Презентация "Телескопи" (10 класс) по астрономии – проект, доклад

Телескопи

Телескоп — прилад для спостереження віддалених об'єктів. Термін "телескоп" також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень електромагнітних хвиль невидимих для людського ока (інфрачервоні, ультрафіолетові, рентгенівські, гамма- і радіотелескопи), а також для реєстрації відмінного від електромагнітного випромінювання (нейтринні та гравітаційні телескопи).

Типи телескопів

Оптичні телескопи

Конструктивно оптичний телеском являє собою трубу (суцільну, каркасну або фермову), встановлену на монтуванні. Оптична система телескопа складається з декількох оптичних елементів (лінз, дзеркал або лінз і дзеркал).

Телескопи, побудовані на основі лінзової оптичної системи (діоптричної), називають рефракторами. Їх використовують для візуальних, фотографічних, а з деякими обмеженнями — для спектральних та інших спостережень.

Для астрономічних досліджень рефрактор уперше застосував Галілей.

За допомогою свого телескопа у 1609 році він вивчив Місяць, відкрив чотири супутники Юпітера, плями на Сонці й фази Венери. Сьогодні телескоп Галілея – музейний експонат.

Схема рефрактора Галілея

Телескоп Галілея мав в якості об'єктива одну збірну лінзу, а окуляром служила розсіююча лінза. Така оптична схема дає неперевернутим (земне) зображення. Головними недоліками галілеївського телескопа є дуже мале поле зору і сильна хроматична аберація. Така система все ще використовується в театральних біноклях, і іноді в саморобних аматорських телескопах.

Йоганн Кеплер в 1611 р. удосконалив телескоп, замінивши розсіювальну лінзу в окулярі збиральною. Це дозволило збільшити поле зору і винос зіниці, проте система Кеплера дає перевернуте зображення. Перевагою труби Кеплера є також і те, що в ній є дійсне проміжне зображення, у площину якого можна помістити вимірювальну шкалу.

По суті, всі наступні телескопи-рефрактори є трубами Кеплера. До недоліків системи відноситься сильна хроматична аберація, яку до створення ахроматичного об'єктива усували шляхом зменшення відносного отвору телескопа.

Схема рефрактора Кеплера

Найбільший рефрактор світу належить Йоркській обсерваторії (США) і має діаметр об'єктива 102 см. Більші рефрактори не використовуються. Це пов'язано з тим, що якісні великі лінзи дорогі у виробництві і вкрай важкі, що веде до деформації і погіршення якості зображення. Великі телескопи звичайно є рефлекторами.

Телескопи із дзеркальною (катоптичною) системою називають рефлекторами. Телескопи, що мають змішану оптичну систему (дзеркально-лінзову) називають катадіоптричними. До останніх, зокрема, належать телескопи Кассегрена (1672), Річі-Кретьєна (1922—1928), Шмідта (1930), Максутова (1941).

Схема катадіоптричного телескопа Максутова

Великі телескопи є переважно рефлекторами. Створення великих лінз набагато складніше — потрібно досягти високої однорідності скляної заготовки та обробити дві поверхні лінзи (замість однієї у дзеркала). Найбільший збудований рефрактор має діаметр об'єктиву один метр. Крім того лінзові об'єктиви мають значні оптичні аберації, основні з яких хроматична і сферична. Обох цих аберацій позбавлені дзеркала, що мають форму параболоїда обертання.

Телескоп має три основні призначення: Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф і ін.); Будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкту або певної ділянки неба; Допомогти розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані один від одного, що непомітно неозброєним оком.

Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкту або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу і що забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково потрібен окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібен. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометра, щілина спектрографа та ін. встановлюються безпосередно у фокальній площині телескопа.

Телескоп з лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені із різною довжиною хвиль заломлюються неоднаково (це явище має назву дисперсія), то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичною аберацією. Хроматичну аберацію значною мірою усунено в об'єктивах, складених із двох лінз, виготовлених зі скла з різними коефіцієнтами заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат).

Закони відбивання не залежать від довжини хвилі, і, природно, виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише 3 см і завдовжки 15 см) було побудовано Ісааком Ньютоном 1671 року.

Проте сферичне дзеркало не збирає паралельний пучок променів в одну точку, воно дає у фокусі дещо розмите зображення. Це викривлення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркалу надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, спрямований на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без викривлень (якщо не брати до уваги неминучого розмиття через дифракцію). Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоїдальної (параболічної) форми.

Наприкінці XIX (і особливо в XX столітті) характер астрономічної науки зазнав органічних змін. Більшість досліджень змістилася в галузь астрофізики і зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зірок, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання – фотографічна пластинка і фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопія. У результаті змінилися і вимоги до телескопів.

Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера і так обмежує його дуже сильно. Проте скло (з якого виготовляються лінзи), поглинає ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії та фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація при роботі з цими приймачами позначається сильніше.

Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж дволінзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю (до 1/8 довжини світлової хвилі або 0,07 мікрона для візуальних променів) одну поверхню дзеркала замість чотирьох поверхонь лінз, і при цьому не висувається особливих вимог до однорідності скла. Все це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики.

У астрометричних роботах, як і раніше, застосовують рефрактори, оскільки в астрометрії необхідно вимірювати положення світил з максимальною точністю. Справа в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбивання, то поворот дзеркала на деякий кут α зміщує зображення на кут 2α. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув.

Як вже сказано, рефлектор з параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, проте тут необхідно зробити одне застереження. Зображення можна вважати ідеальним, поки воно залишається поблизу оптичної осі. При видаленні від осі з'являються викривлення. Тому рефлектор з одним тільки параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих ділянок неба, а це необхідно для дослідження зоряних скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких аберація дзеркала виправляється тонкою лінзою - меніском, виготовленою зі скла, прозорого для ультрафіолетових променів.

Дзеркала рефлекторів у минулому (XVIII – XIX століттях) робили металевими зі спеціального сплаву, проте згодом, з технологічних причин, оптики перейшли на скляні дзеркала, які після механічної обробки вкривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відбивання (найчастіше — алюміній). Основними характеристиками телескопа є діаметр (D) і фокусна відстань (F) об'єктиву. Чим більше діаметр, тим більший світловий потік Ф збирає телескоп.

Монтування

Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і відстеження його (внаслідок обертання Землі). Адже зірки та інші небесні об'єкти здійснюють видимий добових рух на небесній сфері. Монтування телескопа завжди має дві взаємно-перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його на будь-яку ділянку неба. У вертикально-азимутальному монтуванні одна з осей спрямована в зеніт, інша лежить у горизонтальній площині. Для того, щоб на азимутальному монтуванні утримати небесне тіло у полі зору, доводиться виконувати обертання навколо обох осей монтування (горизонтальної та вертикальної), до того ж це рух має бути нерівномірним.

Більшість телескопів встановлюються на екваторіальному монтуванні, одна з осей якого спрямована на полюс світу (полярна вісь), а інша лежить у площині небесного екватора (вісь прямого сходження). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом. Перевага екваторіального монтування полягає у тому, що для відстеження світила у полі зору телескопа виконується обертання лише навколо однієї осі і воно є рівномірним. Для такого обертання можна застосовувати простий механізм на зразок годинникового. Це особливо важливо під час тривалих спостережень, фотографування слабких об'єктів тощо. Але для телескопів великої маси вертикальне та горизонтальне розташування осей набагато спрощує конструкцію та розрахунок деформацій. Тому найбільші земні телескопи застосовують саме таку схему.

Вперше таке монтування було застосовано у СРСР 1976 року для 6-метрового рефлектора, який отримав назву БТА (рос. Большой Телескоп Азимутальный).

Радіотелескоп — астрофізичний прилад для прийому власного електромагнітного випромінювання космічних об'єктів у диапазоні несущих частот від десятків МГц до десятків ГГц і дослідження його характеристик: координат джерел, просторової структури, інтенсивності випромінювання, спектру і поляризації. Антени деяких радіотелескопів схожі на звичайні рефлектори. Вони збирають радіохвилі у фокусі металевого вогну­того дзеркала, яке можна зробити ґратчастим і величез­них розмірів — діаметром у десятки метрів.

Інші радіотелескопи — це величезні рухомі рами, на яких паралельно один одному закріплені металеві стрижні або спіралі. Радіохвилі, що надходять, збуджують у них електромагнітні ко­ливання, які після підсилення потрапляють на дуже чутливу при­ймальну радіоапаратуру для реєстрації радіовипромінювання об'єкта. Радіотелескоп займає початкове положення (найнизькочастотніше) серед астрономічних приладів (або комплексів), що досліджуютьт електромагнітне випромінювання. До радіотелескопів відносять також гравітаційні телескопи.

Найвідоміші телескопии й обсерваторії у світі

Радіотелескоп Аресібо. Найбільший в світі (305 м) одноапертурний радіотелескоп, Пуерто-Ріко

«Надвеликий масив» — радіотелескоп-інтерферометр, Нью-Мексико, США.

Україна, Євпаторія

РТ-70 П-400

Єркська обсерваторія

Індійська астрономічна обсерваторія

Астрофізична обсерваторія Домініона

Телескоп Семюеля Осчина

Обсерваторія «Близнюки»

Європейська південна обсерваторія

Дуже Великий Телескоп

Сузіря Оріона над ДВТ

Обсерваторія В. М. Кека

Обсерваторія Паломар

Космічний телескоп Габбл

50 сантиметровий телескоп у Ніцці, Франція

The Einstein Observatory, рентгенівський телескоп спочатку названий HEAO B (High Energy Astrophysical Observatory B) — Обсерваторія Ейнштейна

Великий бінокулярний телескоп

Великий Канарський телескоп

Великий південно-африканський телескоп

Грінвіцька королівська обсерваторія

Кримська астрофізична обсерваторія. Великий сонячний телескоп (БСТ-1)

Кримська астрофізична обсерваторія. Телескоп АЗТ-11

Купол обсерваторії, у якому встановлено БТА

Лікська обсерваторія

Обсерваторія Ніцци

Пулковська обсерваторія

Субару

Телескоп Хобі-Еберле в обсерваторії Мак Дональда

Чотири AT на обсерваторії Паранал

Шведський сонячний телескоп з апертурою 1 м