Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Собираемое телескопом излучение можно не только наблюдать визуально, но и фиксировать с помощью приборов для более детального изучения. Тем более что основную информацию астрономы сейчас получают не из изображений астрономических объектов, а путем изучения спектров и другими способами анализа излучения. Поэтому эффективность телескопов для научных исследований во многом определяется не только их размером, но и качеством установленного оборудования. Тем не менее увеличение размеров телескопа позволяет изучать более слабые объекты, что крайне важно для всех областей астрономии.

Научная эффективность телескопа зависит от установленных на нем детекторов излучения.

По сравнению с визуальными наблюдениями детекторы также обладают тем преимуществом, что могут накапливать свет в течение долгого времени, что позволяет видеть еще более слабые источники. Наконец, оцифровка получаемых данных дает возможность применять сложные алгоритмы анализа, существенно повышающие эффективность исследований.

Оптические телескопы можно разделить на два основных типа. Инструменты, в которых фокусировка света осуществляется системой линз, называются рефракторами, а те, в которых свет фокусируется зеркалами, – рефлекторами.

История рефракторов началась в 1608 г., и именно с помощью таких инструментов были сделаны все первые важные открытия, включая результаты, полученные Галилеем. Рефлекторы разных типов были изобретены также в XVII в. (один из самых первых был сконструирован Исааком Ньютоном в 1667 г.). Однако до второй половины XVIII в. они не играли важной роли в астрономических исследованиях, а начиная с XX столетия все крупные инструменты – это телескопы-рефлекторы.

В телескопах-рефракторах объектив состоит из линз.

Объективы первых рефракторов состояли из одной собирающей линзы. Однако столь простая оптическая схема создает заметно искаженное изображение (дефекты изображения называют аберрациями). Например, коэффициент преломления зависит от длины волны света, поэтому линза не может собрать лучи разного цвета в одну точку – такой эффект называется хроматической аберрацией. Чтобы избавиться от нее (и других типов аберраций), были разработаны более сложные системы из нескольких линз. Благодаря быстрому прогрессу начиная с середины XVIII в. качество оптических телескопов с диаметрами объективов вплоть до нескольких десятков сантиметров было достаточно высоким.

До начала XX в. в астрономии доминировали рефракторы.

При изготовлении линз требования к точности формы поверхности не столь велики, как требования к точности поверхности зеркал рефлекторов. Вдобавок поверхность линзы сферическая, что упрощает ее полировку. Кроме того, в течение долгого времени не удавалось сделать зеркала с достаточно высоким коэффициентом отражения, поэтому в рефлекторах терялось много света. Требования многих астрономических наблюдений XVII–XVIII вв. и даже первой половины XIX в. (астрометрические наблюдения, визуальные наблюдения планет и т. п.) хорошо удовлетворялись телескопами-рефракторами. Поэтому именно они главенствовали вплоть до начала XX в.

Основным недостатком рефракторов, из-за которого они в итоге уступили рефлекторам, является невозможность создания большого объектива. Линза становится слишком тяжелой и деформируется под действием собственного веса (интересно, что при малых диаметрах линзы, как правило, менее подвержены деформациям, чем зеркала). Большие телескопы-рефлекторы, в которых фокусирующим элементом является вогнутое зеркало, лишены этого недостатка, поскольку даже тяжелое зеркало можно поддерживать сзади по всей площади, что позволяет избежать прогиба. Кроме того, у рефлекторов отсутствует хроматическая аберрация. Эти достоинства позволили рефлекторам на короткий период в конце XVIII – начале XIX в., во время работы Уильяма Гершеля, стать основными поставщиками новых открытий.

Однако долгое время не удавалось достичь достаточно высокой точности обработки поверхности крупных зеркал. Для достижения необходимого качества изображения отклонения от точной формы не должны превышать 1/8 от длины волны используемого излучения. Поверхность зеркала должна быть не сферической, а более сложной в изготовлении параболической (именно такие зеркала использовались первые 200 лет после изобретения рефлектора), поэтому создать высококачественный рефлектор очень непросто. Кроме того, первые зеркала были металлическими и достаточно быстро тускнели, так что их приходилось заново полировать. Чтобы рефлекторы вышли на первый план, понадобилось разработать технологию изготовления стеклянных зеркал с покрытием поверхности серебром (а позднее и более устойчивым алюминием), что произошло только во второй половине XIX в.

К концу XIX в. рефракторы достигли предельного размера (чуть более одного метра), и последние сто с лишним лет все крупные телескопы являются рефлекторами. Развитие технологий позволило создавать тонкие составные зеркала малого удельного (на единицу площади) веса, что открыло дорогу к созданию многометровых инструментов. На сегодняшний день крупнейшие наземные телескопы имеют диаметр основного зеркала около 10 м.

В рефлекторах объективом является вогнутое зеркало.

Зеркала рефлекторов имеют параболическую (системы Ньютона и Кассегрена: часто используются, особенно в небольших инструментах), гиперболическую (системы Ричи – Кретьена: например, космический телескоп Hubble, а также большинство крупных наземных инструментов) или сферическую (системы Шмидта) форму поверхности. Фокус основного зеркала оказывается внутри телескопа, поэтому только на очень крупных инструментах регистрирующие приборы могут быть расположены прямо в основном фокусе. Обычно используются дополнительные оптические элементы, которые отводят свет в сторону или в отверстие в основном зеркале (дополнительные элементы могут также корректировать изображения, позволяя уменьшить влияние аберраций). Существует много схем телескопов-рефлекторов, каждая из них имеет различные преимущества, и это используется при проектировании и эксплуатации.

За счет многократного прохождения света по трубе телескопа, а также из-за отсутствия хроматической аберрации телескопы-рефлекторы могут быть достаточно компактными и светосильными. Яркость получаемого с помощью телескопа изображения тем выше, чем больше относительное отверстие – отношение диаметра объектива телескопа к его фокусному расстоянию [16] Иногда эту величину называют светосилой, хотя формально это неправильно. Светосила равна квадрату относительного отверстия, т. е. (D/f)2. . Для телескопов-рефракторов типичными значениями являются 1/10–1/15 (часто относительное отверстие обозначается как диаметр объектива в долях фокусного расстояния, например f/10), такие телескопы имеют довольно большую длину, что усложняет их эксплуатацию. Для рефлекторов характерны гораздо большие относительные отверстия – 1/3–1/5 (а иногда даже 1/2), такие инструменты довольно компактны, и это немаловажный фактор для обсерваторий, если задуматься о размерах полноповоротного купола для телескопа с диаметром объектива в несколько метров.