Теоретичні відомості з розділу «Методи та засоби астрономічних досліджень».

Телескоп – основний робочий інструмент кожного дослідника Всесвіту.

Телескоп має три основних призначення:

• збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо);

• будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба;

• збільшувати кут зору, під яким спостерігаються небесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

Оптичні телескопи обов'язковими складовими частинами своєї конструкції мають: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), яка з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монтування – механічну конструкцію, що тримає трубу і забезпечує її наведення на небо; у разі візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов'язково – окуляр. Через нього розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібний, тому що відповідні приймачі встановлюються безпосередньо у фокальній площині.

У 1609 році професор Падуанського університету Галілео Галілей (1564-1642) вперше направив виготовлену ним самим невелику зорову трубу на зіркове небо, з чого і почалася епоха телескопічної астрономії.

У першого телескопа Галілея об’єктивом слугувала плоско випукла лінза діаметром 4 см із фокусною відстанню 50 см. Роль окуляра виконувала плоско увігнута лінза розміром поменше. Така комбінація давала трикратне збільшення. Потім Галілей сконструював більш досконалий телескоп з об’єктивом 5,8 см у діаметрі та з фокальною відстанню 165 см. Цей телескоп збільшував зображення Місяця у 33 рази. З його допомогою Галілей зробив свої відкриття: гір на Місяці, супутників Юпітера, фаз Венери, плям на Сонці і безлічі слабких зірок…

Але телескоп Галілея мав суттєвий недолік: у нього було дуже мале поле зору, тобто в трубу було видно дуже маленьку ділянку неба. Тому наводити інструмент на будь-яке небесне світило і спостерігати за ним було дуже не просто.

Пройшов лише рік телескопічних спостережень, як німецький астроном і математик Йоганн Кеплер (1571-1630) запропонував свою конструкцію телескопа. Новизна полягала у самій оптичній системі: об’єктив і окуляр були двоопуклі лінзи. В результаті в кеплерівському телескопі зображення отримувалось не пряме, як у трубі Галілея, а перевернуте. Звичайно так спостерігати за земними предметами не зручно, але при астрономічних спостереженнях це абсолютно не має ніякого значення.

Телескоп Кеплера виявився набагато краще оптичних первенців Галілея: він мав велике поле зору і був зручний у використанні. Надалі лінзові телескопи почали конструювати виключно по схемі Кеплера. А оптична система галілеївського телескопа збереглась лише в будові театрального бінокля.

Ще при житті Галілея була висловлена теорія створення дзеркального, тобто відбиваючого телескопа. Однак втілена в життя вона була тільки в 1668 році великим Ісааком Ньютоном (1643-1727). В цьому телескопі принципово нової конструкції у якості об’єктива Ньютон використовував маленьке увігнуте дзеркальце, сферична поверхня якого була виготовлена із бронзи та відполірована. Його діаметр дорівнював всього лише 2,5 см, а фокусна відстань складала 15 см. Промені світла від сферичного дзеркала відбивались зовсім маленьким допоміжним плоским дзеркальцем (розташованим під кутом 45⁰ до оптичної осі телескопа) в окуляр – плоско випуклу лінзу, розташовану збоку від труби.

Таким чином, оптична система телескопа може складатися з декількох оптичних елементів (лінз, дзеркал або лінз і дзеркал).

Телескопи, побудовані на основі лінзової оптичної системи (діоптричної), називають рефракторами.

Телескопи із дзеркальною (катоптичною) системою називають рефлекторами.

Телескопи, що мають змішану оптичну систему (дзеркально-лінзову) називають катадіоптричними.

Людське око здатне розрізняти окремо дві частини предмета, який спостерігається, тільки у тому випадку, якщо кутова відстань між ними не менше однієї-двох мінут дуги. Так, на Місяці неозброєним оком можна спостерігати деталі рельєфу, розміри яких перевищують 150-200 км. На сонячному диску, коли світило хилиться до заходу і його світло послаблене поглинаючим ефектом земної атмосфери, бувають видні плями поперечником 50-100 тис. км.

Зазвичай до телескопа додається комплект різних окулярів, які дозволяють отримувати різні збільшення. Але астрономи при роботі навіть із самими крупними інструментами рідко користуються більше ніж 300-кратним збільшенням. Причина цьому – атмосферні перешкоди, які обмежують можливість використання великих збільшень, так як при великих збільшеннях різко гіршає якість зображення – вона розмивається і сильно дрижить.

Але телескоп не тільки збільшує кут зору, під яким із Землі видно небесні світила. Об’єктив телескопа збирає у багато разів більше світла, ніж зіниця людського ока. Завдяки цьому в телескоп можна спостерігати мільярди зірок та інших дуже слабких об’єктів, які неозброєному оку зовсім недоступні. Очевидно, що кількість світла, зібраного телескопом, буде у стільки разів більша світового пучка, що проникає у око спостерігача, у скільки раз площа об’єктива більша площі зіниця (діаметр останнього приблизно 6 мм). Галілей, наприклад, у свій кращий телескоп міг спостерігати зорі 10-ї зіркової величини, які слабші зірок 6-ї зіркової величини (які є межею нашого зору) приблизно у 40 раз.

Дзеркальні телескопи з часом почали використовуватися для спостереження дуже далеких об’єктів, які слабо світяться.

Телескоп Хаббл — американський оптичний телескоп, розташований на навколоземній орбіті (на висоті 600 км) 24 квітня 1990 року. Через відсутність впливу атмосфери телескоп дає в 100 разів більш детальні зображення, ніж наземні телескопи.

На побудову Хаббла було витрачено 2 млрд. $ та майже 20 років. 40 тисяч деталей та 42 км проводки розміщено у телескопі, розмірами зі шкільний автобус. Хаббл – це телескоп-рефлектор, головне дзеркало якого має діаметр 235 мм. Стойки та опори, що забезпечують дзеркалам телескопа нерухомість, зроблені з вуглепластика – жорсткого та легкого матеріалу, який при зміні температури деформується в 13 разів менше, ніж сталь. Це дуже важливо для Хаббла, тому що телескоп за добу 16 раз заходить та виходить з тіні Землі і температура при цьому змінюється більше ніж на 38⁰С. Для додаткового захисту увесь телескоп завернутий у відбиваючі теплові екрани і обліплений 800 підігрівачами, які підтримують кімнатну температуру всередині Хаббла з точністю до 1⁰С. В комп’ютер наведення Хаббла загружено 15 млн. ведучих зірок для орієнтування у зоряному небі.

Перші знімки вказали на те, що телескоп короткозорий, тобто зовнішні краї головного дзеркала на 2 мікрона (1/20 людської косини) нижчі. Щоб нейтралізувати цей дефект, було виготовлено коректуючі лінзи та пристрої, а також розпочалась 12 місяців підготовка елітної групи космонавтів до виходу у відкритий космос з метою проведення технічного обслуговування та встановлення нових приладів. 02-13.12.1993 року було здійснено 5 виходів у відкритий космос, загальна тривалість яких 7 год 54 хв і стала другою за всю історію.

Передбачається, що Хаббл буде працювати до 2013 року, потім його системи відмовлять і він впаде на Землю. Але він досяг своєї основної цілі – визначив вік Всесвіту, а також змінив наше уявлення про Всесвіт та наше місце в ньому.