Расширяя границы Вселенной: история астрономии в задачах - Евгений Гусев

Успешная работа телескопа Хобби — Эберли позволила приступить к созданию следующего инструмента подобной конструкции: Предельно большого телескопа (Extremely Large Telescope, ELT) с зеркалом размером 33 м, у которого действующая апертура составит 25 м! Это гигантское сферическое зеркало будет собрано из 169 шестиугольных сегментов размером по 2,5 м. Его укрепят под постоянным углом 55° к горизонту, а наведение на объект будет происходить за счёт вращения конструкции по азимуту, а также за счёт вращения Земли и перемещения кабины наблюдателя в фокусе главного зеркала. Наблюдениями будет охвачена широкая полоса неба в диапазоне склонений от -10° до +72°. При этом любой объект можно будет сопровождать не менее часа. Исправление сферических аберраций мозаичного зеркала будет поручено четырёхзеркальному корректору в главном фокусе. Диаметр поля зрения составит 3,5'. В перспективе— создание подобных телескопов диаметром до 100 метров!

2.21. Изобретение окулярного микрометра позволило повысить точность угломерных измерений до 1״.

2.22. Объективы рефракторов того времени страдали заметной хроматической аберрацией, вследствие чего различие в фокусных расстояниях для лучей разного цвета достигало нескольких сантиметров. Ахроматические объективы высокого качества получили распространение только в конце XIX века, хотя были изобретены ещё в середине XVIII в. (Джон Доллонд, 1757 г.).

2.23. С момента своего изобретения в 1609 г. телескоп выполнял две основные функции: 1) увеличивал видимый угол между светилами или деталями на поверхности небесных объектов, усиливая тем самым остроту нашего зрения; 2) собирал больше света, чем зрачок нашего глаза, усиливая этим проницающую способность зрения.

В XIX веке, после изобретения фотографии, у телескопа появилась ещё одна функция: он строит изображение наблюдаемых объектов на фотопластинке или других приёмниках света, позволяя полностью заменить глаз более объективными и чувствительными приборами.

Для наблюдений различного типа наиболее важна какая‑то одна из трёх указанных способностей телескопа. Поэтому строят специализированные телескопы, у каждого из которых одна способность выражена лучше других. Например, астрометрические телескопы позволяют очень точно измерять углы на небе, но слабые звёзды и протяжённые объекты для них, как правило, недоступны. Существуют астрографы, в которых глаз астронома полностью заменён фотопластинкой или электронным приёмником света; они фиксируют слабые и протяжённые объекты. Есть солнечные телескопы, для которых важно не количество собранного света, а большой масштаб изображения. Есть телескопы для получения спектров слабых звёзд и галактик — вот они‑то как раз должны собирать слабый свет с большой площади, поэтому их объективы самые крупные. Сколько задач у телескопов, столько разнообразных конструкций, поэтому нечасто встретишь два одинаковых профессиональных телескопа: у каждого из них своя специализация.

2.24. Лио не использовал сложные объективы, поскольку те дают дополнительные отражения от многочисленных поверхностей линз, усиливающие рассеянный свет. Для исключения хроматической аберрации использовался узкополосный светофильтр.

2.25. Для синхронизации выстрелов с каждого заякоренного корабля необходимо видеть разрыв снарядов, выпущенных с соседних кораблей. В простейшем случае можно считать, что наблюдение производится с уровня моря и вспышка наблюдается точно на горизонте. Если R — радиус Земли, а снаряд взрывается на высоте H над сигнальным судном, то по теореме Пифагора легко найти расстояние между судами:

L=√((R+H)2)—R2≈√(2RH).

Для H=2 км получим L≈160 км. Даже в этом предельно допустимом случае на трассе Лондон — Калькутта пришлось бы держать около 125 сигнальных судов.

На самом деле, для надёжного наблюдения вспышки и, тем более, измерения её высоты над горизонтом необходимо, чтобы вспышка наблюдалась на высоте не менее 2–3°. Поэтому придётся расставлять сигнальные суда чаще. Лишь при дистанции в 50 км их вспышки будут видны на высоте около 2° над горизонтом. Следовательно, по проекту Уистона и Диттона только на одной морской трассе Лондон — Калькутта для надёжной навигации пришлось бы держать сотни сигнальных судов.

Проблему определения долготы решили не артиллеристы, а часовщики и астрономы, снабдив в XIX веке всех корабельных штурманов секстантом, морским хронометром и астрономическим ежегодником с предвычисленными положениями небесных светил.

2.26. Стекло легче обрабатывается, чем металл, и имеет меньшую теплопроводность. Серебряное покрытие имеет большую (почти в 2 раза) отражающую способность, чем полированная бронза. Вторичное серебрение потускневшего зеркала технологически проще, чем повторная полировка металла. Метод серебрения стекла был открыт в середине XIX века, тогда и стали изготавливать стеклянные зеркала для телескопов.

2.27. Упомянутые типы рефлекторов и рефракторов использовались для наблюдения солнечных пятен и прохождения Венеры по диску Солнца. Стеклянная поверхность отражает всего около 3–4 % падающего света, а серебряное покрытие передней поверхности объектива позволяет пропустить в телескоп только небольшую часть солнечного света.

2.28. Серебряное покрытие требует периодического обновления, оно механически непрочно. Алюминиевое покрытие при почти тех же оптических свойствах более прочно, хотя для его нанесения требуются специальные вакуумные камеры.

2.29. Солнечное излучение сильно нагревает трубу телескопа, отчего возникают мощные турбулентные потоки воздуха, портящие изображение Солнца. Вакуумный телескоп лишён этого недостатка.

2.30. В некоторых астрономических инструментах жидкие зеркала всё же применяются. Речь идёт о призменной астролябии Данжона и фотографической зенитной трубе, где используется неподвижный сосуд с ртутью — так называемый ртутный горизонт. Но параболические жидкие зеркала до недавнего времени, действительно, не использовались.

Причин непопулярности телескопов с жидкими зеркалами несколько. Во — первых, пары ртути ядовиты; при большом диаметре зеркала площадь испаряющейся поверхности так велика, что находиться рядом с таким инструментом опасно. Во — вторых, вращение сосуда с ртутью должно происходить чрезвычайно стабильно, ибо оно прямо связано с фокусным расстоянием зеркала (F), а значит, и с качеством фокусировки изображения:

F=(gP2)/(8π2)

где g — ускорение свободного падения, P — период оборота сосуда. Например, чтобы телескоп имел F=20 м, сосуд должен совершать оборот за P =12,7 секунд. Ещё одна техническая проблема — вызванная вращением тряска или турбулентные воздушные потоки, порождающие рябь на поверхности ртути. Роберт Вуд боролся с рябью и вредными испарениями, наливая на ртуть тонкий слой масла. Наконец, одна из важнейших причин непопулярности жидких зеркал — они «смотрят» строго в зенит; такой телескоп нельзя навести на произвольный объект и сопровождать его (для длительных экспозиций при фотографировании) без использования дополнительной оптической системы, например, сидеростата.

Однако в наши дни идея жидкого зеркала вновь стала популярной. Вначале вращающиеся сосуды стали применять изготовители твёрдых зеркал: в 1990–е годы при отливке 8–метровых зеркал для телескопов Южной европейской обсерватории впервые были использованы вращающиеся изложницы, чтобы придать застывающему материалу форму параболоида. Чуть позже начались эксперименты по использованию больших ртутных вращающихся зеркал для астрономических наблюдений. К 2001 году уже были созданы телескопы с жидкими зеркалами дифракционного качества диаметром от 2 до 6 метров. Подробнее см. на сайте Liquid Mirror Telescope — http://www.astro.ubc.ca/LMT/.

2.31. Главная оптическая ось вогнутого зеркала телескопа системы Ломоносова — Гершеля наклонена к оси трубы под небольшим углом. Для длиннофокусных телескопов возникающие при этом аберрации незначительны. Подобные оптические схемы используются в настоящее время в солнечных телескопах.

2.32. Учитывая наклон лунной орбиты к эклиптике (5,3°), суточный параллакс Луны (1°) и её радиус (0,25°), мы можем вычислить ширину полосы небесной сферы, в которой бывает видна Луна из различных точек на Земле:

L=2∙(5,3°+1°+0,25°)=13,1°.

Площадь этой полосы, опоясывающей небесную сферу, составляет (в квадратных градусах, □°) величину L 360° = 4716 □°, а площадь небесной сферы равна 4π×(57,3…)2 = 41253 □°. Поэтому лишь 4680/41253=11,4 % неба доступны методу покрытий Луной. А поскольку это был очень плодотворный метод в астрономии всех диапазонов излучения, — от рентгеновской до радио, — то именно эти 11% неба в течение ряда лет были изучены заметно полнее, чем оставшиеся 89%, которые не посещает Луна.