АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018
Частина 2. Основи астрономії
Розділ І. Методи і засоби астрономії
ТЕМА 1.2. ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ
§ 5. ОПТИЧНІ ТЕЛЕСКОПИ
Телескоп має три головні призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); будувати зображення об'єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким видно небесні тіла, тобто розділяти об'єкти, що лежать на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.
1. Принцип дії оптичного телескопа і його характеристики. Оптичні телескопи (рис. 5.1) обов'язковими складовими частинами своєї конструкції мають: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), що з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монтування — механічну конструкцію, що тримає трубу й забезпечує її наведення на небо. Для візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов'язково використовують окуляр. Через нього розглядають зображення, побудоване об'єктивом. Під час фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібний, бо відповідні приймачі розміщують прямо у фокальній площині телескопа. Об'єктивом оптичного телескопа може бути лінза (кілька лінз) чи дзеркало, що має певну кривизну поверхні (наприклад, сферичне).
Рис. 5.1. Будова оптичного телескопа: об'єктив (а), труба (б), монтування (в), окуляр (г).
Після об'єктива промені збираються в точці F — фокусі телескопа. Відстань від центра об'єктива до фокуса називають фокусною відстанню телескопа. Пряму, що з'єднує центр об'єктива і фокус, називають оптичною віссю телескопа Небесні світила лежать дуже далеко, практично «на нескінченності», і їх зображення утворюються у фокальній площині, тобто у площині, проведеній через фокус F перпендикулярно до оптичної осі (рис. 5.2). Зображення, побудоване об'єктивом у фокальній площині, розглядають через окуляр (візуальні телескопічні спостереження) чи розміщують у фокусі телескопа приймач випромінювання.
Рис. 5.2. Хід променів у лінзовому телескопі (схема).
Розгляньмо головні характеристики телескопа — діаметр об'єктива, світлосила, фокусна відстань, збільшення, розділення і поле зору.
Діаметр об'єктива D, точніше, вільного отвору об'єктива, не закритого оправою або діафрагмою, визначає кількість світла, яке збирає об'єктив. Кількість світла, що проходить через об'єктив, пропорційна його площі, тобто D2.
Важливою характеристикою об'єктива є відношення А діаметра об'єктива (вільного отвору) до його фокусної відстані F: A = D/F. Це відношення називають відносним отвором, або світлосилою.
Що менше відношення F/D, то яскравішим виходить зображення протяжного об'єкта у фокальній площині телескопа. Справді, зі зменшенням фокусної відстані об'єктива лінійні розміри зображення протяжного об'єкта теж зменшуються, а при незмінному діаметрі об'єктива світловий потік, який він сприймає, залишається незмінним, тому зображення об'єкта стає яскравішим. Однак зменшувати фокусну відстань об'єктива можна до розумних меж так, щоб розміри зображення були не дуже малі й помітні. Для детального вивчення протяжних об'єктів бажані довгофокусні телескопи, що дають більше збільшення.
Фокусна відстань F об'єктива телескопа визначає лінійні розміри l зображення протяжних небесних об'єктів (Сонця, Місяця, планет, туманностей тощо) у фокальній площині телескопа, бо, згідно з рис. 5.3:
де ρ — кутові розміри об'єкта (визначені променями АВ). Якщо ж ρ — це кутова відстань між об'єктами (наприклад, між зорями), то формула (1.2) дає лінійну відстань між їх зображеннями у фокальній площині телескопа.
Рис. 5.3. Лінійні розміри зображення протяжних небесних об'єктів (Сонця, Місяця, планет, туманностей тощо) у фокальній площині телескопа.
Видимі кутові розміри небесних об'єктів малі, наприклад у Сонця і Місяця не перевищують 33'. З математики відомо, що тангенси малих кутів (до 3°) близькі до самих кутів, виражених в радіанах (ρрад). Оскільки 1 радіан = 3440' = 206265", то
де ρ' позначає кутові розміри у хвилинах дуги, а ρ" — кутові розміри в секундах дуги. Звідси випливає, що
причому l виражене в тих же лінійних одиницях, що й фокусна відстань F. Такими самими лінійні розміри виходять на платівці під час фотографування об'єктів у фокальній площині телескопа.
Під час візуальних спостережень зображення світила у фокальній площині розглядають в окуляр. Він зазвичай складається з двох невеликих короткофокусних лінз, що дозволяє збільшувати розміри зображень протяжних світил.
Збільшення телескопа М дорівнює відношенню фокусної відстані об'єктива F до фокусної відстані окуляра f
Навіть за дуже хороших атмосферних умов неможливо домогтися від телескопа довільно великого збільшення шляхом застосування окулярів з дуже малою фокусною відстанню, бо почнуть негативно позначатися оптичні недоліки лінз. Тому кожний телескоп має найбільше
допустиме, або граничне, збільшення Mmax = 2D, де діаметр об'єктива D виражений в міліметрах, але його вважають безрозмірною величиною.
Розділення (або роздільна здатність) телескопа θ (тета) — найменшу кутову відстань між об'єктами, чітко помітну в телескоп, — визначає діаметр об'єктива. Роздільна здатність телескопа вказує на можливість бачити окремо два світила, що лежать на небесній сфері дуже близько одне до одного (наприклад, дві зорі).
Величина цієї характкристики телескопа обернено пропорційна діаметру об'єктива і прямо пропорційна довжині електромагнітних хвиль, які сприймає телескоп.
де довжина хвилі λ і діаметр об'єктива D виражені в однакових одиницях.
Полем зору телескопа називають кутовий поперечник кружка неба, який видно в телескоп. Розмір поля зору за незмінного окуляра обернено пропорційний фокусній відстані об'єктива. За великих збільшень поле зору стає дуже малим і вимірюється кількома хвилинами дуги.
2. Типи телескопів. У 1609 р. відомий італійський вчений Ґ. Ґалілей виконав перші спостереження небесних тіл з допомогою власноруч збудованого лінзового телескопа- рефрактора (від лат. «рефракто» — «заломлюю»). Ґалілей спостерігав кратери на Місяці, відкрив супутники Юпітера, у світлій смузі Молочного Шляху побачив велику кількість слабких зір. І це не зважаючи на те, що телескопи Ґ. Ґалілея були недосконалими. Головною їх хибою є дуже мале поле зору. Тому наводити телескоп на небесне світило і спостерігати його Ґалілєю було важко. З цієї ж причини такі телескопи в астрономії не прижились. Їхнім реліктом є сучасні театральні біноклі.
Ще за життя Ґ. Ґалілея з'явились телескопи іншого типу. Винахідником нового інструмента був Й. Кеплер, який 1611 р. дав опис телескопа, що складався з двох двоопуклих лінз.
Відомо, що світлові промені різних довжин хвиль мають неоднакові кути заломлення, тому окремо взята лінза дає забарвлене зображення. Цей недолік називають хроматичною аберацією. Для його усунення з часом стали будувати об'єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефіцієнтами заломлення. Потім з'ясували, що лінзи великих розмірів зазнають деформацій під власною вагою, тому найбільший лінзовий об'єктив має діаметр лише 102 см (Йеркський рефрактор, уведений в дію в 1897 р. в США).
Ідея створення дзеркального телескопа, або рефлектора (від лат. «рефлекто» — «відбиваю»), з'явилася ще за життя Ґалілея. Виготовити такий телескоп спробував у 1664 р. відомий фізик Р. Гук, але якість телескопа виявилась низькою — спостерігати у нього що- небудь не вдалося.
Лише І. Ньютон у 1668 р. побудував перший рефлектор. Цей телескоп був малим за розмірами — головне увігнуте сферичне дзеркало з полірованої бронзи мало в поперечнику лише 2,5 см, а його фокусна відстань становила 6,5 см.
Перший рефлектор Ньютона давав збільшення у 41 раз. Але застосувавши інший окуляр і знизивши збільшення до 25 разів, Ньютон виявив, що в такому разі небесні світила стали яскравішими і спостерігати їх зручніше.
Розгляньмо оптичні схеми і принцип дії телескопа-рефрактора (див. рис. 5.4) і телескопа-рефлектора. У першому з цих двох типів телескопів використовують лінзовий об'єктив, а в другому — дзеркальний. Промені світла, що падають на об'єктив телескопа-рефрактора, заломлюються лінзами, а в телескопі-рефлекторі їх відбиває дзеркало-об'єктив.
Рис. 5.4. Хід променів (оптична схема) в телескопі-рефлекторі.
Телескоп-рефрактор системи Ньютона будує дійсне, збільшене й перевернуте зображення. Остання обставина, незручна під час спостережень наземних об'єктів, в астрономії — несуттєва. Адже в космосі немає абсолютного верху чи низу, тому телескоп не може перекинути небесні тіла «догори ногами». Система Ньютона виявилась дуже зручною, саме тому її успішно застосовують і дотепер (як й інші системи дзеркальних телескопів). Усі сучасні великі телескопи — це телескопи-рефлектори.
Дзеркальні телескопи мають суттєві переваги (зокрема, дають незабарвлене зображення) над лінзовими, тому стали дуже поширеними. Всі сучасні великі оптичні телескопи мають дзеркальні об'єктиви. Суттєвим є те, що, завдяки досягненням комп'ютерної техніки й матеріалознавства, нині можна виготовляти й використовувати збірні (з окремих сегментів) дзеркала. Це відкриває можливості для побудови на поверхні Землі гігантських оптичних телескопів (з поперечником головного дзеркала в кілька десятків метрів).
Нині до найбільших у світі оптичних телескопів належать Великий канарський телескоп (поперечник головного дзеркала 10,4 м) і два телескопи з діаметром головного дзеркала 10 метрів — «Кек-1» і «Кек-2». Але в найближчі десять років до ладу мають стати Гігантський магелланів телескоп (The Giant Magellan Telescope, GMT) з діаметром головного дзеркала майже 25 м, а також Європейський Дуже великий телескоп (European Extremely Large Telescope, E-ELT), що матиме 39-метрове головне дзеркало.
3. Монтування телескопів. Під час спостережень виникає потреба наводити телескоп у будь-яку точку неба. З цією метою трубу телескопа встановлюють на спеціальному монтуванні. Воно буває двох видів: азимутальним і паралактичним, або екваторіальним.
Азимутальне монтування (рис. 5.5) дозволяє обертати трубу телескопа навколо двох взаємно перпендикулярних осей: горизонтальної (лежить у площині горизонту) і вертикальної (паралельна до лінії виска).
Рис. 5.5. Азимутальне і паралактичне монтування телескопа.
Азимутальне монтування має просту конструкцію, але стежити за об'єктом на небі доводиться, повертаючи телескоп одночасно по двох осях. Раніше це треба було робити вручну й тому такі монтування для професійних телескопів, окрім універсальних інструментів, не застосовували Тепер комп'ютер легко справляється з таким завданням, тому азимутальне монтування стали використовувати для великих телескопів також.
Паралактичне, або екваторіальне, монтування (рис. 5.5) також дозволяє обертати трубу телескопа навколо двох взаємно перпендикулярних осей. Полярна вісь спрямована паралельно осі світу, а друга — вісь схилень — лежить у площині екватора. Повертаючи полярну вісь телескопа зі швидкістю обертання небесної сфери, досягають того, що телескоп, направлений на яке-небудь світило, весь час буде тримати його в полі зору. Щоб «вести» полярну вісь телескопа, застосовують часові механізми, наприклад, електродвигуни. Таке монтування дуже зручне для виконання спостережень, тому більшість сучасних телескопів оснащують екваторіальним монтуванням.
Найпростіше екваторіальне монтування — німецьке (рис. 5.6 а). Його використовують для рефракторов і невеликих телескопів-рефлекторів системи Ньютона. Недоліком монтування є потреба використовувати противагу.
Ще один тип монтування телескопа — вилочне (рис. 5.6 б). Воно може бути й азимутальним, і екваторіальним. Хоча це монтування компактніше й надійніше за німецьке, його можна застосувати тільки для телескопів з короткою трубою, яку можна помістити між консолями «вилки».
Рис. 5.8. Німецьке (а) та вилочне (б) монтування телескопа.
ТИПОВА ЗАДАЧА
Об'єктив телескопа має діаметр D = 150 мм і фокусну відстань F = 2250 мм. Чи можна розрізнити в цей телескоп компоненти подвійної зорі g Кита, якщо видима кутова відстань між ними становить l = 2,8".
Розв'язання: Скористаємося формулою θ = 251640" λ/D. Взявши до уваги, що λ = 480 нм, отримаємо θ = 0,8".
Відповідь: Оскільки θ < l, то компоненти зорі розрізнити в цей телескоп можна.
НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ
• Обчисліть лінійний діаметр зображення Місяця у фокальній площині об'єктива рефрактора, якщо фокусна відстань об'єктива F = 60 см, а видимий кутовий діаметр Місяця становить 31'.
ВИСНОВКИ
Телескоп - головний інструмент в астрономії. Його завдання - зібрати якомога більше світла (випромінювання) від небесних тіл, а також розділити об'єкти, що лежать близько один до одного.
