1 Телескоп Гевелия Первый телескоп был построен

1

Телескоп Гевелия Первый телескоп был построен в 1609 году итальянским астрономом Галилео Галилеем. Телескоп имел скромные размеры (длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий), несовершенную оптическую схему и 30 кратное увеличение. Он позволил сделать Телескоп Галилея целую серию замечательных открытий (фазы Венеры, горы на Луне, спутники Замечание: строго говоря, первый теле Юпитера, пятна на Солнце, звезды в был создан датчаниным Гансом Липпер 2 Млечном Пути). в 1608 году.

Астрономические телескопы (1) В астрономии используются два типа телескопов: рефракторы и рефлекторы. Рефракторы используют преломление света с помощью линз для собирание света в фокусе. Такое преломление происходит при прохождении света через границу двух сред, имеющих разные индексы преломления n. Например, значения таковы: воздух- n=1. 0003, стекло-n=1. 5 -1. 8, вода-n=1. 33, алмаз-n=2. 4 Первый такой рефрактор использовал Галилею. ’ Реализация закона преломления в телескопе 3

Астрономические телескопы (2) перпендикуляр к поверхности . Рефлекторы используют отражение света для собирания света в фокусе. Первый такой рефлектор был создан Ньютоном зеркало 4

5

Назначение телескопа – собрать как можно больше света от источника Глаз (как оптический прибор) собирает свет и фокусирует его. Но диаметр зрачка всего 0. 6 см, 0. 6 см Телескоп имеет диаметр D см, поэтому он собирает света в D 2/ (0. 6)2 больше, чем глаз. В итоге: телескоп может наблюдать более слабые 6 объекты

1 ая характеристика телескопов Проницающая сила телескопа харак теризуется предельной звездной величиной m самой слабой звезды, которую можно увидеть в данный инструмент при наилучших услови ях наблюдений. Проницающую силу можно определить по формуле: m=2. 1+5 log. D, D – в мм Изображения галактик в Андромеде, полученные телескопами малого диаметра (верхний снимок) и телескопом большего диаметра. На втором снимке видны объекты, не проявляю- щиеся на первом снимке. 7

Назначение телескопа – уменьшить угол, под которым можно различить два объекта α Человеческий глаз может различить две точки раздельно, если они расположены на угловом расстоянии α не менее 1 угловой минуты. Для астрономии это очень большой угол: 8 Восприятие глаз рзличного разрешения

2 ая характеристика телескопов Разрешающая способность – минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием не менее 1', то телескоп позволяет уменьшить этот предел во много раз. Ограничение на предельное увеличение накладывает явление диффракции – огибание световыми волнами краев объектива. Из-за дифракции вместо изображения точки получаются кольца. Угловой размер центрального пятна Пример 1. Изображения галактики (теоретическое угловое разрев Андромеде на телескопах в шение) порядке увеличения их диаметров α” 206265 λ/D, λ – длина волны, (a, b, c, d). Стрелкой указан объект с 9 D - диаметр разным разрешением.

10

Аберрации телескопов (1) Хроматическая аберрация характерна Белый свет для всех преломляющих оптических приборов. Возникает из-за того, что коэффициент преломления среды зависит от длины волны света. Синие лучи отклоняются линзой сильнее красных, и поэтому положения фокусов для лучей разные. Телескопы-ахроматы состоят из нескольких линз, коэффициенты преломления которых подобран так, чтобы ликвидировать хроматическую аберрацию. 11

Аберрации телескопов (2) Кома – внеосевая аберрация, связанная с наклоном лучей света, идущих от источника, к оптической оси телескопа. При этом изображение звезды имеет вид капли или кометы с ярким ядром и большим хвостом – отсюда и пошло название аберрации. Линейные размеры пятна комы пропорциональны расстоянию звезды от оптической оси и квадрату относительного отверстия объектива. 12

Аберрации телескопов (3 ) Сферическая аберрация возникает из-за того, что лучи света, параллельные главной оптической оси объектива, падая на сферическую поверхность линзы или зеркала, после преломления или отражения пересекаются не в одной точке. Края объектива строят изображение ближе к объективу, а центральная часть – дальше. В результате изображение имеет в фокальной плоскости нерезкий вид. Параболическое зеркало лишено этоо недостатка. 13

Системы рефлекторов (1) Система с прямым фокусом: фокус находится внутри телескопа. приемник линза Вторичное плоское зеркало Система Ньютона: фокус выводится из трубы телескопа. 14

Главно е зеркал о Вторично е зеркало Системы рефлекторов (2) Фоку с Корректирущая пластинка Система Кассегрена: фокус выводится из трубы телескопа Система Шмидта Приемн ик В системе Куде с помощью системы зеркал свет выводится в другое помещение, где может быть установ- лено тяжелое приемное оборудова ние, которое нельзя повесить на телескоп. 15 Система Куде

Монтировка телескопов (1) 1. Стоимость монтировки телескопа превышает стоимость самого телескопа (!). 2. Монтировка должна надежно поддерживать телескоп с зеркалом и подвесным приемным оборудованием, которые имеют большой вес. 3. Монтировка должна быть устойчивой по отношению к вибрации, вызванной ветрами и другими сюрприза ми. 4. Монтировка должна обеспечивать следование теле скопа суточному вращению звезды, чтобы наблюда емый объект был в фокусе телескопа. Однако эти монтировки дорогостоящие и требуют больших павильонов. 16

Монтировки телескопов (2) Н к апр се а в по вер ле лю но ни су му е Вследствие суточного вращения небесной сферы звезда перемещается в поле телескопа. Вращение телескопа Чтобы звезда была неподвижна, к западу существуют разные монтировки телескопа, которые обеспечивают: - вращение телескопа вокруг Направление полярной оси, т. е. вокруг к северному направления на полюс, - вращение вокруг оси полюсу (называемой осью склонений), Вращение Земли перепендикулярной полярной оси. К востоку с ю ол П Земля Эти два вращения и обеспечивают неподвижность источника в поле телескопа. 17

Немецкая монтировка Ось склонений Вд о ог сн бе а не ор ь ат ол экв Полярная ось е ев Кс Столб о рн п му ол у юс В этом типе монтировки в качестве опоры под телескоп служит один столб. Эта установка называется также экваториальной. Английская установка В этом типе монтировки в качестве опоры под телескоп служат два столба. 18

Вилочная установка Полярная ось Стороны вилки параллельны полярной оси Это телескоп Казанского университета диаметром в 1. 5 метра, установленный на высоте 2500 метров в горах Турции. Эта установка очень удобна для монтировки телескопов большого диаметра. 19

Астрономический климат Астроклимат – термин, описывающий влияние турбулентности земной атмосферы на изображение объекта. Турбулентность в атмосфере может возникнуть по разным причинам, в частности, за счет градиента температуры в атмосфере. Поскольку свет от звезды проходит через «дрожжащую» атмосферу, то вместо точечного изображения мы получим диск, называемый диском дрожжания. атмосфера Нет атмосферы Полученное изображение Опыт показал, что самое лучшее изображение получается на Телескопах острова Гавайи на горе высотой в 4000 метров. Полученное изображени е 20

Крупнейшие телескопы мира Диаметр (метры) Страна Место установки 10. 4 Испанияn Канарские острова 2005 Keck 1 9. 8 США Мауна Ки, Гавайи 1993 Keck 2 9. 8 США Мауна Ки, Гавайи HEB 9. 2 США, Германия Наименование GTS Год устан о-вки 1996 Маунт Фоулкес, США 1997 Маунт Грэхем, США 2004 Germany LBT 2 x 8. 4 Италия, США, Германия 21

Субару (Subaru) 8. 3 Япония Mauna Kea, Hawaii 1999 VLT 8. 2 Европа Cerro Paranal, Chile 1998 VLT 2 8. 2 Европа Cerro Paranal, Chile 1999 VLT 3 8. 2 Европа Cerro Paranal, Chile 2000 VLT 4 8. 2 Европа Cerro Paranal, Chile 2001 Mauna Kea, Hawaii 1999 Gemini North 8. 1 США, Англия, Канада, Чили Австралия, Аргентина, 22

Телескоп с многими зеркалами (MMT) 6. 5 США Магеллан (Magellan) 6. 5 США Лас Кампанас, Чили БТА-6 6 Россияa Гора Пастухова, Россия 1976 LZT 6 Канада, Франция Мапд Ридж, Британская Колумбия Телескоп Хейла (Нale Telescope) 5 США Маун Хопкинс, США Маунт Паломар, США 1999 1998 2003 1948 23

Местоположения крупнейших телескопов САО Много больших телескопов находятся на стадии проектирования или строительства. < 5 м <8 м 24

Казанская станция На 6 -метровом телескопе БТА Специальной Астрофи- зической обсерватории РАН на Северном Кавказе применении новой спекл-интерферометрической камеры удалось довести угловое разрешение до 25 очень малых величин.

Телескоп VLT (Very Large Telescope), который находится на севере Чили на вершине горы Паранал в пустыне Атакама на высоте 2635 м над уровнем моря, состоит из четырех идентичных телескопов, размеры каждого из которых 8, 2 м. Все четыре телескопа смогут работать в режиме интерферометра со сверхдлинной базой и получать изображения, как на телескопе с 200–метровым зеркалом. В настоящее время производится отладка всей системы в гигантский оптический интерферометр. 26

Система телескопов на Гавайах. В центре двойной телескоп Кека диаметром 8. 2 метра каждый. 27

Телескоп Казанского университета диаметром в 1. 5 м n Проницающая сила – лампочка в 100 ватт видна с расстояния в 3000 км Разрещающая способность – 1 см виден с расстояния в 30 км n РТТ 150 – Российско -Турецкий Телескоп 28

Общий вид на обсерваторию - RTT 150 - 40 см телескоп - гостиница - лабораторный корпус 29

Схема павильона Интернациональная 30 команда

31

Радиотелескопы Первым космическое радиоизлучение зарегистрировал Карл Янский в 1931 году. Его радиотелескоп представлял собой вращающуюся деревянную конструкцию, установленную на автомобильных колесах для исследования помех радиотелефонной связи на длинах волн λ = 4 000 м и λ = 14, 6 м. К 1932 году стало ясно, что радиопомехи приходят из Млечного Пути, где расположен центр Галактики. А в 1942 было открыто радиоизлучение Солнца. 32

Общая схема радиотелескопа Облучатель Антенна Усили тель-1 Антенна – собирает энергию в радиодиапазоне и фокусирует его. Облучатель – располагается в фокусе, превращает полученную энергию в электрический ток. Усилитель-1 – радиосигналы из космоса очень слабы. Поэтому для дальнейшей обработки их надо усилить в миллионы раз. Мик сер Осцил лятор Усил итель2 Детектор Усил и Приемн ик тель2 Миксер и др. устройства предназначены для понижения частоты сигнала после усилителя, декодирования и записи полученного сигнала. 33

Ограничения радиотелескопов Самое главное ограничение радиотелескопов это их плохое угловое разрешение. Например, радиотелескоп с диаметром в 30 метров на длине волны 21 см имеет разрешение всего в 0. 5 градуса. Выход из такой ситуации можно найти, соединив несколько телескопов в одну систему. Диаметр такого объединенного телескопа равен расстоянию между самыми удаленными друг от друга антеннами. Такие системы называются радиоинтерферометрами. 34

Угловое разрешение радиотелескопов. Основная формула: α” 206265 λ/D Оптический телескоп : λ=5000 А, D=1 м α” 0”. 1 Радиотелескоп: λ=20 см, D=20 м α” 2000” VLA: λ=20 см, D=36 км α” 1”. 2 VLBI: λ=20 см, D=5000 км α” 0”. 1 35

облучатель В 1963 году начал работать 300 метровый радиотелескоп со сферической антенной в Аресибо на острове Пуэрто-Рико, установленный в огромном кратере потухшего вулкана. Сам телескоп неподвижен, но благодаря суточному вращению Земли и возможности смещать облучатель можно наблюдать большую часть неба. Сам облучатель размещен на высоте 135 метров. В 1976 году на Северном Кавказе в России начал работать 600 -метровый радиотелескоп РАТАН-600. Он состоит из 895 отдельных зеркал, образующих параболическую поверхность. Принимает излучение в интервале от 8 мм до 30 см. Угловое 36 разрешение

Интерферометр VLA (Very Large Array= Очень Большой Ряд) 27 радиотелескопов , каждый диаметром в 25 метров, соединены единую систему, действующую как один телескоп диаметром в 36 км – это диаметр всей Y-образной фигуры, изображенной на рисунке. Телескоп установлен в штате Нью-Мехико (США) 37

Интерферометр VLBI (Very Long Baseline Interferometer=Интерферометр со сверхдлинной базой) Налаживают связь между радиотелескопами, находящимися в разных странах и даже на разных континентах. Каждый телескоп имеет атомные часы для синхронизации наблюдений с точностью до 10 -6 сек. Такие системы получили название радиоинтерферометров со сверхдлинной базой (РСДБ). Такие системы дают максимально возможное угловое разрешение, в несколько тысяч раз лучшее, чем у любого оптического телескопа. На снимке показано положение радиотелескопов в на разных контитнентах в системе VLBI. 38 Европейская система РСДБ включает Европу, Украину, Китай. Штабквартира этогй системы находится в Голландии.