Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (Обзорный астрономический телескоп видимого и инфракрасного диапазона) 

2.2.2. Характеристики телескопа

К оптическим телескопам относят, прежде всего, рефракторы и рефлекторы.

Главная часть простейшего рефрактора – объектив – двояковыпуклая линза, установленная в передней части телескопа. Объектив собирает излучение. Чем больше размеры объектива D, тем больше собирает излучения телескоп, тем более слабые источники могут быть обнаружены им. Чтобы избежать хроматической аберрации, линзовые объективы делают составными. Однако в случаях, когда требуется свести к минимуму рассеяние в системе, приходится использовать и одиночную линзу. Расстояние от объектива до главного фокуса называется главным фокусным расстоянием F.

Самый большой рефрактор в мире, который находится в Йеркской обсерватории в США, имеет линзу диаметром в 1 м. Линза с большим диаметром была бы слишком тяжела и сложна в изготовлении.

Основным элементом рефлектора является зеркало – отражающая поверхность сферической, параболической или гиперболической формы. Обычно оно делается из стеклянной или кварцевой заготовки круглой формы и затем покрывается отражающим покрытием (тонкий слой серебра или алюминия). Точность изготовления поверхности зеркала, т.е. максимально допустимые отклонения от заданной формы, зависит от длины волны света, на которой будет работать зеркало. Точность должна быть лучше, чем λ/8. К примеру, зеркало, работающее в видимом свете (длина волны λ = 0,5 микрона), должно быть изготовлено с точностью 0,06 мкм (0,00006 мм).

Обращенная к глазу наблюдателя оптическая система называется окуляром. В простейшем случае окуляр может состоять только из одной положительной линзы (в этом случае мы получим сильно искаженное хроматической аберрацией изображение).

Важнейшими характеристиками телескопа (помимо его оптической схемы, диаметра объектива и фокусного расстояния) являются проницающая сила, разрешающая способность, относительное отверстие и угловое увеличение.

Проницающая сила телескопа характеризуется предельной звездной величиной m самой слабой звезды, которую можно увидеть в данный инструмент при наилучших условиях наблюдений. Для таких условий проницающую силу можно определить по формуле:

где D – диаметр объектива в миллиметрах.

Разрешающая способность – минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием не менее 2′, то телескоп позволяет уменьшить этот предел в Γ раз. Ограничение на предельное увеличение накладывает явление дифракции – огибание световыми волнами краев объектива. Из-за дифракции вместо изображения точки получаются кольца. Угловой размер центрального пятна (теоретическое угловое разрешение)

Разрешающая способность может вычисляться по формуле:

где δ – разрешение в секундах, D – диаметр объектива в миллиметрах.

Для видимых длин волн при λ = 550 нм на телескопе с диаметром D = 1 м теоретическое угловое разрешение будет равно δ = 0,1″. Практически угловое разрешение больших телескопов ограничивается атмосферным дрожанием. При фотографических наблюдениях разрешающая способность всегда ограничена земной атмосферой и погрешностями гидирования и не бывает лучше 0,3″. При наблюдениях глазом из-за того, что можно попытаться поймать момент, когда атмосфера относительно спокойна (достаточно нескольких секунд), разрешающая способность у телескопов с диаметром D, большим 2 м, может быть близка к теоретической. Хорошим считается телескоп, собирающий более 50 % излучения в кружке 0,5″.

Относительное отверстие – отношения диаметра D к фокусному расстоянию F:

У телескопов для визуальных наблюдений типичное значение относительного отверстия 1/10 и меньше. У современных телескопов она равна 1/4 и больше.

Часто вместо относительного отверстия используется понятие светосилы, равной (D/F)2. Светосила характеризует освещенность, создаваемую объективом в фокальной плоскости.

Относительным фокусным расстоянием телескопа (обозначается перевернутой буквой А) называется величина, обратная относительному отверстию:

В фотографии эта величина часто называется диафрагмой.
Угловое увеличение (или просто увеличение) показывает, во сколько раз угол, под которым виден объект при наблюдении в телескоп, больше, чем при наблюдении глазом. Увеличение равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра:



GTC

Большой Канарский телескоп (GTC) также расположен на пике вулкана в обсерватории Ла-Пальма. В 2009 году он стал самым большим и самым совершенным наземным оптическим телескопом. Его главное зеркало диаметром 10,4 метра состоит из тридцати шести сегментов и считается самым совершенным из когда-либо созданных. Тем сильнее удивляет сравнительно низкая стоимость этого грандиозного проекта. Вместе с камерой инфракрасного диапазона CanariCam и вспомогательным оборудованием на строительство телескопа было затрачено всего $130 млн.

Благодаря CanariCam выполняются спектроскопические, коронографические и поляриметрические исследования. Оптическая часть охлаждается до 28 К, а сам детектор — до 8 градусов выше абсолютного нуля.

E-ELT

Европейский чрезвычайно большой телескоп (E-ELT) сегодня выглядит наиболее привлекательным по соотношению возможностей и затрат. Проектом предусмотрено его создание в пустыне Атакама в Чили к 2020 году. Текущая стоимость оценивается в $1,5 млрд. Диаметр главного зеркала составит 39,3 метра. Оно будет состоять из 798 шестиугольных сегментов, каждое из которых — около полутора метров в поперечнике. Система адаптивной оптики будет устранять искажения при помощи пяти дополнительных зеркал и шести тысяч независимых приводов.

Расчётная масса телескопа составляет более 2800 тонн. На нём будет установлено шесть спектрографов, камера ближнего ИК-диапазона MICADO и специализированный инструмент EPICS, оптимизированный для поиска планет земного типа.

Основной задачей коллектива обсерватории E-ELT станет детальное исследование открытых к настоящему времени экзопланет и поиск новых. В качестве дополнительных целей указывается обнаружение признаков наличия в их атмосфере воды и органических веществ, а также изучение формирования планетарных систем.

Оптический диапазон составляет лишь малую часть электромагнитного спектра и обладает рядом свойств, ограничивающих возможности наблюдения. Многие астрономические объекты практически не обнаруживаются в видимом и ближнем инфракрасном спектре, но при этом выдают себя за счёт радиочастотных импульсов. Поэтому в современной астрономии большая роль отводится радиотелескопам, размер которых напрямую влияет на их чувствительность.

GMT

Гигантский Магелланов телескоп (GMT) — перспективный астрономический инструмент, создаваемый в обсерватории Лас-Кампанас в Чили. Главным элементом этого телескопа нового поколения станет составное зеркало из семи вогнутых сегментов общим диаметром 24,5 метра.

Даже с учётом вносимых атмосферой искажений детальность сделанных им снимков будет примерно в десять раз выше, чем у орбитального телескопа «Хаббл». В августе 2013 года завершается отливка третьего зеркала. Ввод телескопа в эксплуатацию намечен в 2024 году. Стоимость проекта сегодня оценивается в $1,1 млрд.

Very Large Telescope

Это не один, а состоящий из восьми телескопов астрономический комплекс в пустыне Атакама. По общей площади зеркал чилийский аппарат самый большой в мире.

Этот европейский проект начал работу в 1998 году, и приборы создавались специально для Паранальской обсерватории. Благодаря новым технологиям, VLT может работать в трех режимах, а технические характеристики позволяют получать четкие и детализированные снимки космических объектов.

Интересно, что на местном диалекте жителей Чили один из первых телескопов называли в честь Бога Солнца — Анту, а остальные три, в честь Луны, Венеры и созвездия Южный крест — Куйен, Йупун и Мелипал.

Проблемы гигантов

Неудивительно, что конструкторская мысль непрерывно ищет способы удешевить столь дорогостоящие астрономические игрушки. Поскольку наше все — диаметр объектива, естественно попытаться увеличить размер «глаза» телескопа за счет принесения в жертву других конструктивных особенностей. Примерами могут служить телескопы Хобби-Эберли (США), Большой южноафриканский телескоп (ЮАР) и телескоп LAMOST (Китай). Эти инструменты не являются полноповоротными, то есть, в отличие от классического телескопа, зафиксированы относительно одной из двух осей вращения и потому лишены возможности в любой момент времени наводиться в любую точку видимого полушария неба. Конечно, подобная фиксация накладывает существенные ограничения, но при помощи продуманной программы наблюдений их можно сделать не столь критичными. При этом стоимость снижается в разы по сравнению с полноповоротным телескопом. Однако есть и более радикальный способ удешевления астрономического инструмента.

В современных телескопах, как правило, в качестве объектива используется вогнутое зеркало. Чтобы зеркало фокусировало отражаемые им лучи, то есть сводило их в точку, оно должно иметь форму параболоида вращения. Изначально зеркала для телескопов отливали из специальных сортов бронзы, а потом долго и нудно шлифовали до нужной формы. В середине XIX века после изобретения процедуры серебрения зеркала начали изготавливать из стекла, шлифовать которое гораздо проще, однако и по сей день один из самых сложных этапов создания телескопа состоит в придании зеркалу точной формы. При этом ошибки в форме поверхности должны быть существенно меньше длины волны отражаемого света, а она в видимом диапазоне составляет всего 0,5 мкм. Представляете задачу — отшлифовать поверхность площадью в десятки квадратных метров с субмикронной точностью!

ALMA и SKA

Атакамская большая миллиметровая/субмиллиметровая решётка (ALMA) представляет собой массив из параболических антенн диаметром до 12 метров и массой более ста тонн каждая. К середине осени 2013 года число антенн, объединённых в единый радиоинтерферометр ALMA, достигнет шестидесяти шести. Как и у большинства современных астрономических проектов, стоимость ALMA превышает миллиард долларов.

Квадратная километровая решётка (SKA) — другой радиоинтерферометр из массива праболических антенн, расположенных в Южной Африке, Австралии и Новой Зеландии на общей площади около одного квадратного километра.

Его чувствительность примерно в пятьдесят раз превосходит возможности радиотелескопа обсерватории Аресибо. SKA способен уловить сверхслабые сигналы от астрономических объектов, расположенных на удалении 10–12 млрд световых лет от Земли. Начать первые наблюдения планируется в 2020 году. Проект оценивается в $2 млрд.

Несмотря на огромные масштабы современных телескопов, их запредельную сложность и многолетние наблюдения, исследование космоса только начинается. Даже в Солнечной системе до сих пор обнаружена лишь малая часть объектов, заслуживающих внимания и способных повлиять на судьбу Земли.

Arecibo Observatory

На Пуэрто-Рико на относительно небольшой высоте в 497 метров работает рефлектор и радиотелескоп с диаметром зеркала в 304,8 метра. Официально он начал свою работу в 1963 году, а с начала 90-х, его используют в поиске внеземных цивилизаций.

Неповторимая форма телескопа обсерватории Аресибо делают его одним из самых узнаваемых в мире. К тому же он несколько раз засветился в голливудских блокбастерах.

Несмотря на свой почтенный возраст, с его помощью сделаны множественные открытия, позволившие более полно понять природу Вселенной и взаимодействие космических объектов.