Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

Первые астрономические наблюдения Галилея показали, насколько сильно даже маленький телескоп увеличивает возможности человеческого глаза. Телескоп собирает намного больше света, чем глаз. Это дает возможность увидеть гораздо более тусклые объекты, чем доступные невооруженному глазу. Например, в области Плеяд Галилей увидел 36 звезд вместо обычных 6. На фотографиях, полученных с помощью современных телескопов, в этой группе видны сотни звезд. Большой объектив значительно улучшает и разрешение.

Это означает, что две близкие звезды, сливающиеся для невооруженного глаза в одно пятнышко, можно увидеть по отдельности в телескоп. Способность собирать больше света, чем глаз, и высокое разрешение дают возможность увидеть больше структур и тусклых объектов на звездном небе. Высокое разрешение позволяет более точно определять положения (координаты) звезд. А это очень важно при измерении расстояний до звезд, о чем мы расскажем в следующей главе.

Конструкцию телескопа Галилея вскоре улучшил Кеплер

Конструкцию телескопа Галилея вскоре улучшил Кеплер, предложив оптическую схему, используемую по сей день. В «кеплеровском» телескопе большая объективная линза дает изображение небесного объекта на большом расстоянии от объектива. Детали этого изображения рассматривают с помощью увеличивающей выпуклой окулярной линзы.
Качество изображения первых телескопов было плохим. Простые линзы отягощены цветовыми ошибками (хроматическая аберрация), вызванными тем, что световые лучи разного цвета не фокусируются в одной точке, поэтому изображение звезды получается размытым пятнышком, окруженным цветными разводами. В определенной степени линза действует как призма.

Изобретение ахроматических объективов в XVIII веке намного улучшило изображения

Изобретение ахроматических объективов в XVIII веке намного улучшило изображения. Прежде для этого были вынуждены сооружать очень длинные телескопы. Когда отношение диаметра объективной линзы и ее фокусного расстояния мало, лучи света лишь слегка преломляются, цветовая погрешность меньше, а изображение резче. На рис. показаны такие длинные телескопы Парижской обсерватории.
Христиан Гюйгенс тоже строил телескопы, самый большой из которых имел в длину 37 м. Невозможно было сделать такую гигантскую сплошную трубу, поэтому объективная линза устанавливалась на верхушке шеста или на коньке кровли, а управляли ее положением с помощью длинной веревки, стоя на земле и удерживая окуляр перед глазом. Судя по всему, очень неудобно было работать с таким инструментом, следя за вращающимся звездным небом. Тем не менее при помощи этих инструментов получали интересные наблюдательные данные. Например, Гюйгенс обнаружил, что странные отростки у Сатурна, замеченные Галилеем, в действительности являются тонким плоским диском вокруг планеты в ее экваториальной плоскости.

Другим знаменитым наблюдателем эпохи длинных телескопов был поляк Ян Гевелий

Другим знаменитым наблюдателем эпохи длинных телескопов был поляк Ян Гевелий (16111687), имевший собственную обсерваторию в Гданьске. Это была первая в мире обсерватория, оснащенная телескопом. Наблюдениями занималась и его жена Елизавета. Инструмент Гевелия имел 45 м в длину! Его сложная система канатов и реек напоминала оснащение парусного судна и для управления определенно нуждалась в сноровке моряка. С помощью этого телескопа Гевелий исследовал поверхность Луны и составил ее хорошие карты. Когда мы говорим о лунных «морях», следует помнить, что так их назвал Гевелий. Теперь мы знаем, что это низины, наполненные застывшей лавой.
После изобретения в XVIII веке ахроматических линзовых телескопов, в изображении которых цветные разводы сильно ослаблены, эра длинных линзовых телескопов завершилась. До конца ХГХ века еще строили крупные линзовые телескопы с объективами диаметром вплоть до 1 метра, но уже были разработаны телескопы другого типа, которые постепенно стали основными инструментами современных исследований. В 1671 году Исаак Ньютон построил первый рефлектор, где не линза, как в рефракторе, а вогнутое зеркало собирало свет.

Опыты с преломлением лучей в стеклянной призме привели Ньютона к выводу, что цветовые ошибки телескоповрефракторов полностью устранить невозможно. Это заставило его обратиться к альтернативному способу фокусировки световых лучей путем отражения, угол которого не зависит от цвета. Изображение, сформированное в фокусе зеркала, не имеет цветных разводов. Если поверхность вогнутого зеркала параболическая, то все лучи, отраженные как от центральной части зеркала, так и от его краев, будут собираться в один фокус. Сохранился телескоп, собственноручно изготовленный Ньютоном. Его металлическое зеркало имеет диаметр 3,5 см. Ньютон использовал маленькое плоское зеркало для отклонения лучей вбок, в дырочку на трубе телескопа, где расположен увеличивающий окуляр.

Большие современные телескопы рефлекторы часто имеют отверстие в центре главного зеркала

Большие современные телескопы рефлекторы часто имеют отверстие в центре главного зеркала, сквозь которое лучи, отраженные от вторичного зеркала, попадают на детектор излучения. Сегодня изображение регистрируют уже не глазом или фотопластинкой, а высокочувствительной ПЗС камерой или спектрографом. Телескоп описанного типа называется кассегреновским рефлектором, поскольку его изобрел француз Г. Кассегрен (о котором очень мало известно) вскоре после создания рефлектора Ньютона. Впрочем, телескоп Кассегрена, на самом деле, был усовершенствованной версией телескопа, предложенного Джеймсом Грегори еще до Ньютона. Но Грегори не построил свой телескоп. В телескопе Кассегрена в качестве вторичного используют выпуклое зеркало; это приводит к уменьшению длины телескопа.

Важное преимущество телескопа рефлектора

Важное преимущество телескопа рефлектора состоит в том, что размер главного зеркала можно сделать гораздо больше, чем у линзы рефрактора. При этом собирается больше света и можно наблюдать более тусклые и далекие объекты. Зеркало можно поддерживать сзади по всей поверхности, в то время как линзу можно держать только по краям. После разработки методов нанесения серебра, а затем и алюминирования, вместо использовавшегося Ньютоном металла, стали применять стекло, которому даже не нужно быть прозрачным. Вообще свободный от хроматической аберрации рефлектор большого диаметра можно построить за те же деньги, что и рефрактор меньшего размера.
Хотя рефлекторы в астрономии начали успешно конкурировать с рефракторами еще в XIX веке, оставалось много задач, при решении которых предпочтение отдавалось рефракторам. Например, их использовали для точного определения положений звезд. Большие проблемы создавало наличие хроматической аберрации, но в конце концов ее удалось устранить. Это позволило осуществить мечту об измерениях расстояний до звезд.

Сегодня телескопы усложнились еще больше

Сегодня телескопы усложнились еще больше. Наряду с работой в визуальной области, они могут работать в рентгеновском, ультрафиолетовом, радио и инфракрасном диапазонах, недоступных человеческому глазу. Некоторые телескопы работают в космосе, и им не мешает атмосфера, размывающая оптическое изображение и поглощающая излучение на многих длинах волн (исключая визуальный свет и радиоволны). На рис. 7.5 представлено большое зеркало, предназначенное для космического телескопа. Для радиотелескопов вместо зеркала используют вогнутую тарелку, а радиоприемник устанавливают в фокусе этой тарелки.

Большая длина радиоволн делает их разрешение ниже, чем у оптического телескопа того же размера, поэтому тарелка радиотелескопа очень крупная. Бывают тарелки диаметром 100 м и даже больше, тогда как диаметр зеркала современного оптического телескопа не превышает 10 м. Радиоастрономы научились объединять сигналы с разных тарелок, имитируя одну тарелку, сравнимую с размером Земли. Это называется интерферометрией. Уровень современной электроники позволяет сделать то же самое и в оптическом диапазоне, используя несколько телескопов одной обсерватории.
Наконец, некоторые современные телескопы стали трудноузнаваемыми. Разработаны приборы, способные регистрировать субатомное нейтринное излучение Солнца и сверхновых звезд. Созданы детекторы гравитационных волн для обнаружения изменений полей при орбитальном движении черных дыр или их рождение в сверхновых.
Исследовательский дух очень силен в астрономии. Велико желание продвигаться все глубже и глубже в бездну Вселенной, чтобы увидеть то, чего никто никогда ранее не видел. Для обнаружения и дальнейшего исследования всех этих неожиданных небесных тел и явлений требуются телескопы все большего и большего размера.

Первый телескоп видео

Муниципальное образовательное учреждение

«Лицей №2»

Экзаменационная работа по астрономии (реферат)

Телескопы

Выполнила: Мажарова Евгения,

ученица группы Х3-1

Проверила: Гончарова Наталья Владимировна,

учитель астрономии

Назначение телескопа..…………………………………………………………...4

Принципиальная схема телескопа……………………………………………….4

Приложение……………………………………………………………………....11

Введение

В своей работе я хочу рассказать о предназначении телескопа, о видах, на которые они делятся, и о их характеристиках. А так же, я бы хотела освятить историю телескопа.

Основным прибором, который используется в астрономии для наблюдения небесных тел, приема и анализа приходящего от них излучения, является телескоп. Слово это происходит от двух греческих слов: tele - далеко и skopeo - смотрю.Основное назначение телескопов - собрать как можно больше излучения от небесного тела. Это позволяет видеть неяркие объекты. Во вторую очередь телескопы служат для рассматривания объектов под большим углом или, как говорят, для увеличения. Разрешение мелких деталей – третье предназначение телескопов. Количество собираемого ими света и доступное разрешение деталей сильно зависит от площади главной детали телескопа - его объектива. Объективы бывают зеркальными и линзовыми.

Телескопы бывают самыми разными – оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения ИСЗ), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. Все оптические телескопы можно разделить на три вида:

Рефрактор;

Рефлектор;

Зеркально-линзовые.

В телескопах-рефракторах (а) свет собирается 2х-линзовым объективом и фокусируется в точке F. Телескоп-рефлектор же (b) использует для этой цели вогнутое зеркало. В зеркально-линзовых, или катадиоптрических, телескопах (с) применяется сочетание линз и зеркал, что позволяет применять более короткие и портативные трубы. Все телескопы используют окуляр (расположенный за точкой фокуса F) для увеличения изображения, сформированного основной оптической системой.

Телескопы-рефракторы . Главная часть простейшего рефрактора – объектив – двояковыпуклая линза, установленная в передней части телескопа. Объектив собирает излучение. Чем больше размеры объектива D, тем больше собирает излучения телескоп, тем более слабые источники могут быть обнаружены им. Чтобы избежать хроматической аберрации, линзовые объективы делают составными. Однако в случаях, когда требуется свести к минимуму рассеяние в системе, приходится использовать и одиночную линзу. Расстояние от объектива до главного фокуса называется главным фокусным расстоянием F.

Самый большой рефрактор в мире, который находится в Йеркской обсерватории в США, имеет линзу диаметром в 1 м. Линза с большим диаметром была бы слишком тяжела и сложна в изготовлении.

Телескопы-рефлекторы . Основным элементом рефлектора является зеркало – отражающая поверхность сферической, параболической или гиперболической формы. Обычно оно делается из стеклянной или кварцевой заготовки круглой формы и затем покрывается отражающим покрытием (тонкий слой серебра или алюминия). Точность изготовления поверхности зеркала, т.е. максимально допустимые отклонения от заданной формы, зависит от длины волны света, на которой будет работать зеркало. Точность должна быть лучше, чем λ/8. К примеру, зеркало, работающее в видимом свете (длина волны λ = 0,5 микрона), должно быть изготовлено с точностью 0,06 мкм (0,00006 мм).

Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы - используют вместе и линзы и зеркала, что дает оптическую конструкцию позволяющую добиться отличного разрешения и качества изображения, при этом используя сверхкороткие, ультрапортативные оптические трубы.

Назначение телескопа

При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи:

· создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);

· собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.

Принципиальная схема телескопа.

Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Объектив строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света, параллельные главной оптической оси, собираются в фокусе F, лежащем на этой оси. Другие пучки света собираются вблизи фокуса – выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра рассматривает наблюдатель. Диаметры входного и выходного пучков сильно различаются (входной имеет диаметр объектива, а выходной – диаметр изображения объектива, построенного окуляром). В правильно настроенном телескопе весь свет, собранный объективом, попадает в зрачок наблюдателя. При этом выигрыш пропорционален квадрату отношения диаметров объектива и зрачка. Для крупных телескопов эта величина составляет десятки тысяч раз. Так решается одна из основных задач телескопа – собрать больше света от наблюдаемых объектов. Если речь идет о фотографическом телескопе – астрографе, то в нем увеличивается освещенность фотопластинки.

Вторая задача телескопа – увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f.

Важнейшими характеристиками телескопа (помимо его оптической схемы, диаметра объектива и фокусного расстояния) являются проницающая сила, разрешающая способность, относительное отверстие и угловое увеличение.

Проницающая сила телескопа характеризуется предельной звездной величиной m самой слабой звезды, которую можно увидеть в данный инструмент при наилучших условиях наблюдений. Для таких условий проницающую силу можно определить по формуле:

m = 2,1 + 5 lgD,
где D – диаметр объектива в миллиметрах.

Разрешающая способность – минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием не менее 2", то телескоп позволяет уменьшить этот предел в Γ раз. Ограничение на предельное увеличение накладывает явление дифракции – огибание световыми волнами краев объектива. Из-за дифракции вместо изображения точки получаются кольца. Угловой размер центрального пятна (теоретическое угловое разрешение)

Разрешающая способность может вычисляться по формуле:

где δ – разрешение в секундах, D – диаметр объектива в миллиметрах.

Для видимых длин волн при λ = 550 нм на телескопе с диаметром D = 1 м теоретическое угловое разрешение будет равно δ = 0,1". Практически угловое разрешение больших телескопов ограничивается атмосферным дрожанием. При фотографических наблюдениях разрешающая способность всегда ограничена земной атмосферой и погрешностями гидирования и не бывает лучше 0,3". При наблюдениях глазом из-за того, что можно попытаться поймать момент, когда атмосфера относительно спокойна (достаточно нескольких секунд), разрешающая способность у телескопов с диаметром D, большим 2 м, может быть близка к теоретической. Хорошим считается телескоп, собирающий более 50 % излучения в кружке 0,5".

Относительное отверстие – отношения диаметра D к фокусному расстоянию F:

У телескопов для визуальных наблюдений типичное значение относительного отверстия 1/10 и меньше. У современных телескопов она равна 1/4 и больше.

Часто вместо относительного отверстия используется понятие светосилы, равной (D/F)2. Светосила характеризует освещенность, создаваемую объективом в фокальной плоскости.

Относительным фокусным расстоянием телескопа (обозначается перевернутой буквой А) называется величина, обратная относительному отверстию:

В фотографии эта величина часто называется диафрагмой.

Угловое увеличение (или просто увеличение) показывает, во сколько раз угол, под которым виден объект при наблюдении в телескоп, больше, чем при наблюдении глазом. Увеличение равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра:

В наши дни наука шагнула далеко вперед. Оптические телескопы сменились инфрокрасными и радиотелескопами. Но наука на этом не останавливается и уже через несколько лет, я уверена, создадут совершенно новые по технологии телескопы. Тем более, что разработки такого телескопа уже ведутся.

1. Л. Л. Сикорук. Телескопы для любителей астрономии. М., «Наука», 1990.

2 . Элементарный учебник физики под редакцией академика Г. С. Ландсберга. Том III. М., «Наука», 1971.

3 . Телескопы БСЭ, т.25, стр.399.

4 . Астрограф БСЭ, т.2, стр.340-3415.

5 . Монтировка телескопа. БСЭ, т.16, стр.549-550.

6 . Шмидта телескоп. БСЭЭ, т.29, стр.445.

7 . Максутова телескоп. БСЭ, т.15, стр. 258.

Галактики имеют все виды форм. Но в прошлом формы галактик были более разнообразными и «специфическими», чем теперь. Со временем, по данным нового исследования, галактики имеют тенденцию превращаться в спирали. «Шесть миллиардов лет назад было намного больше разнообразных галактик, чем теперь - это очень удивительный результат», — сказал Родни Дельгадо-Серрано (Rodney Delgado-Serrano), главный автор новой публикации. «Это означает, что за прошлые шесть миллиардов лет, эти специфические галактики, должно быть, стали нормальными спиралями…»

Используя данные от Космического телескопа Hubble и Sloan Digital Sky Survey, команда астрономов создала первую демографическую перепись типов галактик в двух различных точках истории Вселенной, собрав для этого две хаббловских последовательности из разных Эр, которые помогли объяснить, как формируются галактики. Результаты показали, что последовательность Хаббла шесть миллиардов лет назад очень отличалась от той, которую астрономы видят сегодня.

Это изображение создано из данных полученных от NASA/ESA Hubble Space Telescope и Sloan Digital Sky Survey и демонстрирует, что хаббловская последовательность 6 млрд. лет назад очень отличалась от той, которую видят астрономы сегодня. Источник: NASA, ESA, Sloan Digital Sky Survey, R. Delgado-Serrano and F. Hammer (Observatoire de Paris)

Изображение с большим разрешением доступно . Верхнее изображение представляет текущую - или локальную - Вселенную, а нижнее изображение представляет нам отдаленные галактики (шесть миллиардов лет назад), показывая намного внушительные фрагменты специфических галактик. При осуществлении выборки 116 локальных и 148 отдаленных галактик, исследователи обнаружили, что у более чем половины современных спиральных галактик были так называемые специфические формы 6 миллиардов лет назад.

Эдвин Хаббл (Edwin Hubble) изобрел Последовательность Хаббла, иногда называемую диаграммой камертона Хаблла. Диаграмма делит галактики на три больших класса, по их основным формам: спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром) и эллиптические галактики.

«Наша цель состояла в том, чтобы найти сценарий, который соединит текущую фотографию Вселенной с морфологией отдаленных, старших галактик - т.е. найти правильную подгонку этих пазлов галактической эволюции», — сказал Франсуа Хаммер (François Hammer) из Обсерватории де Пари, который возглавлял команду астрономов.

Астрономы считают, что эти своеобразные галактики стали спиралями через столкновения и слияние. Это противоречит широко распространенному мнению, что галактики - результат слияния в ходе формирования эллиптических галактик, но Хаммер и его команда предлагают гипотезу «спирального восстановления», которая предполагает, что галактики, пострадавшие от богатых газом слияний, медленно возрождаются как гигантские спирали с дисковой и центральной бульбой.

История телескопа

Телескоп и его назначение

Что такое телескоп?

Инструмент, который собирает электромагнитное излучение удаленного объекта и направляет его в фокус, где образуется увеличенное изображение объекта или формируется усиленный сигнал.

По мере развития астрономической техники появилась возможность изучать объекты во всем электромагнитном спектре, для чего были разработаны специальные системы телескопов и дополнительных детекторов, позволяющие работать в различных диапазонах волн. Термин "телескоп", первоначально означавший оптический инструмент, получил более широкое значение. Однако в телескопах, работающих в видимом, радио- и рентгеновском диапазонах, используются системы и методы, сильно различающиеся между собой.

Оптические телескопы бывают двух основных типов (рефракторы и рефлекторы), отличающиеся выбором главного собирающего свет элемента (линза или зеркало соответственно). У телескопа-рефрактора на передней стороне трубы имеется объектив, а в задней части, где формируется изображение, - окуляр или фотографическое оборудование. В отражательном телескопе в качестве объектива использовано вогнутое зеркало, располагающееся в задней части трубы.

Объектив телескопа-рефрактора обычно представляет собой составную линзу из двух или нескольких элементов с относительно большим фокусным расстоянием. Использование составных линз уменьшает хроматическую аберрацию (такие линзы называют ахроматическими дублетами и триплетами). Минимизировать как хроматическую, так и сферическую аберрацию можно, если использовать большое фокусное расстояние, но это приводит к тому, что рефракторы получаются длинными и громоздкими. В прошлом для уменьшения погрешностей строились только рефракторы больших размеров. Если надо подчеркнуть, что наблюдения проводились с помощью рефракторного телескопа, то используют сокращение обозначение OG (object glass, т.е. объектное стекло).

При создании и установке больших стеклянных линз возникает ряд трудностей; кроме того, толстые линзы поглощают слишком много света. Самый большой рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит Йеркской обсерватории.

Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы. Рефлекторные телескопы популярны и у любителей, поскольку они не так дороги, как рефракторы, и их легче изготовить самостоятельно. В рефлекторе свет собирается в точке перед первичным зеркалом, называемой первичным фокусом. Собранный пучок света обычно направляется (посредством вторичного зеркала) к более удобному для работы месту. С этой точки зрения различают несколько общепринятых систем, в том числе ньютоновский фокус, кассегреновский фокус, фокус куде и фокус Несмита. В очень больших телескопах наблюдатель имеет возможность работать непосредственно в первичном фокусе в специальной кабине, установленной в главной трубе. На практике как вторичное зеркало, так и кабина в первичном фокусе не оказывают существенного влияния на работу телескопа. Большие многоцелевые профессиональные телескопы обычно строят так, что наблюдатель получает возможность выбора фокуса. Ньютоновский фокус используется только в любительских оптических телескопах.

Первичные зеркала в отражательных телескопах обычно изготавливают из стекла или керамики, которая не расширяется (и не сжимается) при изменении температуры. Поверхность зеркала тщательно обрабатывается до получения требуемой формы, обычно сферической или параболической, с точностью до долей длины волны света. Для получения отражательных свойств на поверхность стекла наносится тонкий слой алюминия. В ранних отражательных телескопах, например, у Уильяма Гершеля (1738-1822), первичное зеркало было изготовлено из полированного металлического сплава (68% меди и 32% олова). По латыни термин "зеркальный" предается как "speculum"; по этой причине для обозначения отражательного телескопа до сих пор иногда используют сокращение "spec". Самые ранние стеклянные зеркала покрывали серебром, но это оказалось неудобным из-за того, что на воздухе серебро темнеет.

В наиболее современных больших телескопах применяются методы активной оптики, которые позволяют использовать более тонкие и легкие зеркала, необходимая форма которых сохраняется поддерживающей системой, управляемой компьютером. Это позволяет использовать как зеркала с очень большими диаметрами, так и зеркала, составленные из отдельных элементов.

Мощность получаемого светового сигнала и разрешающая способность телескопов зависят от размера объектива. Чтобы получить возможность наблюдения все более слабых объектов и достичь разрешения мелких деталей, в астрономии наблюдается тенденция к созданию инструментов все большего размера, хотя этих целей частично можно достичь и за счет создания более чувствительных детекторов и применения интерферометров.

Увеличение мощности само по себе не имеет большого значения, если не считать небольших любительских телескопов, предназначенных для визуальных наблюдений. Усиление при визуальном наблюдении легко можно изменять с помощью различных окуляров. Максимальная степень усиления обычно ограничена не техническими характеристиками телескопа, а условиями видимости.

Изображения, получаемые в астрономических телескопах, инвертированы. Так как введение дополнительной линзы, которая могла бы скорректировать изображение, поглотит часть светового потока, не принеся особой пользы, астрономы предпочитают работать непосредственно с инвертированными изображениями.

Монтировка астрономического телескопа - важная часть конструкции, так как наблюдатель должен иметь возможность легко направлять телескоп в заданную точку неба и поддерживать его ориентацию при вращении Земли, отслеживая видимое движение объекта по небу. Небольшие любительские телескопы и современные управляемые компьютером телескопы используют альтазимутальную монтировку. До появления компьютерного управления наиболее распространенной была экваториальная монтировка. Экваториальную установку имеют многие из работающих в настоящее время телескопов, причем эта система остается популярной и для любительских инструментов

Назначение телескопа

Телескопы бывают самыми разными – оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения ИСЗ), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи:
создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);
собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.

Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Объектив строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света, параллельные главной оптической оси, собираются в фокусе F, лежащем на этой оси. Другие пучки света собираются вблизи фокуса – выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра рассматривает наблюдатель. Диаметры входного и выходного пучков сильно различаются (входной имеет диаметр объектива, а выходной – диаметр изображения объектива, построенного окуляром). В правильно настроенном телескопе весь свет, собранный объективом, попадает в зрачок наблюдателя. При этом выигрыш пропорционален квадрату отношения диаметров объектива и зрачка. Для крупных телескопов эта величина составляет десятки тысяч раз. Так решается одна из основных задач телескопа – собрать больше света от наблюдаемых объектов. Если речь идет о фотографическом телескопе – астрографе, то в нем увеличивается освещенность фотопластинки.

Вторая задача телескопа – увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f. G=F/f

Устройство простейшего телескопа

Различают два основных вида телескопов: рефракторы, объективы которых состоят из линз, и рефлекторы, имеющие зеркальные объективы. Кроме того, существуют различные типы сложных зеркально-линзовых систем, объединяющие преимущества тех и других телескопов.

В телескопе любого типа объектив в своей фокальной плоскости создает действительное изображение наблюдаемого объекта или участка неба, которое можно увидеть на экране, зафиксировать на фотопластинке или на другом светоприемнике.

В простейшем случае это изображение можно рассматривать глазом, поместив его на расстоянии нормального зрения (25 см) позади фокальной плоскости, при этом увеличение телескопа:
n = F / 25, где F - фокусное расстояние объектива в сантиметрах, а 25 см - расстояние нормального зрения (у близоруких оно меньше).

Дополнительная лупа (окуляр) позволяет приблизить глаз к фокальной плоскости и рассматривать изображение с меньшего расстояния, т. е. под большим углом зрения, и тогда увеличение телескопа будет равно:
n = F / f, где f - фокусное расстояние лупы-окуляра.
Таким образом, телескоп можно изготовить, расположив на одной оси одна за другой две линзы - объектив и окуляр - на суммарном расстоянии L = F + f. Для наблюдений близких земных предметов это расстояние должно быть увеличено, что легко находится опытным путем. Меняя окуляры, можно получить различные увеличения при одном и том же объективе.

Увеличение имеющегося инструмента при неизвестных F и f, или для любой сложной системы оптики, легко определить, измерив диаметр выходного зрачка d. Для этого необходимо направить инструмент на ярко освещенную поверхность (небо) и около окулярного конца поместить лист белой бумаги (кальки). Перемещая лист ближе - дальше от окуляра, получить наиболее резко очерченное световое пятно и с помощью миллиметровой линейки измерить его диаметр. Тогда увеличение вычисляется по формуле:
n = D / d, где D - диаметр объектива. На практике считается, что допустимое рабочее увеличение не должно превосходить 2D (мм).
Простейший телескоп может быть изготовлен из обычных очковых стекол, в необработанном виде диаметр которых обычно равен 6 см. Для объектива следует взять положительную линзу оптической силой Д=+0.75 - +1 диоптрий (фокусное расстояние такой линзы F=1м/Д, то есть для Д=+1д имеем F=100 см). В качестве окуляра лучше взять 5-ти или 10-ти кратную лупу, фокусное расстояния которой f равно расстоянию нормального зрения 25 см, деленного на кратность (то есть, 25/5 = 5 см и 25/10 = 2.5 см).
Закрепив объектив и окуляр на концах картонной или иной трубки на расстоянии L = F + f, получим телескоп вполне удовлетворительного качества. Для удобства наводки на резкость при рассматривании близких земных предметов трубу следует сделать составной и предусмотреть возможность раздвижения на 5 -10 см. Достаточно плотную трубку можно получить, свернув ее из нескольких слоев плотной бумаги, пропитанных жидким клейстером. Внутреннюю поверхность бумаги следует зачернить тушью, а наружную поверхность покрыть 2-3 слоями нитролака.
Xороший телескоп может быть изготовлен, если вместо объектива применить длиннофокусный фотографический объектив типа ТАИР-3 (D=6см, F=30см), МТО 500 (D=6см, F=50см), МТО-1000 (D=8см, F=100см).
В качестве окуляра лучше использовать либо короткофокусный фотографический объектив с F Положительный окуляр Рамсдена изготавливается из положительных плоско-выпуклых одинаковых линз f1 = f2, установленных в оправе выпуклостями друг к другу на расстоянии d при соотношении f1: d: f2 = 3:2:3

Отрицательный окуляр Гюйгенса состоит из плоско-выпуклых линз, установленных выпуклостями к объективу при соотношении
f1: f2 = 3:1 на расстояниях f1: d: f2 = 3:2:1, а при
f1: f2 = 2:1 на расстояниях f1: d: f2 = 4:3:2

Фокусное расстояние всей системы вычисляется по формуле
f = f1 T f2 /(f1 + f2 - d)

Испытание телескопа

Наиболее простой метод испытания телескопа состоит в исследовании даваемого телескопом изображения звезды.

Для испытания следует выбрать бело-голубую звезду 2-3 звездной величины не ниже 40° над горизонтом. В хороший телескоп при увеличении около 20 раз на 1 см отверстия изображение должно представляться в виде очень маленького, совершенно круглого диска, окруженного 2-3 концентрическими дифракционными кольцами.

Если воздух неспокоен, система колец может дрожать, искажаться, разбиваться на дуги, а при очень плохих атмосферных условиях диск может расплыться так, что совершенно покроет кольца.

Если, однако, при наблюдении в течении ряда вечеров и при различных атмосферных условиях наблюдатель видит лишь большой размытый диск без следов колец, то объектив следует признать плохим.

Если диск имеет овальную или грушевидную форму, кольца вытянуты в одном направлении с диском и все изображение с одной стороны ярче, то причина лежит в несовпадении оптических осей объектива и окуляра, причем ближе к окуляру лежит та часть объектива, где изображение ярче при окуляре, выдвинутом наружу главного фокуса. Объектив следует привести в надлежащее состояние, наклоняя его в оправе регулировочными винтами или прокладывая в нужной стороне тонкие бумажные полоски.

Когда диск не круглый, а кольца извилисты и неподвижны при спокойной атмосфере, это означает, что объектив выполнен из плохого стекла, имеющего свили и неоднородности. Для проверки следует повернуть объектив вместе с его оправой на определенный угол и посмотреть, повернулись ли на такой же угол выступы и впадины изображения. Если повернулись, то это недостаток объектива, который неустраним. На присутствие устранимого недостатка показывает другой вид изображения, когда звезда и кольца имеют форму, соответствующую расположению крепежных винтов объектива. Для восстановления нормального изображения нужно только отпустить крепежные винты, но не до такой степени, чтобы стекла стали качаться.

Иногда противоположные края диска окрашены в красный и зеленый цвет. Окраска выступает резче, если сдвинуть окуляр с фокуса, и бывает заметна также при наблюдении планет и краев лунного диска. Явление вызвано несовпадением центров линз двухлинзового объектива. Исправить можно поворотом одной линзы относительно другой или незначительным смещением друг относительно друга.

Окраска противоположных краев изображения может быть вызвана также тем, что линзы объектива наклонены друг к другу и края их, соответствующие красному цвету, слишком сближены. В этом случае необходимо отрегулировать расстояние между линзами, изменяя толщину прокладок. Окраска верхнего и нижнего краев изображения в зеленый и красный цвет наблюдается для светил находящихся невысоко над горизонтом, и не зависит от поворота объектива. В этом случае причина вызвана преломлением света в атмосфере Земли.

Сферическую аберрацию объектива можно распознать чуть-чуть сдвигая окуляр попеременно в обе стороны от главного фокуса. Одинаковая яркость крайних колец внефокальных изображений покажет, что объектив свободен от сферической аберрации. Если внешнее кольцо при окуляре внутри фокуса слабее, чем при окуляре снаружи фокуса, то объектив переисправлен, для недоисправленного объектива внешние кольца будут слабее при окуляре снаружи фокуса.

Хроматическая аберрация скажется тем, что при слегка вдвинутом внутрь фокуса окуляре вокруг диска будет пурпурная кайма, а при выдвинутом - красное пятнышко в центре изображения. Это следует из того, что в обычных визуальных объективах фокус красных лучей лежит несколько ближе к объективу, чем фокус желто-зеленых лучей, в которых изображение рассматривается. Хроматизм присущ всем рефракторам и отсутствует у рефлекторов, однако следует иметь в виду, что хроматизмом обладают также окуляры и глаз наблюдателя.

Астигматизмом считается сферическая аберрация, вызванная при наклонном падении лучей тем, что один диаметр объектива преломляет лучи иначе, чем другой, к нему перпендикулярный. Изображение звезды вытягивается при этом в эллипс, который меняет направление большой оси на 180° при положениях окуляра внутри и снаружи главного фокуса. Астигматичным может быть также не только объектив, но и глаз наблюдателя или окуляр. Для испытания глаза ставят самый слабый окуляр и наклоняют голову вправо или влево; при астигматичном глазе большая ось эллипса соответственно изменяет свое положение. Если эллипс неподвижен, то вращают окуляр; если и в этом случае картина не меняется, то астигматичен объектив. Чтобы окончательно убедиться в этом, заменяют окуляр на более сильный и вращают объектив вместе с оправой.

Исторические телескопы

Телескопы Галилея
В 1609, узнав об изобретении голландскими оптиками зрительной трубы, Галилей самостоятельно изготовил телескоп с плосковыпуклым объективом и плосковогнутым окуляром, который давал трехкратное увеличение. Через некоторое время им были изготовлены телескопы с 8- и 30-кратным увеличением.

В 1609, начав наблюдения с помощью телескопа, Галилей обнаружил на Луне темные пятна, названные им морями, горы и горные цепи. 7 января 1610 открыл четыре спутника планеты Юпитер, установил, что Млечный Путь является скоплением звезд. Эти открытия описаны им в сочинении «Звездный вестник, открывающий великие и в высшей степени удивительные зрелища…» (вышел в свет 12 марта 1610).

В октябре 1610 открыл фазы Венеры; в конце этого же года, почти одновременно с Т.Хэрриотом, И. Фабрицием и Х. Шейнером, открыл пятна на Солнце. Изменение положения солнечных пятен доказывало, как правильно считал Галилей, что Солнце вращается вокруг своей оси.

Телескопы Гершеля
Английский астроном Уильям Гершель (1738-1822) получил известность в 1781 году, когда с помощью 7-футового телескопа открыл новую планету - Уран.

Свой первый телескоп Гершель построил в 1774 году, затем изготовил 7-футовый, 10-футовый и, наконец, в 1783 году - 20-футовый (6 м) телескоп с объективом диаметром сначала 30 см, а с 1784 - 47.5 см (19"), который и стал его основным рабочим инструментом. С его помощью У. Гершель открыл структуру Млечного Пути и множество туманностей.

Потерпев неудачу при изготовлении 30-футового телескопа, Гершель взялся сразу за 40-футовый (12 м) с зеркалом диаметром 122 см (48") и закончил его в 1789 г. С его помощью были открыты 6-й и 7-й спутники Сатурна. В 1811 г. Гершель перестал пользоваться этим телескопом, и уже после смерти Гершеля, в 1839 г. инструмент был разобран

Телескопы Фраунгофера
Изготовлялись Йозефом Фраунгофером (1787-1826) в начале XIX века. Именно благодаря им телескоп превратился в точный измерительный инструмент, снабженный параллактической монтировкой, часовым механизмом и микрометром.

Фраунгофер основал в 1817 году первый Оптический институт в Мюнхене и подвел научную основу под изготовление линз для телескопов. Объективы его рефракторов достигали диаметра 24 см.

Телескоп лорда Росса
Был сооружен английским астрономом Уильямом Парсоном (лордом Россом) в 1845 году. Имел металлическое зеркало диаметром 72" (1,80 м) и длину 50 футов.

С его помощью лорд Росс открыл спиральную структуру некоторых туманностей.

100" телескоп Хукера (2,54-м)
100-дюймовый (2,58-м) телескоп Маунт-Вилсоновской обсерватории, расположенный недалеко от Пасадены в Калифорнии. Сооруженный на финансовые средства, пожертвованные американским миллионером Джоном Д. Хукером из Лос-Анджелеса. Телескоп начал действовать в 1917 г. До введения в 1948 г. 5-метрового телескопа Хейла телескоп Хукера был самым большим в мире. В 1985 г. этот телескоп был временно закрыт, но впоследствии модернизирован и вновь используется с начала 1990-х гг.

Зеркало отливалось во Франции, обрабатывалось в Пасадене и имело массу 5 т, а общая масса подвижных частей превосходила 100 т.

200" телескоп им.Джорджа Хейла
5-метровый рефлектор в Паломарской обсерватории. Работы по сооружению телескопа были начаты в 1930 г. после получения Калифорнийским технологическим институтом гранта Рокфеллеровского фонда. Завершение работ было отсрочено Второй мировой войной. Официальное открытие состоялось в 1948 г., и телескоп был посвящен памяти Джорджа Эллери Хейла (1868-1938), инициатора и вдохновителя проекта.

6-метровый Советский телескоп (БТА)
6-м российский телескоп, расположенный на Северном Кавказе близ горы Пастухова на высоте 2070 м над уровнем моря. Его координаты: широта 43°39"12" и долгота 41°26"30"

Современные телескопы

Возможности современных телескопов
Первым приемником изображений в телескопе, изобретенным Галилеем в 1609 году, был глаз наблюдателя. С тех пор не только увеличились размеры телескопов, но и принципиально изменились приемники изображения. В начале ХХ века в астрономии стали употребляться фотопластинки, чувствительные в различных областях спектра. Затем были изобретены фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи (ЭОП).

Эволюция параметров оптических телескопов:

В современных телескопах в качестве приемников излучения используют ПЗС-матрицы. ПЗС состоит из большого количества (1000×1000 и более) полупроводниковых чувствительных ячеек размером в несколько микрон каждая, в которых кванты излучения освобождают заряды, накапливаемые в определенных местах – элементах изображения. Изображения обрабатываются в цифровом виде при помощи ЭВМ. Матрица должна охлаждаться до температур –130°С.

Наблюдения на современных телескопах проводятся из специальных помещений; во время работы телескопов людям в здании желательно не находится, чтобы не создавать лишних вибраций и потоков тепла. Некоторые телескопы могут передавать изображение напрямую пользователям Internet.

В современных телескопах-рефлекторах главное зеркало, как правило, имеет параболическую или гиперболическую форму. Они способны получать изображение не только в оптическом, но и в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Имеются механизмы компенсирования дрожания атмосферы – адаптивная оптика и спекл-интерферометрия.

На Паломарской обсерватории при помощи зеркально-линзового телескопа системы Шмидта был проведен обзор, состоящий из тысячи карт, запечатлевших в двух цветах объекты неба до 21-й звездной величины. Пятиметровый телескоп Паломарской обсерватории является самым старым из крупнейших телескопов мира.

2,5-метровый телескоп обсерватории Апаче-Пойнт (США), оснащенный гигантской ПЗС-камерой, начал составлять новый обзор, в котором будут объекты в пяти цветах до 25-й звездной величины.

На 10-метровом зеркале телескопа «Кек-1» на Гавайских островах при помощи сегментирования получено разрешение 0,02". Там же на высоте 4150 м над уровне моря расположен телескоп «Кек-2».

На 6-метровом телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН на Северном Кавказе при применении новой спекл-интерферометрической камеры удалось довести угловое разрешение до 0,02".

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.

Телескоп НЕТ (имени Вильяма Хобби и Роберта Эберли), зеркало которого имеет размеры 9,1 м, вступил в строй в 1997 году в Маунт-Фоулкес (штат Техас, США). Он расположен на высоте 2002 м над уровнем моря.

Телескоп «Субару», диаметр зеркала которого достигает 8,2 м, вступил в строй в 1999 году на Мауна-Кеа, Гавайские острова, на высоте 4139 м над уровнем моря. Его системы следят за формой главного зеркала с целью уменьшения искажений и борьбы с атмосферным дрожанием. Управляемый компьютером цилиндрический купол телескопа подавляет тепловую турбулентность воздуха. В настоящее время производится наладка этого телескопа, но уже получено разрешение 0,2". Наблюдения на данном телескопе проводятся из специальных помещений, во время работы телескопа люди в здании находиться не могут. Наблюдения могут проводиться и при помощи Internet. Телескоп рассчитан на наблюдения от ультрафиолетовой до инфракрасной области спектра.

Телескоп «Джемини» северный (Gemini Telescope north), размеры которого 8,1 м, вступил в строй в 1999 году на Мауна-Кеа, Гавайские острова на высоте 4214 м над уровнем моря. Это первый из телескопов «Джемини», второй расположен в южном полушарии (Серро-Пачон, Чили) и вступит в строй в 2001 году. Планируется, что они будут работать как интерферометры.

Телескопы «Магеллан-1» и «Магеллан-2», расположенные в Лас-Кампанасе (Чили) на высоте 2300 м над уровнем моря, частично вступили в строй в 1999 году. Размеры зеркал этих телескопов 6,5 м. Полный ввод в строй этих телескопов, работающих как интерферометры, ожидается в 2002 году.

Среди рефракторов крупных телескопов нет. Йеркский рефрактор (США, 1897) имеет объектив 1,02 м, Ликский (Маунт-Гамильтон, США, 1888) – 0,9 м, Медонский (Франция, 1889) – 0,83 см. Построенный на основе технологии, свободной от комы и астигматизма, «Большой Шмидт» (Маунт-Паломар, США, 1948) имеет 48-дюймовое зеркало. Такой же по величине Британский телескоп Шмидта (1973) расположен в Австралии.

Особое значение в наш космический век придается орбитальным обсерваториям. Наиболее известная из них – космический телескоп им. Хаббла – запущен в апреле 1990 года и имеет диаметр 2,4 м. После установки в 1993 году корректирующего блока телескоп регистрирует объекты вплоть до 30-й звездной величины, а его угловое увеличение – лучше 0,1" (под таким углом видна горошина с расстояния в несколько десятков километров). С помощью телескопа удалось получить снимки далеких объектов Солнечной системы, наблюдать падение кометы Шумейкеров – Леви на Юпитер и извержение Ио, изучить цефеиды и квазары, получить снимки предельно слабых галактик. Исследования с орбиты проводятся не только в оптическом, но и во всех других диапазонах электромагнитного излучения.

Астрономические данные, полученных на различных современных телескопах, накапливаются на специальных компьютерах. Обычно результаты наблюдений в течение года считаются собственностью получившего их ученого. Затем данные переходят в общее пользование. В настоящее время создаются виртуальные обсерватории, в которых будут доступны данные наблюдений с обсерваторий VLT, Космического телескопа им. Хаббла и других.

Телескоп имени Хаббла

Кто такой Хаббл?

Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-1953) Американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл родился в Маршфилде в штате Миссури. Отец Хаббла служил в чикагской страховой фирме, дети в семье воспитывались в условиях

самой суровой дисциплины.

Поступив в 1906 г. в Чикагский университет, Хаббл работал в лаборатории известного

физика Милликена. Однако он не захотел заниматься физикой и направился в Англию, чтобы

продолжить образование в Оксфордском университете, изучая... римское право.

Возвратившись на родину, Хаббл получил диплом юриста. Но адвокатом он проработал

всего год, а затем решил "бросить юриспруденцию ради астрономии". Хаббл вернулся в

Чикагский университет и начал работать ассистентом Йерксской обсерватории, близ Чикаго. Но научная работа Хаббла прервалась. Шла первая мировая война, и его призвали в действующую армию. По возвращении из армии Хаббл работал в обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии.

Труды Хаббла положили начало современной внегалактической астрономии. В 1924 г.

Хаббл при помощи телескопа с диаметром зеркала 250 см на обсерватории Маунт-Вилсон

доказал, что туманность Андромеды и некоторые другие туманности имеют звездное строение и находятся далеко за пределами млечного пути.

Таким образом, Хаббл установил, что наша галактика не единственная звездная система во

Вселенной.

В последующие годы Хаббл исследовал много туманностей, которые он называл

внегалактическими. Теперь они называются галактиками. Оказалось, что далеко не все эти

галактики имеют спиральную форму. Многие из них эллиптической, а некоторые неправильной формы. В 1925 г. Хаббл составил первую подробную классификацию галактик по их формам и другим особенностям.

В 1929 г. Хаббл обнаружил, что между лучевыми скоростями движения галактик и

расстояниями до них существует линейная зависимость (закон Хаббла) , и определил численное значение коэффициента этой зависимости (постоянная Хаббла) . Это открытие стало наблюдательной основой теории расширяющейся Вселенной.

Хаббл был одним из выдающихся астрономов ХХ в. и пионером изучения далеких

звездных систем. В 1927 г. он был избран членом Национальной академии наук в Вашингтоне.

Проект космического телескопа имени Хаббла

В двадцатом веке астрономы сделалимного шагов в изучении вселенной. Эти шаги были бы невозможны без использования больших и сложных телескопов, расположенных на высокогорных лабораториях и управляемых большим количеством квалифицированных специалистов.

С выводом на орбиту ТЕЛЕСКОПА ИМЕНИ ХАББЛА (HUBBLE SPACE TELESCOPE - HST), астрономия сделала гигантский рывок вперед. Будучи расположенным за пределами земной атмосферы, HST может фиксировать такие объекты и явления, которые не могут быть зафиксированы приборами на земле.
(Рис.3. Старт космического шаттла Discovery, выносящего на орбиту Земли телескоп Хаббл)
Проект HST был разработан в НАСА при участии Европейского Космического Агентства(ESA). Этот телескоп-рефлектор, диаметром 2,4 м (94,5 дюйма), выводится на низкую (610 километров или 330 морских миль) орбиту с помощью американского корабля СПЕЙС ШАТТЛ (SPACE SHUTTLE). Проект предусматривает периодическое техническое обслуживание и замену оборудования на борту телескопа. Проектный срок эксплуатации телескопа - 15 и более лет.

В конце апреля 1990 г. с борта американского корабля многоразового использования "Дискавери" была выведена на орбиту крупнейшая околоземная обсерватория для наблюдений в оптическом диапазоне спектра - Хаббловский космический телескоп весом более 12т (кооперативный проект НАСА и Европейского космического агентства). На него возлагались большие надежды, однако вскоре после запуска выяснилось, что главное 2,4-метровое зеркало телескопа обладает сферической аберрацией, значительно ухудшающей характеристики этого уникального инструмента. И всё же за первые 18 месяцев полёта был проведён ряд результативных наблюдений.

2 декабря 1993 г. к телескопу отправился челнок "Индевор" с миссией обслуживания. В ходе недельной работы астронавты заменили большую часть электронных блоков, исправили погнутую солнечную батарею и самое важное - установили блок корректирующей оптики, устранивший погрешности главного зеркала. Возможности телескопа после ремонта значительно возросли.

В феврале 1997 г. к Хаббловскому телескопу вновь стартовал космический корабль "Дискавери". На этот раз были вновь заменены некоторые электронные блоки, установлен спектрограф высокого разрешения и новая ИК-камера, с помощью которой планируется начать поиск планет у ближайших звёзд.

Специалисты НАСА предполагают повторять подобные "сервисные" полёты в среднем раз в три года и считают, что срок службы телескопа на орбите может превысить запланированные изначально 15 лет.

Хаббловский телескоп оказался невероятно дорогостоящим, но тем не менее очень эффективно работающим астрономическим инструментом. Угловое разрешение телескопа получилось лучше 0,1", что на порядок выше, чем у наземных оптических инструментов (под таким углом, например, будет видна муха с расстояния около 20 км). С помощью этого телескопа удалось увидеть и исследовать такие мелкие детали самых различных астрономических объектов, которые ранее были недоступны телескопам. Упомянем лишь некоторые из его достижений.

Получены чёткие изображения планет Солнечной системы, которые ранее можно было сделать только с помощью межпланетных станций. Так, удалось проследить за сезонными изменениями вида полярной шапки Марса и всей поверхности этой планеты, за извержением вулкана на спутнике Юпитера Ио, за падением на Юпитер кометы. Впервые учёные смогли увидеть детали поверхности Плутона. Чрезвычайно ценный материал получен по яркой комете Хей-ла - Боппа: астрономы следили за тем, как у кометы по мере приближения к Солнцу формируется хвост, как происходят взрывоподобные выбросы пыли с поверхности её ядра. Это дало неоценимый материал о составе и природе комет.

Учёные увидели мельчайшие детали межзвёздных газовых туманностей, обнаружили протопланетные диски, окружающие молодые звёзды, струи газа, выбрасываемые формирующимися звёздами, новые типы планетарных туманностей со сложной структурой газовых волокон.

Удалось заглянуть в самые плотные центральные части шаровых звёздных скоплений и галактик, получить веские свидетельства существования в ядрах многих галактик невидимых объектов с массой в сотни миллионов и миллиарды масс Солнца (по-видимому, чёрных дыр).

Удалось найти и исследовать пульсирующие звёзды - цефеиды - в далёких галактиках и по ним оценить расстояние до этих звёздных систем, уточнив тем самым всю шкалу межгалактических расстояний.

Реализовалась возможность увидеть наконец во всех деталях те галактики, внутри которых находятся ква-зары: яркий свет квазаров мешает выделить при наземных наблюдениях слабое свечение породивших их звёздных систем.

Оказалось возможным детально исследовать в некоторых галактиках очень трудные для наблюдений околоядерные звёздно-газовые диски размерами порядка тысячи световых лет и даже наблюдать в них отдельные молодые звёздные скопления.

В рамках специально разработанной программы "Глубокое поле", нацеленной на исследование особенно далёких галактик, на телескопе получены изображения предельно слабых объектов - до 30-й звёздной величины. Большинство из них являются галактиками, которые (из-за конечной скорости света) мы наблюдаем в эпоху ранней молодости. Их сравнение с современными галактиками значительно продвинуло наше понимание того, как миллиарды лет назад формировались звёздные системы.

Работа космического телескопа рассчитана на длительный срок Данные, полученные с его помощью по различным наблюдательным программам, через определённое время становятся доступными (по глобальной электронной сети Интернет) для бесплатного пользования учёными любой страны.

Первый свет Хаббла

24 апреля 1990 г. в 8 ч 34 мин по местному времени, после двухнедельной задержки "Дискавери" с самым дорогим в истории научным прибором (создание только лишь телескопа обошлось в 1,5 млрд. долл.) устремился в небо. Обычно "Шаттлы" выводятся на орбиту высотой 220 км, но для этого полета была выбрана высота 610 км. Это объясняется тем, что КТХ должен находиться на орбите без ее дополнительного поднятия не менее 5 лет, а верхняя граница необыкновенно "раздутой" из-за сильного солнечного максимума земной атмосферы была в то время на высоте не менее 525 км. Если бы "Дискавери" не смог выйти за ее пределы, КТХ был бы потерян до того, как НАСА смогла бы организовать спасательную экспедицию. К счастью, все обошлось благополучно и, оказавшись на высоте 614 км, экипаж облегченно вздохнул и приступил к выполнению сложной и ответственной программы.

Через 4,5 часа после начала полета астронавты подали электропитание в сеть "Хаббла" и начали проверку его аппаратуры, а 26 апреля вечером отстыковали телескоп от корабля. 27 утром была установлена связь между КТХ и спутником-ретранслятором НАСА, а в 9 ч 45 мин открылась крышка и телескоп увидел первый свет звезд.

Научная аппаратура телескопа Хаббла

Широкоугольная и планетная камера (ШПК). Световой пучок из центра поля зрения телескопа попадает на маленькое четырехгранное зеркало пирамидальной формы с вогнутыми гранями. От него, разделившись, он отражается в четыре маленьких преобразующих кассегреновских телескопа, каждый из которых строит свою часть изображения на отдельной ПЗС-матрице размером 800Х800 элементов. Фрагменты, полученные каждой из матриц, обрабатываются компьютером и складываются в единое изображение. Камера может работать а двух режимах - "широкоугольном", при котором относительное отверстие системы составляет 1:12,9 и "планетном", 1:30. Для перехода от одного режима к другому пирамидальное зеркало поворачивается на 45° и отражение разделенного пучка происходит в направлении "квартета" других преобразующих телескопов с другими ПЗС-матрицами. В "широкоугольном" режиме окончательное изображение представляет из себя квадрат со стороной 2,6" (один элемент ПЗС-матрицы покрывает площадь 0,1" х 0,1"), а в "планетном"-поле зрения 1,1" х 1,1", размер элемента - 0,043".

Широкоугольная камера способна регистрировать широчайший диапазон длин волн-от 115 нм в ультрафиолетовой области до 1100 нм в инфракрасной. Внутри этой области, используя любой из 48 встроенных светофильтров или дифракционных решеток, можно выделять узкие диапазоны, измерять поляризацию света или использовать спектрограф с низкой дисперсией. Проницающая сила камеры - до 28"". Кроме своей основной роли широкоугольная камера может служить "искателем" для других инструментов.

Камера слабых объектов (КСО) создана Европейским космическим агентством. Она превосходит по угловому разрешению все остальные инструменты телескопа, хотя имеет очень маленькое поле зрения. Ее спектральный диапазон также более ограничен, чем у ШПК - от 115 до 650 нм. В голубой области камера способна регистрировать звезды до 30-ой звездной величины.

Камера включает две независимые схемы построения изображения, каждая из которых имеет собственную входную апертуру в фокальной плоскости телескопа. Внутренняя оптика камеры увеличивает относительное отверстие телескопа до 1:48 у одной системы и до 1:96 и 1:288 у другой. В обеих камерах используются электронные усилители изображения, в которых входящий свет усиливается в 100000 раз, прежде чем телевизионная система зафиксирует изображение. Эта комбинация настолько чувствительна, что регистрирует отдельные фотоны, попадающие в телескоп. Система с отверстием 1:48 также может использоваться в двух режимах. При прямом построении изображения она обеспечивает разрешение в 0,043" в поле 22" х 44", причем имеется возможность введения в пучок 14 фильтров и призм. Для спектральных наблюдений предусмотрены щель и дифракционная решетка.

Максимальное разрешение космического телескопа достигается в схеме с отверстием 1:96. В этом случае размер элемента разрешения составляет 0,022" в поле зрения 11" х 22". Если же увеличивать отношение до 1:288 то, например, в диапазоне коротких ультрафиолетовых волн разрешение будет 0,0072" при размерах поля 3,6" х 7,3". В схеме "1:96 - 1:288" можно использовать 44 различных фильтра, включая и поляризационные, а также различные призмы для регистрации спектров с низким разрешением.

Годдардовский спектрограф высокого разрешения (ГСВР). Под высоким разрешением здесь подразумевается спектральное разрешение, которое показывает, насколько "тонко" разлагается свет на составляющие цвета при прохождении призмы или дифракционной решетки. Например при исследовании спектрального диапазона вблизи длин волн 500 нм с помощью детекторов, разделенных половиной нм, спектральное разрешение составит 500:0,5=1000. Этот спектрограф при наблюдении в ультрафиолете позволяет достичь спектрального разрешения до 100 000 (можно наблюдать две спектральные линии, разделенные промежутком 0,002 нм).

Угловое разрешение инструмента определяется двумя апертурами. Большая из них, размером 7"", используется, в основном, в качестве искателя. Основная часть научных наблюдений проводится с помощью меньшей, 0,25-секундной апертуры, которая достаточно мала, чтобы отделить изображение исследуемой звезды от окружающих.

Набор дифракционных решеток в сочетании с 512-эле-ментным телевизионным детектором типа "Диджикон" обеспечивает три величины разрешающей способности:

Высокая (100000), средняя (20 000) для относительно ярких источников и низкая (2 000) - для слабых. Все они способны работать в спектральном диапазоне 105- 320 нм, но, видимо, исследования будут вестись на длине волны 115 нм. При работе с низким разрешением диапазон уменьшится до 180 нм. Подобно тому, как это делается в бытовых 35-миллиметровых фотоаппаратах, снабженных системой TTL, спектрограф сам может выбирать подходящую экспозицию при съемке.

Спектрограф слабых объектов (ССО). Как и камеры, оба спектрографа дополняют друг друга в телескопе. В отличие от годдардовского спектрографа, имеющего максимальное спектральное разрешение, ССО позволяет наблюдать в более широком спектральном диапазоне и с большей чувствительностью, хотя и с меньшим спектральным разрешением. ССО состоит также из двух раздельных каналов, каждый из которых снабжен ТВ-детектором. "Голубой" канал работает в спектральном диапазоне длин волн от 115 до 350 нм, а "красный" - от 170 до 850 нм, т.е. оба канала перекрывают весь оптический диапазон от ультрафиолетового до красного концов спектра.

Используя различные дифракционные решетки, можно вести исследования в шести участках этих диапазонов с умеренным разрешением порядка 1300. Во всех режимах можно вести и поляриметрические исследования. Свет проходит в инструмент сквозь диск со сменными апертурами. Для точечных объектов обычно используются круглые или прямоугольные апертуры длиной 1" и шириной 0,25" или 0,7" или квадратные 2" x 2". При необходимости может быть использована и большая квадратная апертура 4,3" x 4,3".

Высокоскоростной фотометр (ВСФ). Под словом "высокоскоростной" понимается способность прибора измерять быстрые изменения яркости. Он может производить до 100 тыс. измерений в секунду. Для сравнения, на Земле очень трудно зафиксировать изменение яркости объекта даже за одну секунду. Выбрав какой-либо из 100 режимов, можно легко отцентрировать объект на соответствующую входную апертуру этого фотометра.

Инструмент содержит пять электронных детекторов, три из которых способны зарегистрировать изменение яркости с точностью 0,1 % у звезд до 20m. В фотометре применяются 23 фильтра, в результате чего прибор работает в диапазоне 120-700 нм. Еще один детектор работает в диапазоне 200-350 нм с 27 фильтрами, а последний представляет собой фотоумножитель для наблюдений покрытий звезд в красной области спектра. Хотя у прибора есть и шести- и десятисекундные апертуры, обычно для наблюдений используются диафрагмы диаметром 0,4" или 1".

Датчики тонкого гидирования (ДТГ). Датчики могут использоваться для измерения яркости звезд и точных положений (их иногда называют шестым научным инструментом космического телескопа им. Хаббла (КТХ). Поле зрения каждого из них представляет собой 90-градусный сегмент кольца, шириной 3,8", охватывающего апертуры других инструментов. Когда два датчика "захватывают" гидирующие звезды, третий может зафиксировать яркость какой-либо третьей звезды от 4m до 17m с точностью до 1 % в спектральном диапазоне 510-690 нм, а также измерять относительное положение ее с точностью не ниже 0,003!

Дополнительные приспособления к телескопу

Для измерения небольших угловых расстояний (менее 1°) в фокальной плоскости объектива следует установить крест нитей. Крест нитей можно выполнить, распустив трикотажную капроновую нить на отдельные волокна и натянув на оправу в фокальной плоскости окуляра в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Вместо нитяного креста можно применить стеклянную пластинку с нанесенными на ней штрихами с помощью алмазного резца или вытравленных плавиковой кислотой.

Перед объективом телескопа для наблюдения спектров звезд может быть установлена стеклянная призма с малым преломляющим углом (не более 15°). Изготовить призму можно самостоятельно из плоскопараллельных стекол, скрепленных под углом сургучом или аквариумной замазкой. Внутренность полой призмы заполняется глицерином или дистиллированной водой. Следует иметь в виду, что наблюдаемая звезда при этом будет находиться не на оптической оси телескопа, а в стороне, под некоторым углом.

Аналогичный спектр можно наблюдать, установив перед объективом грубую дифракционную решетку. Для этого вполне достаточна решетка с числом штрихов от 0.5 до 10 штрихов на один миллиметр. В этом случае наведение на звезду осуществляется по-прежнему вдоль оптической оси телескопа, а в поле зрения будет наблюдаться в центре ослабленное изображение звезды, а по бокам два спектра звезды. Чем более частая решетка, тем протяженнее и удаленнее от центра будет располагаться спектр. Дифракционную решетку можно изготовить, заштриховав лист бумаги черными полосами, толщина которых равна просвету между линиями, и сфотографировав на контрастную пленку.

Представление о дифракции и о цвете звезды можно получить также при рассматривании звезды в телескоп через частую сетку (прозрачная капроновая ткань). В этом случае будут наблюдаться центральное изображение и четыре спектра в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Вследствие растягивания изображения в спектр и разбиения на несколько спектров поверхностная яркость для слабых звезд может оказаться ниже порога цветного зрения и тогда мы увидим слабо светящуюся серую полоску. Яркие звезды позволят увидеть спектр в виде окрашенной радужной полоски.

Яркие объекты или звездные площадки можно сфотографировать, если вместо окуляра укрепить фотокамеру таким образом, чтобы фокальная плоскость объектива телескопа совпала с плоскостью пленки. Для этих целей удобнее применять зеркальные фотокамеры типа "Зенит", тогда непосредственно на матовом стекле фотоаппарата можно видеть фотографируемый объект и производить фокусировку перемещением окулярной части телескопа.

Для получения большего изображения необходимо изготовить приставку - окулярную камеру. В этом случае окуляр не убирается, а выдвигается на небольшое расстояние - a, примерно равное 1.3 f - 1.5 f, где f - фокусное расстояние окуляра.

Фотокамеру следует установить так, чтобы фотопленка находилась на расстоянии b от окуляра, которое при известных параметрах а и f находится из формулы тонкой линзы:
(1/a + 1/b = 1/f)

Удобно для вычислений сразу задать необходимое увеличение, например, 3, то есть положить равным b/a=3 и при известном f вычислить получаемые при этом а и b.

Не следует выбирать увеличение слишком большим (не более 5), т.к. в этом случае значительно увеличиваются необходимые выдержки, становятся заметны недостатки оптики, дрожание трубы телескопа и турбулентность атмосферы

Возможности телескопа Хаббла

На борту HST находятся: две камеры, два спектрографа, фотометр, астродатчики. Вследствие того, что телескоп находится за пределами атмосферы эти приборы позволяют:

1) Фиксировать изображения объектов с очень высоким разрешением. Наземные телескопы редко дают разрешение, больше одной угловой секунды. В любых условиях HST дает разрешение в одну десятую угловой секунды.

2) Обнаруживать объекты малой светимости. Самые большие наземные телескопы редко обнаруживают объекты слабее 25 звездной величины. HST может обнаруживать объекты 28 звездной величины, что почти в 20 раз меньше.

3) Наблюдать объекты в ультрафиолетовой части спектра. Ультрафиолетовый диапазон составляют важнейшую часть спектра горячих звезд,туманностей идругихмощных источников излучения. Атмосфера Земли поглощает большую часть ультрафиолетового излучения и поэтому оно не доступно для наблюдения (HST может также наблюдать объекты в инфракрасной части спектра, однако чувствительностьв этой части спектра пока мала. После установки новых приборов через несколько лет после запуска, она резко возрастет).

4) Фиксировать быстрые изменения

Технические характеристики телескопа Хаббла

Чего не может космический телескоп Хаббл

1)HST не может наблюдать объекты и явления на Земле, так как его система поиска объектов и чувствительность приборов рассчитаны только для наблюдений за космическими объектами.

2)HST не может наблюдать за Солнцем и освещенной частью Луны, так как они слишком яркие.

Специалисты, следящие за выполнением научной программы исследований, не должны допускать таких наблюдений, которые могут "ослепить" телескоп. В случае ошибки компьютера или человека, когда возникает такая угроза, HST автоматически закрывает отверстие наблюдения специальной дверкой и выключает все наблюдательные приборы.

Чтобы не повредить приборы на борту телескопа, угловое расстояние до Солнца во время наблюдений должно быть больше 50°, а до Луны (в полной фазе) - 20°. Оборудование отключается также тогда, когда угловое расстояние до освещенной части диска Земли меньше 20°или 5° до неосвещенной части. С помощью HST можно наблюдать лунные затмения, соблюдая необходимые меры предосторожности. Затмения Солнца Землей позволяют наблюдать Венеру, Меркурий и другие объекты с малым угловым расстоянием до Солнца, в течение нескольких минут.

Вышеперечисленные ограничения могут не учитываться заказчиком при составлении своего проекта программы наблюдений, т.к. все они учитываются автоматически компьютером при составленииобщего расписания наблюдений для HST.

Использованная литература

1. СD-Энциклопедия “Астрономия”
2. Интернет сайт www.astrolab.ru

1.ИЗОБРЕТЕНИЕ ТЕЛЕСКОПА ГАЛИЛЕЕМ

Весной 1609 г. профессор математики университета итальянского города Падуи узнал о том, что один голландец изобрёл удивительную трубу. Удалённые предметы, если их разглядывать через неё, казались более близкими. Взяв отрезок свинцовой трубы, профессор вставил в неё с двух концов два стекла: одно - плосковыпуклое, а другое - плосковогнутое. «Прислонив мой глаз к плосковогнутой линзе, я увидел предметы большими и близкими, так как они казались находящимися на одной трети расстояния по сравнению с наблюдением невооружённым глазом», - писал Галилео Галилей.

Профессор решил показать свой инструмент друзьям в Венеции. «Многие знатные люди и сенаторы подымались на самые высокие колокольни церквей Венеции, чтобы увидеть паруса приближающихся кораблей, которые находились при этом так далеко, что им требовалось два часа полного хода, чтобы их заметили глазом без моей зрительной трубы», - сообщал он.

Разумеется, у Галилея в изобретении телескопа (от греч. «теле» - «вдаль», «далеко» и «скопео» - «смотрю») были предшественники. Сохранились легенды о детях очкового мастера, которые, играя с собирающими и рассеивающими свет линзами, вдруг обнаружили, что при определённом расположении относительно друг друга две линзы могут образовывать увеличивающую систему. Имеются сведения о зрительных трубах, изготовленных и продававшихся в Голландии до 1609 г. Главной особенностью Галилеева телескопа было его высокое качество. Убедившись в плохом качестве очковых стёкол, Галилей начал шлифовать линзы сам. Некоторые из них сохранились до наших дней; их исследование показало, что они совершенны с точки зрения современной оптики. Правда, Галилею пришлось выбирать: известно, например, что, обработав 300 линз, он отобрал для телескопов всего несколько из них.

Однако трудности изготовления первоклассных линз были не самым большим препятствием при создании телескопа. По мнению многих учёных того времени, телескоп Галилея можно было рассматривать как дьявольское изобретение, а его автора следовало отправить на допрос в инквизицию. Ведь люди видят потому, думали они, что из глаз выходят зрительные лучи, ощупывающие всё пространство вокруг. Когда эти лучи натыкаются на предмет, в глазу появляется его образ. Если же перед глазом поставить линзу, то зрительные лучи искривятся и человек увидит то, чего в действительности нет.

Таким образом, официальная наука времён Галилея вполне могла считать видимые в телескоп светила и удалённые предметы игрой ума. Всё это учёный хорошо понимал и нанёс удар первым. Демонстрация телескопа, с помощью которого можно было обнаружить далёкие, невидимые глазом корабли, убедила всех сомневавшихся, и телескоп Галилея молниеносно распространился по Европе.

2.ТЕЛЕСКОПЫ ГЕВЕЛИЯ, ГЮЙГЕНСА, КЕПЛЕРА И ПАРИЖСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ

Сын состоятельного гражданина польского города Гданьска Ян Гевелий занимался астрономией с детства. В 1641 г. он построил обсерваторию, на которой работал вместе с женой Елизаветой и помощниками. Гевелий сделал следующий шаг в деле усовершенствования зрительных труб.

У телескопов Галилея был существенный недостаток. Показатель преломления стекла зависит от длины волны: красные лучи отклоняются им слабее, чем зелёные, а зелёные - слабее, чем фиолетовые. Следовательно, простая линза даже безупречного качества имеет для красных лучей большее фокусное расстояние, чем для фиолетовых. Наблюдатель будет фокусировать изображение в сине-зелёных лучах, к которым глаз ночью чувствительнее всего. В результате яркие звёзды будут выглядеть как сине-зелёные точки, окружённые красной и синей каймой. Это явление называется хроматической аберрацией; разумеется, оно сильно мешает наблюдению звёзд, Луны и планет.

Теория и опыт показали, что влияние хроматической аберрации можно уменьшить, если использовать в качестве объектива линзу с очень большим фокусным расстоянием. Гевелий начал с объективов с 20-метровым фокусом, а самый длинный его телескоп имел фокусное расстояние около 50 м. Объектив соединялся с окуляром четырьмя деревянными планками, в которые было вставлено множество диафрагм, делавших конструкцию более жёсткой и защищавших окуляр от постороннего света. Всё это подвешивалось с помощью системы канатов на высоком столбе, наводился телескоп на нужную точку неба с помощью нескольких человек, по-видимому отставных матросов, знакомых с обслуживанием подвижных судовых снастей.

Линзы Гевелий сам не изготовлял, а покупал их у одного варшавского мастера. Они были настолько совершенны, что при спокойной атмосфере удавалось увидеть дифракционные изображения звёзд. Дело в том, что даже самый совершенный объектив не может построить изображение звезды в виде точки. Из-за волнового характера света в телескоп с хорошей оптикой звезда выглядит как небольшой диск, окружённый светлыми кольцами убывающей яркости. Такое изображение называется дифракционным. Если оптика телескопа несовершенна или атмосфера неспокойна, дифракционной картины уже не видно: звезда представляется наблюдателю пятнышком, размер которого больше дифракционного. Такое изображение называют атмосферным диском.

Нидерландские астрономы братья Христиан и Константин Гюйгенсы строили Галилеевы телескопы по-своему. Объектив, укреплённый на шаровом шарнире, помещался на столбе и мог с помощью особого приспособления устанавливаться на нужной высоте. Оптическая ось объектива направлялась на исследуемое светило наблюдателем, поворачивавшим его с помощью прочного шнурка. Окуляр монтировался на треноге.

марта 1655 г. Христиан Гюйгенс открыл Титан - самый яркий спутник Сатурна, а также разглядел на диске планеты тень колец и начал изучение самих колец, хотя в то время они наблюдались с ребра. «В 1656 году, - писал он, - мне удалось рассмотреть в телескоп среднюю звезду Меча Ориона. Вместо одной я увидел двенадцать, три из них почти что касались друг друга, а четыре других светили через туманность, так что пространство вокруг них казалось значительно более ярким, чем остальная часть неба, казавшаяся совершенно чёрной. Как будто наблюдалось отверстие в небе, через которое видна более яркая область». Гюйгенс полировал объективы сам, а его «воздушная труба» оказалась шагом вперёд по сравнению с «длинными трубами» Гевелия. Придуманный им окуляр просто изготовить, и он используется до сих пор.

Высокий уровень мастерства, заложенный Галилеем, способствовал расцвету итальянской оптической школы. В конце XVII в. строилась Парижская обсерватория; она была оснащена несколькими телескопами системы Галилея. С помощью двух таких инструментов и 40-метрового телескопа первый её директор, итальянец Джованни Доменико Кассини, открыл четыре новых спутника Сатурна и изучал вращение Солнца.

Гениальный немецкий астроном Иоганн Кеплер получил телескоп Галилея на короткое время от одного из друзей. Он мгновенно сообразил, какие преимущества приобретёт этот прибор, если заменить рассеивающую линзу окуляра на собирающую. Кеплеров телескоп, дающий в отличие от Галилеева перевёрнутое изображение, применяется повсеместно и по сей день.

.РЕФЛЕКТОРЫ НЬЮТОНА-ГЕРШЕЛЯ

Основной недостаток Галилеевых труб - хроматическую аберрацию - взялся устранить Исаак Ньютон. Сначала в качестве объектива он хотел использовать две линзы - положительную и отрицательную, которые имели бы разную оптическую силу, но противоположную по знаку хроматическую аберрацию. Ньютон перепробовал несколько вариантов и пришёл к ошибочному выводу, что создание ахроматического линзового объектива невозможно. (Правда, современники свидетельствуют, что эти опыты он проводил в большой спешке).

Тогда Ньютон решил покончить с этой проблемой радикально. Он знал, что ахроматическое изображение удалённых предметов строит на своей оси вогнутое зеркало, изготовленное в виде параболоида вращения. Попытки сконструировать отражательные телескопы в то время уже делались, но успехом они не увенчались. Причина была в том, что в применявшейся до Ньютона двухзеркальной схеме геометрические характеристики обоих зеркал должны быть строго согласованы. А этого оптикам как раз и не удавалось добиться.

Телескопы, у которых роль объектива выполняет зеркало, называются рефлекторами (от лат. reflectere - «отражать») в отличие от телескопов с линзовыми объективами - рефракторов (от лат. refractus - «преломлённый»). Ньютон сделал свой первый рефлектор с одним вогнутым зеркалом. Другое небольшое плоское зеркало направляло построенное изображение вбок, где наблюдатель рассматривал его в окуляр. Этот инструмент учёный изготовил собственноручно в 1668 г. Длина телескопа составляла около 15 см. «Сравнивая его с хорошей Галилеевой трубой длиной в 120 см, - писал Ньютон, - я мог читать на большем расстоянии с помощью моего телескопа, хотя изображение в нём было менее ярким».

Ньютон не только отполировал зеркало первого рефлектора, но и разработал рецепт так называемой зеркальной бронзы, из которой он отлил заготовку зеркала. В обычную бронзу (сплав меди и олова) он добавил некоторое количество мышьяка: это улучшило отражение света; к тому же поверхность легче и лучше полировалась. В 1672 г. француз, преподаватель провинциального лицея (по другим данным, архитектор) Кассегрен предложил конфигурацию двухзеркальной системы, первое зеркало в которой было параболическим, второе же имело форму выпуклого гиперболоида вращения и располагалось соосно перед фокусом первого. Эта конфигурация очень удобна и сейчас широко применяется, только главное зеркало стало гиперболическим. Но в то время изготовить кассегреновский телескоп так и не смогли из-за трудностей, связанных с достижением нужной формы зеркала.

Компактные, лёгкие в обращении высококачественные рефлекторы с металлическими зеркалами к середине XVIII в. вытеснили «длинные трубы», обогатив астрономию многими открытиями. В то время на английский престол была призвана Ганноверская династия; к новому королю устремились его соотечественники - немцы. Одним из них был Уильям Гершель, музыкант и одновременно талантливый астроном.

Убедившись в том, как трудно обращаться с Галилеевыми трубами, Гершель перешёл к рефлекторам. Он сам отливал заготовки из зеркальной бронзы, сам шлифовал и полировал их; его оптический станок сохранился до наших дней. В работе ему помогали брат Александр и сестра Каролина; она вспоминала, что весь их дом, включая спальню, был превращён в мастерскую. С помощью одного из своих телескопов Гершель открыл в 1778 г. седьмую планету Солнечной системы, названную впоследствии Ураном.

Гершель непрерывно строил всё новые и новые рефлекторы. Король покровительствовал ему и дал деньги на строительство огромного рефлектора диаметром 120 см с трубой длиной 12 м. После многолетних усилий телескоп был закончен. Однако работать на нём оказалось трудно, а по своим качествам он не превзошёл меньшие телескопы столь значительно, как предполагал Гершель. Так родилась первая заповедь телескопостроителей: «Не делайте больших скачков».

4.ОДНОЛИНЗОВЫЕ ДЛИННЫЕ РЕФРАКТОРЫ

Однолинзовые длинные рефракторы достигли в XVII в. мыслимых пределов совершенства; астрономы научились отбирать для их объективов высококачественные заготовки стекла, точно обрабатывать и монтировать их. Развивалась теория прохождения света через оптические детали (Декарт, Гюйгенс).

Без преувеличения можно сказать, что создание современных крупных рефлекторов прочно стоит на заложенном в XVII - XVIII вв. фундаменте. Модифицированная конфигурация Кассегрена осуществляется во всех без исключения современных ночных телескопах. Искусство обращения с металлическими зеркалами, допустимый прогиб которых при любом положении телескопа не должен превышать малых долей микрометра, привело в конце концов к созданию высокосовершенных управляемых ЭВМ оправ зеркал телескопов-гигантов. Оптические схемы некоторых окуляров того времени используются до сих пор. Наконец, именно тогда появились зачатки научных методов исследования формы поверхностей оптических элементов, которые в наши дни выкристаллизовались в законченную научную дисциплину - технологию изготовления крупной оптики.

РЕФРАКТОРЫ XIX СТОЛЕТИЯ

Потребовалось около века, чтобы убедиться в ошибочности утверждения Ньютона о том, что создать ахроматический объектив невозможно. В 1729 г. был изготовлен объектив из двух линз разного стекла, позволивший уменьшить хроматическую аберрацию. А в 1747 г. великий математик Леонард Эйлер рассчитал объектив, состоящий из двух стеклянных менисков (оптическое стекло, выпуклое с одной стороны и вогнутое с другой), пространство между которыми заполнено водой - совсем как в «Таинственном острове» Жюля Верна. Он должен был строить изображения, лишённые цветовой каймы. Английский оптик Джон Доллонд вместе с сыном Питером предпринял серию опытов с призмами из известного со времён Галилея венецианского стекла (крона) и нового английского сорта стекла - флинтгласа, обладавшего сильным блеском и применявшегося для изготовления украшений и бокалов. Выяснилось, что из этих двух сортов можно составить объектив, не дающий цветовой каймы: из крона следует сделать положительную линзу, а из флинтгласа - несколько более слабую отрицательную. Началось массовое производство Доллондовых труб.

Ахроматическими телескопами занималась вся Европа. Эйлер, Д"Аламбер, Клеро и Гаусс продолжали их расчёт; несколько лондонских оптиков оспаривали в суде взятый Доллондами патент на ахроматический объектив, но успеха не добились. Питер Доллонд разработал уже трёхлинзовый ахромат, по мнению астрономов, очень хороший; иезуитский профессор Руджер Бошко-вич в Падуе придумал специальный прибор - витрометр (от лат. vitrum - «стекло») для точного определения показателей преломления оптических стёкол. В 1780 г. Доллонды начали серийный выпуск нескольких типов армейского телескопа со складной трубой. Когда Джон Доллонд выдавал свою дочь замуж (разумеется, за оптика), её приданым служила часть патента на ахроматический объектив.

Научный метод изготовления линзовых объективов был введён в практику немецким оптиком Йозефом Фраунгофером. Он наладил контроль поверхностей линз по так называемым цветным кольцам Ньютона, разработал механические приборы для контроля линз (сферометры) и проанализировал расчёты Доллонда. Он начал измерять показатели преломления с помощью света натриевой лампы и заодно изучил спектр Солнца, найдя в нём множество тёмных линий, которые до сих пор называют фраунгоферовыми.

Сантиметровый объектив для Дерптского рефрактора (Дерпт - ранее Юрьев, ныне Тарту, Эстония), изготовленный Фраунгофером, был прекрасно скорректирован по хроматической и сферической аберрациям; этот телескоп долгое время оставался крупнейшим в мире. Монтаж телескопа в Дерпте вёлся под руководством Василия Струве (впоследствии - основателя и директора Пулковской обсерватории).

Дерптский рефрактор оказался невероятно удачным прибором. С его помощью Струве измерил расстояние до ярчайшей звезды северного полушария неба - Веги; оно оказалось огромным: около 26 световых лет. Конструкцию этого телескопа повторяли в течение всего XIX в.; небольшие телескопы делают по его образцу и сейчас.

6.ТЕЛЕСКОПЫ ПЕРВОГО ПОКОЛЕНИЯ

К середине XIX в. Фраунгоферов рефрактор стал основным инструментом наблюдательной астрономии. Высокое качество оптики, удобная монтировка, часовой механизм, позволяющий держать телескоп постоянно наведённым на звезду, стабильность, отсутствие необходимости непрерывно что-то подстраивать и регулировать завоевали заслуженное признание даже самых требовательных наблюдателей. Казалось бы, будущее рефракторов должно быть безоблачным. Однако наиболее проницательные астрономы уже поняли три главных их недостатка: это всё же заметный хроматизм, невозможность изготовить объектив очень большого диаметра и довольно значительная длина трубы по сравнению с кассегреновским рефлектором того же фокуса.

Хроматизм стал более заметным, потому что расширилась спектральная область, в которой велись исследования небесных объектов. Фотографические пластинки тех лет были чувствительны к фиолетовым и ультрафиолетовым лучам и не чувствовали видимую глазом сине-зелёную область, для которой ахроматизировали объективы рефракторов. Приходилось строить двойные телескопы, в которых одна труба несла объектив для фотографических наблюдений, другая - для визуальных.

Кроме того, объектив рефрактора работал всей своей поверхностью, и в отличие от зеркала под него нельзя было подвести с задней стороны рычаги, уменьшающие его прогиб, а на зеркальных телескопах такие рычаги (система разгрузок) применялись с самого начала. Поэтому рефракторы остановились на диаметре около 1 м, а рефлекторы позднее дошли до 6 м, и это не предел.

Как всегда, появлению новых рефлекторов способствовало развитие техники. В середине XIX столетия немецкий химик Юстус Либих предложил простой химический метод серебрения стеклянных поверхностен Это позволило изготовлять зеркала из стекла. Оно лучше полируется чем металл, и значительно легче его. Стекловары также усовершенствовали свои методы, и можно было смело говорить о заготовках диаметром около 1 м.

Оставалось разработать научнообоснованный метод контроля вогнутых зеркал, что и сделал в конце 50-х гг. XIX в. французский физик Жан Бернар Леон Фуко, изобретатель общеизвестного маятника. Он помещал в центр кривизны испытываемого сферического зеркала точечный источник света и загораживал его изображение ножом. Глядя, с какой стороны при движении ножа перпендикулярно оси зеркала на нём появляется тень, можно установить нож точно в фокусе, а затем очень ясно увидеть неоднородности и ошибки поверхности. Таким методом можно исследовать и рефракторы: точечным источником служит звезда. Чувствительный и наглядный, метод Фуко применяется и сейчас как любителями, так и профессионалами.

Фуко изготовил по своей методике два телескопа с длиной трубы 3,3 м и диаметром 80 см. Стало ясно, что у рефракторов Фраунгофера появился грозный конкурент.

В 1879 г. в Англии оптик Коммон изготовил вогнутое стеклянное параболическое зеркало диаметром 91 см. При его изготовлении использовались научные методы контроля. Зеркало приобрёл богатый любитель астрономии Кросслей, который смонтировал его в телескопе. Однако этот инструмент не устроил своего владельца, и в 1894 г. Кросслей объявил о его продаже. Приобрести его, правда бесплатно, согласилась организованная в Калифорнии Ликская обсерватория.

Кросслеевский рефлектор попал в хорошие руки. Астрономы стремились получить от него максимум возможного: новый телескоп приме-нялся для фотографирования астрономических объектов; с его помощью было обнаружено множество неизвестных ранее внегалактических туманностей, похожих на туманность Андромеды, но меньшего углового размера. Стеклянный рефлектор первого поколения показал себя эффективным.

Следующий телескоп такого типа был построен уже на американской земле - также в Калифорнии, на вновь созданной солнечной обсерватории Маунт-Вилсон. Заготовку для зеркала диаметром 1,5 м отлили во Франции; её обработка велась на обсерватории, а механические части были заказаны в ближайшем железнодорожном депо.

Как можно судить по документам, полную ответственность за новый телескоп нёс один человек - оптик Джордж Ричи. Он был, выражаясь современным языком, главным конструктором этого прибора. Основными усовершенствованиями являлись очень хороший часовой механизм, новая система подшипников, устройство для быстрой подвижки фотокассеты в двух направлениях и меры по выравниванию температуры вблизи главного зеркала, чтобы предохранить его форму от искажения из-за теплового расширения. Ричи сам фотографировал небо; время экспозиции доходило до 20 ч. (на день кассету с фотопластинкой убирали в тёмное помещение).

Результаты не заставили себя ждать: великолепные снимки Ричи до сих пор публикуются в учебниках и популярных изданиях.

Следующий, уже 2,5-метровый рефлектор, начал работать в Маунт-Вилсон в 1918 г. Все усовершенствования предшественника и опыт его эксплуатации были использованы при конструировании гигантского по тем временам инструмента.

Новый телескоп был эффективнее предыдущего в том смысле, что на нём обычный, не искушённый в обращении с телескопами астроном мог без труда фотографировать такие же слабые звёзды, какие получались на 1,5-метровом в качестве рекордных. А в руках мастера своего дела этот телескоп позволил сделать открытие мирового класса. В начале XX в. расстояние до ближайших галактик являлось для астрономов такой же загадкой, как расстояние от Земли до Солнца в начале XVII в. Известны работы, в которых утверждалось, что туманность Андромеды находится в нашей Галактике. Теоретики благоразумно помалкивали; тем временем уже был разработан надёжный метод определения расстояний до далёких звёздных систем по переменным звёздам.

Осенью 1923 г. в туманности Андромеды открыли первую переменную звезду нужного типа - цефеиду. Вскоре их число увеличилось до десяти в разных галактиках. Удалось определить периоды этих переменных, а по ним - расстояния до других галактик.

Измерение расстояний до нескольких внегалактических туманностей позволило установить, что чем дальше расположена галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется.

1,5- и 2,5-метровый рефлекторы долго служили верой и правдой наблюдательной астрономии; сейчас они выведены из эксплуатации из-за засветки неба мегаполисом Лос-Анджелеса.

Перечислим основные особенности современных телескопов первого поколения.

Во-первых, главные зеркала их имеют строго параболическую форму. Они изготовлены из стекла типа зеркального со значительным коэффициентом теплового расширения (что является недостатком, поскольку форма зеркала искажается из-за неодинаковой температуры различных его частей) и выглядят как сплошной цилиндр с отношением толщины к диаметру приблизительно 1:7.

Во-вторых, конструкция их трубы выполнена по принципу максимальной жёсткости. Укреплённые в ней главное и вторичное зеркала должны находиться на одной оси в пределах ошибок, заданных при расчёте оптики. Если этого нет, то качество телескопа непременно ухудшается, поэтому конструкцию трубы телескопа рассчитывают так, чтобы в любом положении гнутие трубы было меньше заданного оптиками допуска. Естественно, такая труба достаточно массивна. Подшипники телескопа - скольжения или шариковые. У первых двух телескопов нагрузку на них уменьшают поплавки, на которых телескоп почти плавает в ртутных ваннах.

7.СОЗДАНИЕ ТЕЛЕСКОПОВ ВТОРОГО ПОКОЛЕНИЯ

Итак, 2,5-метровый телескоп заработал и дал прекрасные научные результаты, а коллектив, cложившийся вокруг него на обсерватории Маунт-Вилсон, смело смотрел в будущее и обсуждал возможность создания более крупного инструмента. При этом называли диаметр 5 и даже 7,5 м. Заслугой руководителя обсерватории Дж. Хейла является то, что он уберег своих сотрудников от ненужного стремления ко всё большим размерам и ограничил диаметр нового прибора пятью метрами. Кроме того, он достал (и это в условиях надвигающегося экономического кризиса 1929 - 1933 гг.) значительную сумму, позволившую начать работы.

Зеркало сплошным делать былс нельзя: его масса при этом составила бы 40 т., что чрезмерно утяжелило бы конструкцию трубы и других частей телескопа. Его также нельзя было делать из зеркального стекла, ведь с подобными зеркалами наблюдатели уже намучились: при перемене погоды и даже при смене дня и ночи форма зеркала искажалась, и оно чрезвычайно медленно «приходило в себя». Конструкторы хотели изготовить зеркало из кварца, у которого коэффициент теплового расширения в 15 раз меньше, чем у стекла, но этого сделать не удалось.

Пришлось остановиться на пирексе - разновидности жаропрочного стекла, разработанного для производства прозрачных сковород и кастрюль. Выигрыш в коэффициенте расширения составил 2,5 раза. В 1936 г. со второй попытки зеркало удалось отлить; на тыльной стороне оно имело ребристую структуру, что облегчило массу до 15 т и улучшило условия теплообмена. Обработка зеркала велась на обсерватории; на время Второй мировой войны она была приостановлена и закончилась в 1947 г. В конце 1949 г. 5-метровый телескоп вступил в строй.

Как и в рефлекторах первого поколения, форма его главного зеркала была параболической, наблюдения могли вестись в ньютоновском, кассегреновском, прямом или ломаном фокусах. Последний не перемещается при движении телескопа, и в нём можно устанавливать тяжёлое неподвижное оборудование, например большой спектрограф.

В конструкцию трубы 5-метрового рефлектора были внесены кардинальные изменения: она перестала быть жёсткой. Инженеры разрешили её концам гнуться относительно центра при условии, что оптические детали не будут смещаться друг относительно друга. Конструкция оказалась удачной и до сих пор используется во всех без исключения ночных телескопах.

Пришлось также изменить конструкцию подшипников телескопа. 5-метровый телескоп «плавает» на тонком слое масла, нагнетаемого компрессором в пространство между осью и её подшипниками. Такая система не имеет трения покоя и позволяет инструменту вращаться точно и плавно.

Одним из важнейших результатов работы 5-метрового рефлектора обсерватории Маунт-Вилсон стало достоверное доказательство того факта, что источником энергии звёзд являются термоядерные реакции в их недрах. Настоящий информационный взрыв в области исследования галактик также в значительной степени обязан наблюдениям на этом телескопе.

Телескопов второго поколения было изготовлено множество; характерным представителем их является рефлектор диаметром 2,6 м Крымской обсерватории.

Несколько слов о телескопостроении в нашей стране. В 30-х гг. сложилось эффективное сотрудничество между астрономами и создателями телескопов, но ни на одной обсерватории они не были объединены - это произошло позднее. Планировалось изготовить 81-сантиметровый рефрактор, рефлекторы диаметром 100 и 150 см и многочисленное вспомогательное оборудование. Великая Отечественная война помешала полностью осуществить эту программу, и первая серия телескопов небольшого диаметра (до 1 м) появилась в СССР только в 50-е гг. Затем были сооружены два рефлектора диаметром 2,6 м и 6-метровый телескоп. Практически во всех южных республиках СССР были созданы новые или получили значительное развитие уже имевшиеся там обсерватории.

8.РАЗРАБОТКА РЕФЛЕКТОРОВ ТРЕТЬЕГО И ЧЕТВЁРТОГО ПОКОЛЕНИЙ

Работа на рефлекторах второго поколения показала, что 3-метровый телескоп с высококачественной оптикой, установленный в пункте со спокойной атмосферой, может оказаться эффективнее 5-метрового, работающего в более плохих условиях. Это было учтено при разработке рефлекторов третьего поколения.

Конструирование нового телескопа отличается от работ по созданию других видов техники. Современный самолёт испытывается много лет в виде опытных образцов и лишь потом идёт в серийное производство. Сейчас крупный телескоп стоит примерно столько же, сколько самолёт, но у астрономов, к сожалению, не бывает денег на опытный образец. Его заменяют тщательное изучение имеющихся инструментов и частые обсуждения проектов. Обычно первыми строятся один-два инструмента серии; накопленный при этом опыт чрезвычайно ценен. Если инструмент очень велик и дорог, всё же строится опытный экземпляр меньшего размера.

Основной особенностью телескопов третьего поколения является главное зеркало диаметром 3,5 - 4 м гиперболической (а не параболической) формы, изготовленное из новых материалов: плавленого кварца или ситаллов - стеклокерамики с практически нулевым тепловым расширением, разработанной в СССР в 60-е гг. Применение в кассегренов-ской конфигурации главного гиперболического зеркала позволяет значительно расширить поле хороших изображений; расчёт этой системы был выполнен в 20-е гг. Телескопы третьего поколения стремятся устанавливать в местах, специально выбранных по спокойствию атмосферы. Подобных телескопов в настоящее время построено довольно много; считается, что это инструмент университетского класса.

Метровый телескоп, вошедший в строй в 1975 г., хотя и относится ко второму поколению, но в его конструкцию было внесено одно кардинальное изменение. Телескопы предыдущих поколений устанавливались экваториально. Они сопровождали наблюдаемую звезду, поворачиваясь со скоростью одного оборота в звёздные сутки вокруг оси, направленной на полюс мира. По второй координате объекта - склонению - телескоп устанавливается до начала фотографирования и вокруг этой оси больше не вращается.

Ещё до Второй мировой войны отечественный конструктор астрономических приборов Н.Г. Пономарёв обратил внимание на то, что труба телескопа и вся его конструкция будут значительно легче, а значит, и дешевле, если перейти от экваториальной к азимутальной установке, т. е. если телескоп будет вращаться вокруг трёх осей - оси азимута, оси высоты и оптической оси (там можно вращать только кассету с фотопластинкой). Эта идея и была осуществлена в 6-метровом телескопе, получившем название БТА (Большой телескоп азимутальный). Он установлен в астрофизической обсерватории на Северном Кавказе, вблизи станицы Зеленчукской.

Азимутальная монтировка используется во всех без исключения телескопах четвёртого поколения. Кроме этого новшества для них характерно исключительно тонкое зеркало, форма которого подстраивается с помощью ЭВМ после автоматического анализа оптической системы по изображению звезды. Строится более десяти инструментов такого типа диаметром более 8 м, и уже работает их модель диаметром 4 м. Трудно даже представить, какие новые открытия они принесут астрономии.

9.ПРИЁМНИКИ ИЗЛУЧЕНИЯ И ИЗОБРАЖЕНИЯ

Какую бы сложную систему из телескопа, светофильтров, интерферометров и спектрографов ни соорудили астрономы, на её выходе неизбежно находится приёмник излучения или изображения. Приёмник изображения регистрирует изображение источника. Приёмник излучения регистрирует только интенсивность излучения, ничего не сообщая о том, каковы форма и размер объекта, который его освещает.

Первым приёмником изображения в астрономии был невооружённый человеческий глаз. Вторым стала фотопластинка. Для нужд астрономов были разработаны фотопластинки, чувствительные в самых разных областях спектра, вплоть до инфракрасной и, что самое главное, хорошо работающие при наблюдении слабых объектов. Астрономическая фотопластинка - исключительно ёмкий, дешёвый и долговечный носитель информации; многие снимки хранятся в стеклянных библиотеках обсерваторий более ста лет. Самая большая фотопластинка применяется на одном из телескопов третьего поколения: её размер 53 х 53 см!

В начале 30-х гг. ленинградский физик Леонид Кубецкий изобрёл устройство, названное впоследствии фотоэлектронным умножителем (ФЭУ). Свет от слабого источника падает на нанесённый внутри вакуумной колбы светочувствительный слой и выбивает из него электроны, которые ускоряются электрическим полем и попадают на пластинки, умножающие их число. Один электрон выбивает три - пять электронов, которые в свою очередь размножаются на следующей пластинке и т. д. Пластинок таких около десяти, так что усиление получается огромное. Фотоумножители производятся промышленным способом и широко применяются в ядерной физике, химии, биологии и астрономии. Работа по исследованию источников звёздной энергии была выполнена в значительной степени с помощью ФЭУ - этого простого, точного и стабильного прибора.

Почти одновременно с фотоумножителем в разных странах изобретатели независимо друг от друга создали электронно-оптический преобразователь (ЭОП). Он применяется в приборах ночного видения, а специально разработанные высококачественные приборы этого типа эффективно используются в астрономии. ЭОП также состоит из вакуумной колбы, на одном конце которой имеется светочувствительный слой (фотокатод), а на другом - светящийся экран, подобный телевизионному. Выбитый светом электрон ускоряется и фокусируется на светящемся под его действием экране. В современные ЭОП вставляют усиливающую электронное изображение пластинку, составленную из множества микроскопических фотоумножителей.

Значительное распространение в астрономии в последние годы получили так называемые приборы с зарядовой связью (ПЗС), уже завоевавшие себе место в передающих телекамерах и переносных видеокамерах. Кванты света здесь освобождают заряды, которые, не покидая специально обработанной пластинки из кристаллического кремния, скапливаются под действием приложенных напряжений в определённых её местах - элементах изображения. Манипулируя этими напряжениями, можно двигать накопленные заряды таким образом, чтобы направить их последовательно по одному в обрабатывающий комплекс. Изображения воспроизводятся и обрабатываются при помощи ЭВМ.

Системы ПЗС очень чувствительны и позволяют измерять свет с высокой точностью. Самые большие приборы такого рода не превосходят по размеру почтовую марку, но тем не менее эффективно используются в современной астрономии. Их чувствительность близка к абсолютному пределу, поставленному природой; хорошие ПЗС могут регистрировать «поштучно» большую часть падающих на них квантов света.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

телескоп галилей рефлектор

1.Михельсон Н.Н. Оптические телескопы: Теория и конструкция. - М.: Наука, 1976.

2.Максутов Д.Д. Астрономическая оптика - М.: Наука, 1979.

Навашин М.С. Телескоп астронома-любителя. - 4-е изд. - М.: Наука, 1979.

Любительские телескопы. Сб. статей/Под ред. М.М. Шемякина. - М.: Наука, 1975.

5.Максутов Д.Д. Оптические плоскости, их исследование и изготовление. - Л., 1934.

Мельникое О.А., Слюсарев Г.Г., Марков А.В., Купревич Н.Ф. Современный телескоп. - М.: Наука, 1975.

Сулим А.В. Производство оптических деталей. - 2-е изд., дополн. - М.: Высшая школа, 1969.

Репетиторство

Нужна помощь по изучению какой-либы темы?

Наши специалисты проконсультируют или окажут репетиторские услуги по интересующей вас тематике.
Отправь заявку с указанием темы прямо сейчас, чтобы узнать о возможности получения консультации.