз. Стеклянные поверхности начали обрабатывать серебряной пленкой, которую наносили на стеклянное зеркало путем воздействия виноградного сахара на соли азотнокислого серебра. Эти принципиально новые линзы отражали до 95% света, в отличие от старинных бронзовых линз, отражавших всего 60% света. Л. Фуко создал рефлекторы с параболическими зеркалами, меняя форму поверхности зеркал. В конце 19 века Кросслей, астроном-любитель, обратил свое внимание на алюминиевые зеркала. Купленное им вогнутое стеклянное параболическое зеркало диаметром 91 см сразу было вставлено в телескоп. Сегодня телескопы с подобными громадными зеркалами устанавливаются в современных обсерваториях. В то время как рост рефрактора замедлился, разработка зеркального телескопа набирала обороты. С 1908 по 1935 года различные обсерватории мира соорудили более полутора десятков рефлекторов с объективом, превышающим иеркский. Самый большой телескоп установлен в обсерватории Моунт-Внльсон, его диаметр 256 сантиметров. И даже этот предел соврем скоро превзойден вдвое. В Калифорнии смонтирован американский рефлектор-гигант, на сегодня его возраст более пятнадцати лет.

Более 30 лет назад в 1976 году ученые СССР построили 6-метровый телескоп БТА – Большой Телескоп Азимутальный. До конца 20 века БРА считался крупнейшим в мире телескопом Изобретатели БТА были новаторами в оригинальных технических решениях, таких как альт-азимутальная установка с компьютерным ведением. Сегодня это новшества применяются практически во всех телескопах-гигантах. В начале 21 века БТА оттеснили во второй десяток крупных телескопов мира. А постепенная деградация зеркала от времени – на сегодня его качество упало на 30% от первоначального – превращает его лишь в исторический памятник науке.

К новому поколению телескопов относятся два больших телескопа 10-метровых близнеца KECK I и KECK II для оптических инфракрасных наблюдений. Они были установлены в 1994 и 1996 году в США. Их собрали благодаря помощи фонда У. Кека, в честь которого они и названы. Он предоставил более 140 000 долларов на их строительство. Эти телескопы размером с восьмиэтажный дом и весом более 300 тонн каждый, но работают они с высочайшей точностью. Принцип работы – главное зеркало диаметром 10 метров, состоящее из 36 шестиугольных сегментов, работающих как одно отражательное зеркало. Установлены эти телескопы в одном из оптимальных на Земле мест для астрономических наблюдений – на Гаваях, на склоне потухшего вулкана Мануа Кеа высотой 4 200 м. К 2002 году эти два телескопа, расположенных на расстоянии 85 м друг от друга, начали работать в режиме интерферометра, давая такое же угловое разрешение, как 85-метровый телескоп. История телескопа прошла долгий путь – от итальянских стекольщиков до современных гигантских телескопов-спутников. Современные крупные обсерватории давно компьютеризированы. Однако любительские телескопы и многие аппараты, типа Хаббл, все еще базируются на принципах работы, изобретенных Галилеем.

Применение

Современные телескопы позволяют астрономам «заглянуть» далеко за пределы нашей Вселенной. Для точного наведения приборов на объект используются сложные программные алгоритмы, которые неожиданно очень пригодились и онкологам.

При наблюдении за далекими галактиками и во время поисков новых небесных тел ученым приходится рассчитывать сложные траектории космических объектов с тем, чтобы в определенный момент времени телескоп «смотрел» именно на тот участок неба, где далекая планета, комета или астероид будут видны наиболее отчетливо.

Подобные расчеты производятся с помощью сложнейших, специально написанных программ для компьютеров, управляющих телескопами.

А британские ученые, занимающиеся проблемами онкологии, в частности изучением рака молочной железы, более чем успешно использовали «астрономические» компьютерные программы для анализа образцов раковых опухолей груди.

Сотрудники Кембриджского университета (University of Cambridge) изучали 2 000 образцов раковых опухолей для совершенствования методики, так называемой персонализации лечения рака. Такая методика предполагает точное знание максимального числа индивидуальных особенностей опухоли у того или иного пациента для выбора наиболее эффективных химиотерапевтических препаратов.

С помощью обычных методов ученым пришлось бы затратить на анализ 2 000 образцов не менее недели – но использование «астрономических» программ позволило выполнить эту работу менее чем за 1 сутки.

Для внесения коррективов в программу и ее максимальную адаптацию для нужд онкологии кембриджские ученые планируют в ближайшее время провести анализ 20 000 образцов опухолей груди, полученных у пациенток из разных стран Европы.

Устройство телескопа

Для начала — немного теории. Телескоп, как на фото, состоит из двух оптических узлов — объектива и окуляра. Объектив собирает свет от объектов, от его диаметра напрямую зависит максимальное увеличение телескопа и то, насколько слабые объекты можно будет наблюдать. Окуляр увеличивает изображение, формируемое объективом, за ним в оптической схеме следует глаз человека.

Читать также: Как выбрать блендер?

Существует несколько типов оптических телескопов, два из наиболее распространенных — рефрактор и рефлектор. Объектив рефлектора представлен зеркалом, а рефрактора — системой линз. В домашних условиях изготовление зеркала для рефлектора — достаточно трудоемкий и точный процесс, который под силу не каждому. В отличие от рефлектора, недорогие линзы для рефрактора нетрудно приобрести в магазине оптики.

Увеличение телескопа равно отношению Fоб/Fок (Fоб — фокусное расстояние объектива, Fок — окуляра). Наш телескоп будет иметь мксимальное увеличение порядка 50х.

Схема телескопа-рефрактора заводского изготовления

Для изготовления объектива необходимо приобрести заготовку линзы для очков с силой 1 диоптрия, что соответствует фокусному расстоянию 1 м. Такие заготовки обычно имеют диаметр около 70 мм. К сожалению, очковые линзы изготавливаемые в виде менисков, слабо подходят под такое применение, но можно остановиться и на них. Если у вас имеется длиннофокусная двояковыпуклая линза, рекомендуется использовать именно ее.

Окуляром может послужить обычное увеличительное стекло (лупа) небольшого диаметра порядка 30 мм. Хорошим вариантом может быть также окуляр от микроскопа.

В качестве корпуса можно использовать две трубы из плотной бумаги, одна короткая — порядка 20 см (окулярный узел), вторая около 1 м (основная часть трубы). Короткая труба вставляется в длинную. Корпус можно изготовить либо из широкого листа ватмана, либо из рулона обоев, свернутого в трубу в несколько слоев и проклеенного клеем ПВА. Количество слоев подбирается вручную, пока труба не станет достаточно жесткой. Внутренний диаметр основной трубы должен быть равен диаметру очковой линзы.

Объектив (очковая линза) крепится в первой трубе выпуклой стороной наружу с помощью оправы — колец диаметром, равным диаметру линзы и толщиной около 10 мм. Сразу за линзой устанавливается диск — диафрагма с отверстием по центру диаметром 25 — 30 мм — это необходимо с целью уменьшения значительных искажений изображения, получаемых за счет одиночной линзы. Это скажется на уменьшении количества света, собираемого объективом. Объектив устанавливается ближе к краю основной трубы.

Читать также: Подкожный клещ на лице − причина заболевания и эффективное лечение

Окуляр устанавливается в окулярном узле ближе к его краю. Для этого вам придется изготовить из картона крепление для окуляра. Оно будет состоять из цилиндра равного по диаметру окуляру. Этот цилиндр будет крепиться к внутренней стороне трубы двумя дисками диаметром равным внутреннему диаметру окулярного узла с отверстием равным по диаметру окуляру.

Фокусировка будет производиться изменением расстояния между объективом и окуляром, за счет движения окулярного узла в основной трубе, а фиксация будет происходить за счет трения. Фокусировку удобно выполнять на ярких и больших объектах, таких как Луна, яркие звезды, близлежащие здания.

При построении телескопа необходимо учитывать, что объектив и окуляр должны быть параллельны друг другу, а их центры должны находиться строго на одной линии.

Можно также поэкспериментировать с диаметром отверстия диафрагмы и найти оптимальный. Если использовать линзу с оптической силой 0.6 диоптрии (фокусное расстояние равно 1/0.6, а это около 1.7 м) — это позволит увеличить отверстие диафрагмы и повысить увеличение, однако увеличит длину трубы до 1.7 м.

Стоит всегда помнить, что в телескоп и любой другой оптический прибор нельзя смотреть на солнце. Это моментально повредит ваше зрение.

Итак, вы познакомились с принципом построения простого телескопа и можете теперь сделать его своими руками. Существуют другие варианты телескопа из очковых линз или телеобъективов. Любые детали изготовления, а также другую интересующую вас информацию вы можете найти на сайтах и форумах по астрономии и телескопостроению. Это очень широкая область, ею занимаются как совсем новички, так и профессиональные астрономы.

И помните, стоит лишь окунуться в неизвестный вам ранее мир астрономии — и при вашем желании он покажет вам множество сокровищ звездного неба, научит технике наблюдений, фотографирования совершенно разнообразных объектов и многому другому, о чем вы даже не догадывались.

Ясного неба вам!

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 4.5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: