Материалы по истории астрономии

На правах рекламы:

http://newyearnight.ru/ новогодняя ночь 2019 в ресторане.

Эволюция телескопа

Итак, в XVIII в. вперед вырвался рефлектор с металлическим зеркалом. Но в эти же годы постепенно совершенствовалась и конструкция рефрактора. Важнейшим событием в оптике стало открытие ахроматического объектива. Это сделал в 1729 г. адвокат Честер Мур Холл, заметивший, что объектив, составленный из двух линз — выпуклой из легкого стекла крона и вогнутой из тяжелого флинта (соответственно с ничтожной и с большой примесью окиси свинца), — не окрашивает изображений. Такой «дублет» имел значительно меньшую хроматическую аберрацию, чем длиннофокусные одиночные линзы. Холл никак не закрепил за собой это изобретение. Знавший об открытии Холла Джон Доллонд в 1760 г. взял патент и стал выпускать ахроматические объективы. Но они были небольшого размера, не более 10—13 см, и качество стекла, особенно флинта, было невысоким. Поэтому конкурировать с зеркалами Шорта и Гершеля они не могли.

Однако ситуация изменилась после того, как швейцарец Пьер Луи Гинан после многих экспериментов, проводившихся в 1784—1790 гг., научился отливать заготовки линз из флинта великолепного качества. Сначала их диаметр был 13—15 см, но к 1820-м гг. он достиг 30—45 см. Одним из секретов успеха, ревностно охраняемых Гинаном, например, было то, что значительно более высокая однородность стеклянной массы достигалась при ее размешивании мешалкой из огнеупорной глины, а не из дерева. С 1806 по 1814 гг. Гинан работал в Германии, где его учеником был Йозеф фон Фраунгофер (1787—1826), быстро постигший искусство стекловарения и ставший ведущим оптиком Германии. Один из его лучших рефракторов диаметром 24 см в 1824 г. приобрела Россия для Дерптской обсерватории (ныне г. Тарту, Эстония), где этот телескоп до сих пор и находится. В нем впервые была применена современная экваториальная установка с двумя осями — осью склонения и перпендикулярной к ней полярной осью, вокруг которой инструмент непрерывно поворачивался часовым механизмом со скоростью вращения Земли, но в обратном направлении. После введения в астрономию фотографии, требовавшей длительных экспозиций, такая монтировка телескопов стала абсолютно необходимой. На рефракторе Фраунгофера впервые был установлен и окулярный микрометр, с помощью которого В.Я. Струве в 1837 г. первым измерил параллакс звезды, Веги. Таким образом, дерптский рефрактор Фраунгофера стал прообразом современных телескопов и позволил осуществить прорыв в астрономии — впервые измерить расстояния до звезд.

К середине XIX в. все обсерватории мира стали пользоваться рефракторами, оказавшимися для астрометрических целей значительно удобнее рефлекторов с их быстро тускнеющими бронзовыми зеркалами. Да и проницающая способность рефракторов оказалась более высокой: в 1848 г. спутник Сатурна Гиперион позволили заметить только два телескопа — 24-дюймовый рефлектор Ласселла и 15-дюймовый рефрактор Бондов, в то время крупнейший в мире. Можно сказать, что в этот момент рефлекторы уступили свое первенство по «зоркости». Лишь отдельные энтузиасты продолжали строить крупные рефлекторы. Уже знакомый нам Уильям Парсонс (лорд Росс) построил несколько 91-сантиметровых ньютоновских рефлекторов, а в 1845 г. создал колоссальный 182-сантиметровый рефлектор «Парсонстаунский левиафан», с помощью которого открыл множество новых деталей в туманностях, в частности спиральную структуру некоторых из них, оказавшихся галактиками.

Перелом в судьбе телескопов-рефлекторов наступил в 1853 г., когда Юстус фон Либих предложил метод выделения металлического серебра из раствора нитрата серебра для наружного покрытия стекла тонкой отражающей пленкой. В 1856 г. немецкий физик Карл Август фон Штейнгейль и независимо от него французский физик Леон Фуко применили этот метод для изготовления астрономических зеркал. С этого момента почти без исключений зеркала телескопов делали из стекла, которое легче бронзы и проще в обработке. К тому же серебряная пленка лучше отражает свет, чем полированный спекулум. Когда слой серебра тускнеет, его просто смывают и наносят новый; металлическое же зеркало в этом случае необходимо заново полировать.

Развив метод Хэдли, Фуко предложил новый способ проверки сферической формы зеркала. Он освещал его через маленькое отверстие, помещенное чуть в стороне от центра кривизны сферы, и рассматривал изображение этого отверстия, образованное рядом с ним отраженными лучами. Это же делал 200 лет назад и Хэдли. Но Фуко рассматривал изображение не на экране, как Хэдли, а глазом, поместив перед ним пластинку с острым и ровным прямолинейным краем — «нож». Двигая ее, Фуко наблюдал, как изменяется освещенность поверхности зеркала, и по форме тени легко определял отклонение поверхности от идеальной сферы. Этот метод настолько прост и чувствителен, что «нож Фуко» до сих пор применяется при изготовлении зеркал.

В то время как технология изготовления рефлекторов во второй половине XIX в. быстро совершенствовалась, эволюция рефрактора практически остановилась. Современные рефракторы мало изменились с эпохи Фраунгофера. Правда, улучшились качество и ассортимент оптического стекла, но полностью победить хроматическую аберрацию все равно не удалось. Ее сводят к минимуму лишь в небольшой области спектра: в желто-зеленой, если телескоп предназначен для визуальных наблюдений, и в голубой, если для фотографических. Оба крупнейших в мире рефрактора, Ликский и Йерксский, — визуальные, с объективами диаметром около 1 м. Оба были построены в конце XIX в. и установлены на экваториальных монтировках немецкого типа, какие делал Фраунгофер. Заготовки для линз их объективов были отлиты во Франции, а сами объективы изготовила знаменитая американская фирма «Алван Кларк и сыновья».

Хотя ахроматические объективы уже применялись, рефракторы все равно делали весьма длинными. Отчасти это диктовалось желанием окончательно устранить хроматическую аберрацию, но были и другие соображения. Дело в том, что размер изображения в фокальной плоскости объектива зависит от его фокусного расстояния. У 40-дюймового Йерксского рефрактора фокусное расстояние 19 м, при котором угол в 0,5″, соответствующий высочайшей четкости изображений при абсолютно спокойной атмосфере, эквивалентен расстоянию 37 мкм в фокальной плоскости. Примерно такого же размера и зерно фотоэмульсии. Поэтому такой телескоп мог фиксировать на фотопластинках самые четкие изображения. Да и визуально рассматривать в него крупные изображения тесных двойных звезд и мелких деталей на поверхности планет было очень удобно. У Йерксского рефрактора диаметр лунного диска в фокусе получается около 17 см. Размер фотопластинок у этого телескопа 20×25 см, так что полная Луна легко умещается на них. Длиннофокусные рефракторы позволили получить прекрасные фотографии целиком всего лунного диска. Заметим, что астрономы для съемки неба всегда использовали не пленку, а именно стеклянные фотопластинки из-за их высокой жесткости: даже через 100 лет хранения они не деформируются и позволяют измерять относительное положение звездных изображений с точностью до 3 мкм, что для крупных рефракторов, подобных Йерксскому, соответствует на небе дуге в 0,03″.

Представление о крупнейшем в мире рефракторе дают следующие цифры: основание монтировки Йерксского телескопа имеет высоту 13 м и весит 50 т. Полярная и экваториальная оси вместе весят 5 т. Часовой механизм с приводом на большую шестерню в верхней части полярной оси весит 20 т. Труба телескопа имеет в длину 18,5 м и весит 6 т. У Ликского телескопа труба при длине 17,4 м и диаметре 1,22 м весит около 12 т.

Попытки создать рефракторы крупнее Йерксского оказались неудачными. Более крупные объективы для полноповоротных телескопов вообще никогда не изготавливались. На Парижской выставке 1900 г. демонстрировался неподвижный горизонтальный телескоп-рефрактор с объективом 125 см и сидеростатом (система из двух плоских вращающихся зеркал) для наведения на объекты, но для научной работы он не использовался. До тех пор, пока линзы делаются из стекла, изготовить объективы большего размера не удастся. Даже если оптическое качество стеклянного диска окажется превосходным, огромные линзы будут прогибаться под собственным весом.

Хотя в XX в. строительство рефракторов продолжалось, все они имели скромный диаметр (20—40 см) и предназначались либо для публичных обсерваторий, либо для фотографирования больших площадок неба, поскольку линзовый объектив легче сделать широкоугольным, чем зеркальный.

Но зеркальные объективы имеют несколько важных преимуществ. Поскольку свет отражается от их наружной поверхности, оптическое качество стекла не имеет значения. К тому же зеркало можно поддерживать снизу, чтобы оно не гнулось. Его вес можно значительно снизить, придав ему форму пчелиных сот. Труба и монтировка у рефлектора, в котором тяжелое зеркало находится снизу, значительно проще, чем у рефрактора сравнимого размера, у которого объектив вынесен далеко от осей вращения. Все это определило победу крупных рефлекторов над достигшими своего предела рефракторами.

Сейчас в мире работают сотни крупных рефлекторов; около 30 из них имеют апертуру (полезный диаметр зеркала) более 4 м. Как правило, это телескопы со сменными вторичными зеркалами, что позволяет, в зависимости от задачи, вести наблюдения в первичном фокусе главного зеркала или по оптической схеме Ньютона, Кассегрена, Несмита или куде́ (от фр. coude — изгиб). Каждая из них имеет свои преимущества. В первичном (главном) фокусе минимальны потери света, но неудобно работать, так как он находится на вершине телескопа, да и громоздкую аппаратуру там расположить нельзя. В фокусе Кассегрена больше масштаб изображения и удобнее работать (он внизу). Фокус Несмита, выведенный в ось склонений, и особенно фокус куде, выведенный в полярную ось, позволяют использовать тяжелую светоприемную аппаратуру, например спектрографы высокого разрешения.

XX век стал эпохой триумфа больших рефлекторов. В первой половине века ими располагала обсерватория Маунт-Вилсон, созданная вблизи Лос-Анджелеса по инициативе Джорджа Эллери Хейла (1868—1938), блестящего астронома и организатора науки. Именно он в начале своей карьеры стимулировал создание 40-дюймового рефрактора и сам с 1895 по 1905 гг. возглавлял Йерксскую обсерваторию. Убедившись в ограниченных возможностях равнинных обсерваторий и рефракторов, Хейл с помощью Фонда Карнеги основал горную обсерваторию Маунт-Вилсон на юге штата Калифорния, на высоте 1742 м. Для изучения Солнца на ней были созданы крупнейшие в мире башенные телескопы, а первым «ночным» инструментом стал 60-дюймовый (1,5 м) рефлектор «Хейл», названный так в честь отца астронома, Уильяма Хейла, финансировавшего изготовление зеркала. Этот телескоп с 1908 по 1917 гг. держал мировое первенство и прославился выполненными на нем важными работами в области звездной спектроскопии и изучения галактик. Ныне этот инструмент завершил свою работу для науки и стал доступным для публики (в июне 2009 г. за полночи наблюдений на нем нужно было заплатить 900 долларов).

В 1917 г. на обсерватории Маунт-Вилсон начал работать 100-дюймовый (2,5 м) рефлектор «Хукер», остававшийся крупнейшим в мире до 1948 г. Его зеркало, оплаченное американским меценатом Дж. Хукером, отлили во Франции, а полировал его с 1910 по 1915 гг. знаменитый американский оптик и конструктор телескопов Джордж Ричи (1864—1945). Труба телескопа была укреплена во вращающейся прямоугольной раме, игравшей роль полярной оси. Имеющая две опоры — на северном и южном концах, такая монтировка (ее называют английской) обладает высокой прочностью, но не позволяет наблюдать звезды вблизи полюса. Этот телескоп знаменит тем, что на нем впервые был измерен размер некоторых звезд (А. Майкельсон и Ф. Пиз, 1920—1923 гг.) и с его помощью Э. Хаббл осуществил большинство своих исследований в «царстве туманностей». В 1985 г. работа на телескопе была прекращена, но его решили сохранить как реликвию. Однако в 1992 г. он был модернизирован и вновь стал использоваться.

В 1948 г. с помощью Рокфеллеровского фонда был создан и до 1975 г. оставался крупнейшим в мире 200-дюймовый (5 м) рефлектор «Хейл» на обсерватории Маунт-Паломар в Калифорнии. На этот раз телескоп был назван именем сына-астронома, Джорджа Эллери Хейла, организовавшего его строительство. Полярная ось телескопа тоже выполнена в виде рамы, но ее северная сторона сделана в форме подковы, что позволяет наблюдать околополярные звезды. Плавное вращение 540-тонного телескопа обеспечивается тем, что подковообразная опора «плавает» на тонком слое масла, нагнетаемом под давлением 20 атмосфер. На верхнем конце ферменной трубы телескопа находится небольшая кабина, в которой астроном ведет наблюдения в фокусе главного зеркала, на расстоянии 17 м от него. С помощью сменных вторичных зеркал телескоп может работать в системах Кассегрена или куде с эквивалентными фокусными расстояниями соответственно 81 или 152 м.

С 1975 по 1991 гг. крупнейшим был 6-метровый рефлектор БТА (Большой телескоп альт-азимутальный) Российской академии наук, установленный в Специальной астрофизической обсерватории (САО) близ станицы Зеленчукская на Северном Кавказе, на высоте 2170 м. Фокусное расстояние главного зеркала этого телескопа 24 м, масса главного зеркала — 42 т, а весь телескоп весит 850 т. Этот колоссальный инструмент был спроектирован Б.К. Иоаннисиани и построен в Ленинграде на фирме ЛОМО. Телескоп БТА завершил эволюцию классических рефлекторов с жесткими монолитными зеркалами. Требование жесткости при диаметре более 6 м делает их безнадежно тяжелыми. Уже создатели телескопа БТА в борьбе с весом были вынуждены искать нетрадиционные решения. БТА стал первым современным телескопом, установленным на альт-азимутальной монтировке, имеющей вертикальную и горизонтальную оси вращения. Это существенно упростило конструкцию телескопа (рис. 3.21) и уменьшило размер его башни, хотя для компенсации суточного вращения Земли приходится вращать инструмент вокруг двух осей с переменной скоростью. Теперь по такой схеме строят все крупные телескопы.

Нужно заметить, что зеркала телескопов давно уже не покрывают серебром. В 1930-е гг. Р. Уильямс, Дж. Стронг и Ч. Картрайт разработали технику алюминирования зеркал. Их помещают в вакуумную камеру, где под действием электрического тока испаряются алюминиевые проволочки, и тонкая алюминиевая пленка покрывает поверхность зеркала, сообщая ей лучшие отражающие свойства, чем это делало серебро. На воздухе отражающая поверхность тотчас же покрывается прозрачной пленкой окиси алюминия толщиной всего в один атом, которая не дает зеркальному слою тускнеть. Но все же раз в несколько лет зеркало приходится алюминировать заново, поэтому рядом с каждым крупным телескопом есть вакуумная камера соответствующего диаметра.

Мы еще вернемся к современным большим телескопам, а сейчас обсудим специализированные инструменты среднего калибра, играющие очень важную роль в исследовании Солнечной системы. Одна из проблем ее изучения заключается в том, что мы находимся внутри нее. Поэтому, чтобы искать новые объекты Солнечной системы и изучать уже открытые, астрономы должны наблюдать все небо, во всех направлениях. К сожалению, с помощью обычного рефлектора можно сфотографировать лишь маленькую область на небе. Основная причина в том, что эти телескопы страдают двумя аберрациями — комой и астигматизмом, которые сильно искажают изображения звезд при удалении от оптической оси телескопа. Например, в главном фокусе 5-метрового Паломарского рефлектора поле с хорошим изображением имеет размер почтовой марки и покрывает на небе площадку с угловым размером 2,5′×2,5′. Разместив перед фотопластинкой специальный линзовый корректор, можно частично исправить искажения на краях, увеличив размер хорошего поля зрения в 10—15 раз. Но и при этом классический рефлектор имеет небольшое поле зрения, едва достигающее углового размера Луны. С таким телескопом невозможно проводить поисковые или патрульные работы, когда за короткое время требуется сфотографировать значительную часть неба.

Широкоугольный телескоп был создан в 1932 г. эстонским оптиком Бернхардом Шмидтом (1879—1935) на Гамбургской обсерватории. Он использовал сферическое главное зеркало, поставив перед ним для исправления сферической аберрации тонкую линзу сложной формы, так называемую коррекционную пластину. Она очень трудна в изготовлении и, будучи размещена в центре кривизны, на удвоенном фокусном расстоянии от зеркала, делает трубу инструмента довольно длинной. Но преимущества этой системы так велики, что в мире уже создано немало подобных телескопов; их называют камерами Шмидта, поскольку используют только для фотографирования неба. Крупнейшая изготовлена фирмой «Карл Цейсс» и находится в обсерватории им. К. Шварцшильда близ Йены (Германия). Построенная в 1960 г., она имеет сферическое зеркало диаметром 200 см с фокусным расстояние 400 см и коррекционную пластину диаметром 134 см (рис. 3.22). Поле зрения хорошего качества при этом 4,7°×4,7°. Любопытно, что этот телескоп может также работать по схеме Несмита и куде.

Вторая по размеру камера Шмидта работает с 1948 г. на обсерватории Маунт-Паломар и имеет зеркало диаметром 183 см и пластину 122 см. На фотопластинке 35×35 см она фотографирует область неба размером 6°×6°. С помощью этого инструмента создан знаменитый Паломарский атлас неба и обнаружено множество астероидов и спутников планет. Но поскольку эта камера находится в Северном полушарии, ей недоступны наиболее южные части неба. Поэтому в 1973 г. в Австралии, на англо-австралийской обсерватории в Сайдинг Спринг была построена точно такая же камера для обзоров южного неба. Одним из крупнейших телескопов этого типа является также космический телескоп «Кеплер» (NASA), запущенный в марте 2009 г. Он имеет зеркало диаметром 1,4 м и пластину 0,95 м. Этот инструмент предназначен для поиска планет земного типа у других звезд.

В 1941 г. русский оптик Дмитрий Дмитриевич Максутов (1896—1964) изобрел новую систему широкоугольного телескопа. В ней тоже используется сферическое зеркало, но его аберрация устраняется не сложной коррекционной пластиной, как у Шмидта, а значительно более простым в изготовлении мениском — тонкой выпукло-вогнутой линзой со сферическими поверхностями. Эта конструкция в разных модификациях нашла широкое применение при производстве как телескопов, так и длиннофокусных фотообъективов. Крупные камеры Максутова используют для массовой спектральной классификации звезд, помещая перед мениском тонкую стеклянную призму, превращающую изображение каждой звезды в ее маленький спектр. А среди любителей астрономии весьма популярны телескопы системы Максутова — Кассегрена, у которых вторичным зеркалом служит центральная часть мениска, покрытая отражающим слоем алюминия. У таких телескопов много преимуществ: при большом диаметре они короткие, обладают большим полем зрения и удобны в эксплуатации, поскольку мениск защищает зеркало от пыли и повреждений.

Предыдущая страница К оглавлению Следующая страница
«Кабинетъ» — История астрономии. Все права на тексты книг принадлежат их авторам!
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку