Антени не для зв'язку: найбільший у світі радіотелескоп. Для чого потрібні радіотелескопи

→

Радіотелескоп є різновидом телескопа та застосовується для дослідження електромагнітного випромінювання об'єктів. Він дозволяє вивчати електромагнітне випромінювання астрономічних об'єктів у діапазоні несучих частот від десятків МГц до десятків ГГц. За допомогою радіотелескопа вчені можуть прийняти власне радіовипромінювання об'єкта і, ґрунтуючись на отриманих даних, досліджувати його характеристики, такі як координати джерел, просторова структура, інтенсивність випромінювання, а також спектр і поляризація.

Вперше радіокосмічне випромінювання було виявлено у 1931 році Карлом Янським, американським радіоінженером. Вивчаючи атмосферні радіоперешкоди, Янський виявив постійний радіошум. На той момент вчений точно не міг пояснити його походження і ототожнив його джерело з Чумацьким шляхом, а саме з центральною частиною, де знаходиться центр галактики. Тільки на початку 1940-х роботи Янського були продовжені і сприяли подальшому розвитку радіоастрономії.

Радіотелескоп складається з антеної системи, радіометра та реєструючої апаратури. Радіометр - це приймальний пристрій, за допомогою якого вимірюють потужність випромінювання малої інтенсивності в діапазоні радіохвиль (довжини хвиль від 0,1 мм до 1000 м). Іншими словами, радіотелескоп займає найбільш низькочастотне положення в порівнянні з іншими приладами, за допомогою яких досліджується електромагнітне випромінювання (наприклад, інфрачервоний телескоп, рентгенівський телескоп і т. д.).

Антена являє собою пристрій для збирання радіовипромінювання небесних об'єктів. Сонними характеристиками будь-якої антени є: чутливість (тобто мінімально можливий сигнал для виявлення), а також кутовий дозвіл (тобто здатність розділити випромінювання від кількох радіоджерел, які розташовані близько один до одного).

Дуже важливо, щоб радіотелескоп мав високу чутливість і хорошу роздільну здатність, тому що саме це дає можливість спостерігати менші просторові деталі досліджуваних об'єктів. Мінімальна щільність потоку DР, що реєструється, визначається співвідношенням:
DP=P/(S \sqrt(Dft))
де Р – потужність власних шумів радіотелескопа, S – ефективна площа антени, Df – смуга частот, які приймаються, t – час накопичення сигналу.

Антени, що використовуються в радіотелескопах, можна розділити на кілька основних типів (класифікація здійснюється залежно від діапазону довжин хвиль та призначення):
Антени повної апертури:параболічні антени (використовуються для спостереження на коротких хвилях; встановлені на поворотних пристроях), радіотелескоп зі сферичними дзеркалами (діапазон хвиль до 3 см, нерухома антена; переміщення в просторі променя антени здійснюється опроміненням різних частин дзеркала), радіотелескоп Крауса (довжина хвиль нерухоме вертикально розташоване сферичне дзеркало, на яке спрямоване випромінювання джерела за допомогою плоского дзеркала, встановленого під певним кутом), перископічні антени (невеликі розміри по вертикалі та великі у горизонтальному напрямку);
Антени із незаповненою апертурою(два типи залежно від способу відтворення зображення: послідовний синтез, апертурний синтез – див. нижче). Найпростіший інструмент даного типу – простий радіоінтерферометр (пов'язані між собою системи з двох радіотелескопів для одночасного спостереження за радіоджерелом: має більшу роздільну здатність, приклад: Інтерферометр з апертурним синтезом у Кембриджі, Англія, довжина хвилі 21 см). Інші типи антен: хрест (хрест Міллса з послідовним синтезом у Молонго, Австралія, довжина хвилі 73,5 см), кільце (інструмент типу послідовного синтезу в Калгурі, Австралія, довжина хвилі 375 см), складовий інтерферометр (інтерферометр з апертурним синтезом у Флерсі , Австралія, довжина хвилі 21).

Найточнішими у роботі є повноповоротні параболічні антени. У разі їх застосування чутливість телескопа посилюється за рахунок того, що таку антену можна направити в будь-яку точку піднебіння, накопичуючи сигнал від радіоджерела. Подібний телескоп виділяє сигнали космічних джерел і натомість різноманітних шумів. Дзеркало відображає радіохвилі, які фокусуються і вловлюються опромінювачем. Опромінювач є напівхвильовим диполем, що приймає випромінювання заданої довжини хвилі. Основна проблема використання радіотелескопів з параболічним дзеркалами полягає в тому, що при повороті дзеркало деформується під дією сил тяжіння. Саме через це у разі збільшення діаметра понад 150 м збільшуються відхилення при вимірах. Тим не менш, існують дуже великі радіотелескопи, які успішно працюють багато років.

Іноді для більш успішних спостережень використовують кілька радіотелескопів, встановлених на певній відстані один від одного. Така система називається радіоінтерферометр (див. вище). Принцип його дії полягає у вимірі та запису коливань електромагнітного поля, які породжуються окремими променями на поверхні дзеркала або іншій точці, через яку проходить той самий промінь. Після цього записи складаються з урахуванням фазового зсуву.

Якщо грати антен зробити не суцільною, а рознесеною на досить велику відстань, то вийде дзеркало великого діаметру. Така система працює за принципом "синтезу апертури". У цьому випадку роздільна здатність визначається відстанню між антенами, а не їх діаметром. Таким чином, дана система дозволяє не будувати величезні антени, а обійтися як мінімум трьома, розташованими з певними проміжками. Однією з найвідоміших подібних систем є VLA (Very Large Array). Цей масив розташований у США, штат Нью-Мексико. «Дуже великі грати» було створено 1981 року. Система складається з 27 повноповоротних параболічних антен, які розташовані вздовж двох ліній, що утворюють букву "V". Діаметр кожної антени сягає 25 метрів. Кожна антена може займати одну з 72 позицій, пересуваючись рейковими коліями. VLA за чутливістю відповідає антені діаметром 136 кілометрів і за кутовим дозволом перевершує кращі оптичні системи. Невипадково саме VLA використовувалася для пошуку води на Меркурії, радіо-корон навколо зірок та інших явищ.

За своєю конструкцією радіотелескопи найчастіше відкриті. Хоча в деяких випадках для того, щоб захистити дзеркало від погодних явищ (температурних змін та вітрових навантажень), телескоп поміщають усередину купола: суцільного (Хайстекська обсерваторія, 37-м радіотелескоп) або з розсувним вікном (11-м радіотелескоп на Кітт-Пік, США).

Нині перспективи використання радіотелескопів полягають у тому, що вони дозволяють налагодити зв'язок між антенами, що у різних країнах і навіть різних континентах. Подібні системи називаються радіоінтерферометрами із наддовгою базою (РСДБ). Мережа з 18 телескопів була використана в 2004 для спостереження за посадкою апарату «Гюйгенс» на Титан, супутник Сатурна. Ведеться проектування системи ALMA, що складається з 64 антен. Перспектива на майбутнє – запуск антен інтерферометра у космос.

Сучасний радіотелескоп є дуже складним пристроєм, що складається в основному з наступних головних елементів: антени, системи переміщення антени у вертикальній та горизонтальній площинах, приймального пристрою, пристрої попередньої обробки прийнятого сигналу, керування антеною. Планетний радіолокатор на додаток до вищезгаданих елементів має передавальний і модуляційний пристрої, а також систему синхронізації.

Планетні радіолокатори з відключеними передавачами зазвичай використовуються як радіотелескопи для спостереження радіовипромінювання планет та інших небесних тіл. При цьому приймальний пристрій радіолокатора або перемикається з режиму вузькосмугового прийому режим широкосмугового прийому, або на телескопі встановлюється спеціальний радіоастрономічний приймач - радіометр.

Розглянемо основні пристрої радіотелескопів та планетних радіолокаторів (рис. 5).

Антени.Одним із найбільш складних пристроїв сучасного радіотелескопа та планетного радіолокатора є антенна система. Антена збирає анергію радіовипромінювання від небесного джерела та передає її приймальному пристрою. Чим більше лінійні розміри антени, тим більша величина енергії радіовипромінювання збирається антеною. Зі зростанням лінійних розмірів антени звужується її діаграма спрямованості, т. е. зменшується кут, у якого антена ефективно приймає радіовипромінювання. А тим самим збільшується роздільна здатність антени по кутку і зростає її коефіцієнт посилення. Тому радіоастрономи прагнуть створювати на дослідження джерел радіовипромінювання, мають малі кутові розміри, антени можливо великих розмірів.

Радіоастрономічні антени можна розділити за аналогією з оптичними телескопами на дві групи - радіорефлектори (поодинокі антени) та радіорефрактори (багатоелементні антени). У радіорефлекторах потік радіовипромінювання збирається та фокусується «дзеркальною» системою. Сфокусований сигнал надходить на опромінювач і через фідерний тракт, що з'єднує антену з приймальним пристроєм, передається до приймального пристрою. У радіорефракторах потік радіовипромінювання приймається окремими антенами і складається потім у фідерному тракті.

У радіоастрономії застосовують такі типи рефлекторних антен: параболічні, сферичні, рупорні, перископічні, змінного профілю. До рефракторних антен відносяться різні типи інтерферометричних систем, синфазні антени, решітки, що фазуються, і хрестоподібні антени. Основні характеристики антен деяких радянських та зарубіжних телескопів наведено у табл. 2.

Параболічні антени.Найбільш широке застосування серед рефлекторних антен знайшли параболічні. Ці антени мають свій аналог в оптиці – прожектор з параболічним відбивачем, у якому світло від «точкового» джерела перетворюється на паралельний пучок. У параболічній антені процес йде у зворотному напрямку - паралельний потік радіовипромінювання фокусується дзеркалом у фокусі параболоїда, де він приймається опромінювачем.

Параболічні антени, що використовуються в радіоастрономії, мають значні розміри (рис. 6 та 7). Найбільший на Землі повноповоротний параболічний радіотелескоп має дзеркало діаметром 100 м. Його антена повертається на 360 ° по азимуту і 90 ° по кутку місця. Вага антенной споруди становить 3200 т.

Параболічні антени можуть працювати тільки в обмеженому діапазоні довжин хвиль: виконати параболічну поверхню абсолютно точно неможливо, внаслідок чого нерівності поверхні параболоїда при роботі на дуже коротких довжинах хвиль починають погіршувати фокусуючі властивості антени. Це призводить, своєю чергою, до погіршення ефективності антени, тобто як би зменшення площі розкриття антени, що збирає потік радіовипромінювання. А оскільки зі зростанням довжини хвилі розширюється діаграма спрямованості антени і на деякій довжині хвилі цю антену стає вже недоцільно використовувати для спостережень (оскільки при цьому зменшується її коефіцієнт посилення), то радіоастрономи для більш довгохвильових вимірювань використовують інші типи антен.

Однак навіть у однакових конструкціях параболічних антен мінімальна довжина хвилі, на якій ще ефективно працює антена, може бути різною. Це залежить від ретельності виготовлення поверхні дзеркала та від деформацій дзеркала при зміні його орієнтації у просторі, а також від дії теплових та вітрових навантажень. Так, наприклад, дзеркало діаметром 22 м антени РТ-22 Кримської астрофізичної обсерваторії за своїм виконанням більш точне, ніж дзеркало антени аналогічних розмірів у Пущино (Фізичний інститут АН СРСР).

Параболічні антени, що працюють у міліметровому діапазоні довжин хвиль, мають діаметр, що не перевищує 25 м. Антени великих розмірів ефективно працюють у сантиметровому діапазоні. Антена РТ-22 Кримської астрофізичної обсерваторії може ефективно працювати на довжинах хвиль не менше 4 мм. Антена Національної радіоастрономічної обсерваторії США з діаметром 11 м, встановлена ​​на горі Кітт-Пік, працює із граничною довжиною хвилі 1,2 мм. Для зменшення температурних деформацій дзеркала антена цього радіотелескопа у неробочому стані знаходиться під куполом діаметром 30 м (під час вимірювань купол частково розкривається).

Сферичні антени.На земній кулі існує всього кілька (радіоастрономічних антен, що мають сферичне дзеркало. Ці антени отримали також назву «земляні чаші», оскільки сферичний відбивач у них знаходиться на поверхні Землі, а зміщення діаграми спрямованості антени проводиться за рахунок переміщення опромінювача. Найбільша антена такого типу (з діаметром розкриття 305 м) знаходиться на о.Пуерто-Ріко в Південній Америці (обсерваторія Аресібо).

Антени зі сферичними дзеркалами менш ефективно фокусують електромагнітне випромінювання, ніж параболічні антени, але мають ту перевагу, що можуть здійснювати огляд (сканування) піднебіння в межах більшого тілесного кута (без повороту самого дзеркала, а лише за рахунок зміщення відбивача з фокусу дзеркала). Так антена в Аресібо дозволяє зміщувати діаграму спрямованості в межах 20° щодо зеніту у будь-якому напрямку. Її дзеркало складається із металевих щитів, якими вистелено дно згаслого вулкана. На трьох гігантських опорах натягнуті троси, якими рухається спеціальна каретка із встановленими на ній опромінювачами та іншою радіотехнічною апаратурою (див. першу сторінку обкладинки). Антена може ефективно працювати до довжини хвилі не коротше 10 см (на цій хвилі її діаграма спрямованості має ширину 1,5 '). Антена в Аресібо до реконструкції мала сферичну поверхню з металевої сітки і могла ефективно працювати тільки в довгохвильовій ділянці дециметрового діапазону (лямбда>50 см). Аресибська антена також використовується як антена планетного радіолокатора, що працює на довжині хвилі 12,5 см і має середню потужність 450 кВт.

У Бюраканській астрофізичній обсерваторії працює найбільш короткохвильова сферична антена з нерухомим дзеркалом, діаметр якого дорівнює 5 м. Антена є прообразом майбутньої проектованої для Бюраканської обсерваторії 200-метрової чаші, яка за розрахунками матиме граничну довжину хвилі 3 см.

Рупорні антени.На відміну від дзеркальних (сферичних та параболічних) рупорні антени складаються з одного опромінювача. Радіоастрономічних антен такого типу «а Землі небагато. Завдяки тому, що їх характеристики можна точно розрахувати, ці антени використовуються для прецизійних вимірювань потоків радіовипромінювання деяких джерел, які приймаються радіоастрономами за еталонні. За допомогою рупорної антени був точно виміряний потік радіовипромінювання джерела Кассіопея А та відкрито реліктове радіовипромінювання. Туманність Кассіопея А є одним із найпотужніших джерел радіовипромінювання і широко використовується радіоастрономами для калібрування антен як еталонного джерела.

Періскопічні антени.У радіоастрономії знайшли широке застосування і перископічні антени, перевагою яких є те, що при відносно великих розмірах вони мають досить хорошу ефективність. Антени подібного типу складаються з трьох елементів: плоского дзеркала, що повертається кутом місця; фокусуючого головного дзеркала (у вигляді сферичного або параболічного циліндра) та опромінювача.

Сферичне або параболічне дзеркало фокусує потік радіовипромінювання в горизонтальній і вертикальній площинах. Так як лінійні розміри таких антен у горизонтальному напрямку істотно більші, ніж у вертикальному, то і ширина діаграми спрямованості антен у горизонтальній площині істотно менше ширини діаграми, ніж у вертикальній площині. Найбільш короткохвильова перископічна антена споруджена в обсерваторії Горьківського радіофізичного інституту. Вона ефективно працює до довжин хвиль 1 мм. На довжині хвилі 4 мм ширина діаграми спрямованості цієї антени становить 45″ у горизонтальній площині та 8′ у вертикальній площині.

Антени змінного профілю.Поблизу станиці Зеленчуцького Ставропольського краю почав працювати радіотелескоп РАТАН-600 (рис. 8). Схема його антени нагадує схему перископічної антени. Однак, на відміну від останньої, головне дзеркало цієї антени у вертикальній площині плоске. Незважаючи на величезні розміри (діаметр головного дзеркала 588 м), ця антена може ефективно працювати до довжини хвилі 8 мм.

Розглянемо тепер різні типи рефракторних антен, які ефективно використовуються на метрових хвилях.

Синфазні антени.Ці антени складаються з окремих напівхвильових опромінювачів (диполів), які складають полотно, що має п опромінювачів в одному напрямку та m опромінювачів в ортогональному напрямку. Відстань між опромінювачем в обох ортогональних напрямках дорівнює половині довжини хвилі. За допомогою антени подібного типу, що складається з 64 диполів, було проведено першу радіолокацію Місяця на довжині хвилі 2,5 м.

У синфазних антена підсумовування сигналів від окремих опромінювачів проводиться у фідерному тракті. Причому спочатку підсумовуються сигнали від опромінювачів, розташованих у одному ряду, та був вже проводиться підсумовування поверхами (чи навпаки). Чим більше число опромінювачів у ряду, тим більше діаграма спрямованості антени в площині, що проходить вздовж ряду цих диполів. Синфазні антени вузькосмугові, тобто практично вони можуть працювати лише на одній довжині хвилі.

Антена Центру далекого космічного зв'язку СРСР, що складається з 8 параболічних антен, розташованих по 4 ряду (рис. 9), має майже в 8 разів більший коефіцієнт посилення, ніж коефіцієнт посилення окремої параболічної антени. Ця складна антена побудована за принципом синфазної антеної решітки.

Хрестоподібні антени.Подальшим розвитком антен подібного типу з'явилися хрестоподібні антени. . У них використовується не пХт опромінювачів, як у синфазних антенах, а п+ топромінювачів. У цих антенах п опромінювачів розташовується в одному напрямку, а топромінювачів у напрямі, перпендикулярному до нього. Шляхом відповідного фазування за високою частотою така антена має діаграму спрямованості (у вищевказаних площинах), подібну до діаграми антени, що складається з пХт опромінювачів. Однак коефіцієнт посилення такої хрестоподібної антени менший, ніж у відповідних синфазних антен (що складаються з пХт опромінювачів). Часто такі антени називають антенами із незаповненою апертурою (розкривом). (У синфазних антенах, або антенах із заповненою апертурою (пХтопромінювачів), для зміни напрямку діаграми спрямованості у просторі необхідно повертати площину розташування опромінювачів шляхом повороту рухомої основи.)

У решітках, що фазуються, і антенах з незаповненою апертурою зазвичай зміна напрямку діаграми спрямованості в одній з площин здійснюється за рахунок зміни фазових співвідношень у фідерному тракті, а в іншій площині - за рахунок механічного повороту антеної системи.

Найбільшою антеною хрестоподібного типу у декаметровому діапазоні є антена радіотелескопа УТР-2 Харківського інституту радіотехніки та електроніки (рис. 10). Ця антенна система складається з 2040 широкосмугових нерухомих опромінювачів, розташованих паралельно земній поверхні і утворюють два плечі - "північ-південь" і "захід-схід".

Інтерферометри.Особливе місце серед антенних систем посідають антенні інтерферометри. Найпростіший радіоінтерферометр складається з двох антен, з'єднаних високочастотним кабелем; сигнали від них підсумовуються та надходять на приймальний пристрій. Як і в оптичному інтерферометрі, різниця фаз прийнятих сигналів визначається різницею ходу променів, яка залежить від відстані між антенами та напряму приходу радіосигналів (рис. 11).

Через рух джерела радіовипромінювання по небесній сфері якраз і відбувається зміна різниці фаз сигналів, прийнятих антенами радіоінтерферометра. Це призводить до появи максимумів та мінімумів інтерференційних сигналів. Переміщення джерела радіовипромінювання на деякий кут, при якому максимум інтерференційного сигналу в радіоінтерферометр змінить мінімум, еквівалентний ширині його діаграми спрямованості. Однак на відміну від одиночних антен радіоінтерферометр має багатопелюсткову діаграму спрямованості в площині, що проходить вздовж бази інтерферометра. Ширина інтерференційної пелюстки тим вже, чим більша відстань (база) між антенами. (У площині, ортогональній базі інтерферометра, діаграма спрямованості визначається розмірами одиночної антени цього інтерферометра.)

Нині створення високостабільних генераторів частоти дозволило реалізувати радіоінтерферометрію із незалежним прийомом. У цій системі високочастотні сигнали приймаються кожною з двох антен і незалежно один від одного перетворюються на нижчі частоти за допомогою сигналів від високостабільних атомних стандартів частоти.

Інтерферометри з незалежним прийомом нині працюють з базами, що перевищують розмір континенту та досягають 10 000 км. Кутовий дозвіл таких інтерферометрів досяг кількох десятитисячних часток секунди дуги.

Приймачі.Однією з основних характеристик радіотелескопа та планетного радіолокатора є чутливість – мінімальна потужність прийнятого сигналу, яку може зареєструвати радіотелескоп або радіолокатор. Чутливість залежить від параметрів приймального пристрою, параметрів антен і характеристик навколишнього простору. У радіоастрономії приймаються настільки слабкі сигнали радіовипромінювання, що для того, щоб зареєструвати ці сигнали, їх доводиться посилювати у багато разів; при цьому і корисні сигнали та перешкоди мають шумовий характер. Це ускладнює їх поділ у приймальному пристрої.

Приймальні пристрої радіотелескопів - радіометри, маючи високу чутливість, також мають високу стабільність своїх характеристик. Так як чутливість приймача головним чином визначається характеристиками його високочастотної частини, то тому вхідним вузлам радіометра приділяють підвищену увагу. Для зниження рівня шумів приймача в його вхідних пристроях використовуються «малошумящі» високочастотні підсилювачі на лампах хвилі або тунельних діодах, що біжить, а також застосовуються параметричні або квантові парамагнітні підсилювачі. Для отримання ще більш високої чутливості приймача його високочастотні вузли охолоджують до наднизьких температур (як охолоджувальні агенти використовують рідкий азот або рідкий гелій). Система охолодження, що використовує рідкий гелій, дозволяє отримати температуру високочастотних вузлів приймача 5-10°.

Радіоастрономічні приймачі для забезпечення високої чутливості повинні мати смуги пропускання в сотні мегагерц або навіть кілька тисяч мегагерц. Однак приймачі з такими широкими смугами придатні не для всіх досліджень. Так, вимірювання в радіодіапазоні спектрів поглинання деяких газів, що знаходяться в атмосферах Землі та планет (водяної пари, кисню, озону тощо), потребує максимальних смуг пропускання близько 50 МГц. Чутливість такого приймача буде відносно невисокою. Тому в таких вимірах необхідну чутливість одержують за рахунок збільшення часу накопичення сигналу на виході радіометра.

Допустимий час накопичення сигналу визначається схемою вимірювання та часом наявності сигналів радіовипромінювання досліджуваного небесного тіла у полі зору антени радіотелескопа. При малих часах накопичення (інтегрування), обчислюваних секундами чи десятками секунд, зазвичай здійснюється на елементах вихідних фільтрів радіометра. За більших часів накопичення функції інтегратора виконує ЕОМ.

Всі вищеописані методи дозволяють знизити рівень власних шумів у сотні та тисячі разів. При цьому радіометр може вимірювати інтенсивність радіовипромінювання, що відповідає шумовій температурі 0,003-0,01°К (при накопиченні 1 с). Проте власними шумами має як приймальний пристрій, а й антенно-фидерная система, шуми якої залежить від багатьох параметрів: температури, коефіцієнта корисної дії антени, втрат електромагнітної енергії у фідерному тракті тощо.

У радіоастрономії інтенсивність шумових сигналів прийнято характеризувати шумовою температурою. Цей параметр визначається потужністю шумів у смузі пропускання, що дорівнює 1 Гц. Чим вище к. п. д. антени, тим нижче її шумова температура, а отже, тим вищою може бути отримана чутливість радіотелескопа.

Перешкоди радіоприймання.Підвищення чутливості радіотелескопів обмежується зовнішніми перешкодами природного походження. Штучні перешкоди значною мірою зменшено за рахунок вибору спеціально для радіоастрономічних досліджень частотних діапазонів, в яких заборонено роботу наземних та космічних радіостанцій та радіосистем будь-якого призначення. Для зменшення впливу індустріальних перешкод радіотелескопи мають далеко від промислових центрів, переважно в котлованах гір, так як останні добре екранують радіотелескопи від наземних індустріальних перешкод.

Природними перешкодами є радіовипромінювання земної поверхні та атмосфери, а також космічного простору. Для зниження впливу фонового радіовипромінювання Землі на показання радіометра антену радіотелескопа конструюють таким чином, щоб її діаграма спрямованості до поверхні Землі мала значне ослаблення порівняно з напрямком на досліджуване небесне тіло.

Завдяки наявності в земній атмосфері газів, що мають лінії молекулярного поглинання в радіодіапазоні (кисень, водяна пара, озон, чадний газ і т. д.), атмосфера випромінює шумові сигнали в міліметровому і сантиметровому діапазонах і також послаблює в цих діапазонах приймається радіовипромінювання. Інтенсивність радіовипромінювання атмосфери суттєво залежить від довжини хвилі – сильно зростає із зменшенням довжини хвилі. Радіовипромінювання атмосфери особливо сильно поблизу резонансних ліній згаданих газів (найбільш інтенсивними лініями є лінії кисню та водяної пари поблизу довжин хвиль 1,63; 2,5; 5 та 13,5 мм).

Для зменшення впливу атмосфери радіоастрономи вибирають для спостережень небесних тіл ділянки радіодіапазону далеко від резонансних ліній. Ці ділянки, в яких атмосферні шуми мінімальні, отримали назву вікон прозорості атмосфери. У міліметровому діапазоні такими вікнами є ділянки поблизу довжин хвиль 1,2; 2,1; 3,2 та 8,6 мм. Чим більш короткохвильовому діапазоні знаходиться «вікно прозорості», тим більше в ньому ослаблення радіосигналу від досліджуваного джерела і вище рівень шумів атмосфери. (Радіовипромінювання атмосфери сильно зростає зі зростанням вологості. Основна маса водяної пари знаходиться в приземному шарі атмосфери на висотах до 2-3 км.)

Для зменшення впливу атмосфери на радіоастрономічні виміри радіотелескопи намагаються розміщувати в районах із дуже сухим кліматом та на висотах над рівнем моря. Таким чином, вимоги до розміщення радіотелескопів багато в чому виявляються схожими на вимоги розміщення оптичних телескопів. Тому часто у високогірних обсерваторіях разом із радіотелескопами розміщуються й оптичні телескопи.

На результати спостереження космічного радіовипромінювання впливає також волога, сконцентрована в хмарах і випадає у вигляді опадів. Шуми атмосфери з допомогою цих компонент істотно зростають із зменшенням довжини хвилі (на хвилях коротше 3-5 див). Тому радіоастрономи намагаються провести вимірювання у безхмарну погоду.

Крім радіовипромінювання атмосфери та поверхні Землі, фактором, що обмежує чутливість радіотелескопа, є космічне випромінювання Галактики та Метагалактики. У дециметровому, сантиметровому та міліметровому діапазонах довжин хвиль Метагалактика випромінює подібно до абсолютно чорного тіла, нагрітого до температури 2,7° К. Це випромінювання розподілене в просторі ізотропно. Інтенсивність випромінювання міжзоряного середовища в Галактиці залежить від напрямку спостереження (особливо велика інтенсивність випромінювання в напрямку Чумацького Шляху). Випромінювання галактичного походження зростає також зі збільшенням довжини хвилі на хвилях більше 30 см. Тому спостереження радіовипромінювання небесних тіл на хвилях довше 50 см є дуже складним завданням, яке посилюється також зростаючим впливом земної іоносфери на хвилях метрового діапазону.

Передавачі.Для вимірювань характеристик відображення планет середня потужність передавачів планетних радіолокаторів має становити сотні кіловат. Нині створено лише кілька таких радіолокаторів.

Передавачі планетних радіолокаторів працюють або без модуляції, або використовують будь-який вид модуляції. Вибір режиму випромінювання передавача залежить від завдань досліджень. Так, вимірювання ефективної площі розсіювання і «доплеровокого» спектру сигналу, відбитого від планети, не вимагає модуляції і зазвичай проводиться при монохроматичному сигналі. Водночас вимірювання дальності до планети та радіолокаційне картографування потребують модульованого сигналу.

Імпульсна модуляція передавача (застосовувана для дослідження Місяця) неспроможна забезпечити велику середню потужність випромінювання, і тому практично не використовується при планетних дослідженнях. Методи частотної та фазової модуляції застосовуються майже у всіх передавачах найбільших планетних радіолокаторів. Так, планетний радіолокатор центру далекого космічного зв'язку СРСР для вимірювання дальності використовує метод лінійної частотної модуляції, а планетний радіолокатор Массачусетського технологічного інституту – метод «псевдошумової фазової маніпуляції».

Передавачі планетних радіолокаторів повинні мати дуже високу стабільність частоти випромінювання (відносна нестабільність передавача повинна бути близько 10-9). Тому вони будуються за схемою: стабілізований малопотужний генератор + підсилювач потужності.

Основні характеристики передавачів, що використовуються у зарубіжних планетних радіолокаторах, а також окремі характеристики цих радіолокаторів наведено у табл. 3 (див. с. 38).

Пристрої наведення антен та обробки прийнятих сигналів.Сучасний радіотелескоп немислимий без ЕОМ. Зазвичай у ньому застосовуються навіть дві ЕОМ. Одна з них працює в контурі наведення та супроводу досліджуваного джерела випромінювання. Вона виробляє сигнали, пропорційні поточному азимуту та куту місця джерела, які потім надходять у блоки керування приводами антени. Ця ж ЕОМ також контролює правильність виконання приводами антен керуючих команд, аналізуючи сигнали з датчиків кутів повороту цих приводів.

Антенні системи радіотелескопів можуть змінювати положення діаграми спрямованості як у одній, і у двох площинах. Зазвичай зміна положення діаграми спрямованості антен проводиться шляхом механічного переміщення антени або опромінювача у відповідній площині. (Виняток становлять антени типу решіток, що фазуються, в яких зміна напрямку прийому радіовипромінювання здійснюється шляхом зміни фазових співвідношень у фідерному тракті.)

Антени з одним ступенем свободи зазвичай встановлюються вздовж меридіана і змінюють своє положення по куту місця, а вимірювання радіовипромінювання джерела проводиться під час проходження через географічний меридіан, на якому розташований радіотелескоп. За таким принципом працює велика кількість радіотелескопів. Повноповоротними антена зазвичай є антени дзеркального типу.

Крім зазвичай прийнятої азимуто-кутомісної системи наведення, у деяких радіотелескопах використовується екваторіальна система, в якій антена радіотелескопа може повертатися щодо осі, паралельної осі обертання Землі (вздовж паралелі), а також і в ортогональній площині. Така система наведення антени вимагає більш простих алгоритморів для управління положенням діаграми спрямованості в просторі.

Системи керування антеною, крім наведення та супроводу вибраного джерела, дозволяють проводити огляд (сканування) неба в околиці навколо джерела. Такий режим використовується при вимірі розподілу інтенсивності радіовипромінювання диском планети.

Друга ЕОМ на сучасних радіотелескопах використовується для первинної обробки результатів вимірів. Вхідним сигналом для цієї ЕОМ є поточні координати та значення напруг на виході радіометра, пропорційні інтенсивності радіовипромінювання досліджуваного та калібрувальних джерел. За цими даними ЕОМ розраховує розподіл інтенсивності радіовипромінювання залежно від координат, т. е. будує карту радиояркостных температур досліджуваного джерела.

Для калібрування інтенсивності прийнятих сигналів використовується зіставлення радіовипромінювання від джерела, що досліджується, з деякими еталонами, які можуть бути як первинними, так і вторинними. Метод первинного еталонування, так званий метод «штучного місяця», було розроблено радянським ученим В. С. Троїцьким. У цьому методі вимірювання первинним еталоном є радіовипромінювання поглинаючого диска, встановленого перед антеною радіотелескопа. За допомогою методу «штучного місяця» у Горьківському радіофізичному інституті було проведено великий цикл прецизійних вимірів радіовипромінювання Місяця та інших джерел.

Як вторинних еталонів зазвичай використовуються сигнали радіовипромінювання деяких дискретних джерел (наприклад, радіоджерел у сузір'ях Кассіопея, Лебідь, Діва, Телець, а також деяких квазарів). Іноді як вторинний зразок використовується радіовипромінювання Юпітера.

Продовжую розповідь про новорічну поїздку до "країни телескопів", розпочату (найбільший у Євразії оптичний телескоп з діаметром головного монолітного дзеркала 6 м). Цього разу мова піде про двох його родичів — радіотелескопів РАТАН-600 та РТФ-32. Перший занесений до Книги Рекордів Гіннеса, а другий входить в єдиний радіоінтерферометричний комплекс "Квазар", що постійно діє в Росії. До речі, наразі комплекс "Квазар" відіграє важливу роль у роботі системи ГЛОНАСС. Давайте про все докладніше та доступніше, по можливості!

А зараз примусимо! :)

Для науки основними перевагами телескопа є багаточастотність (діапазон від 0,6 до 35 ГГц) і велике безабераційне поле (що дозволяє вимірювати майже миттєво радіоспектри космічних джерел у широкому діапазоні частот), високу роздільну здатність і високу чутливість за яскравістю (які дозволяють проводити протяжних структур, таких як флуктуація мікрохвильового фонового випромінювання на малих кутових масштабах, недосяжних навіть на спеціалізованих космічних апаратах та наземних інструментах).

Телескоп складається з двох основних відбивачів:

1. Круговий відбивач (праворуч і вздовж усього знімка).
Це найбільша частина радіотелескопа, вона складається з 895 прямокутних елементів, що відбивають розміром 11,4 на 2 метри, розташованих по колу з діаметром 576 метрів. Вони можуть переміщатися за трьома ступенями свободи. Круговий відбивач розділений на 4 незалежні сектори, названих частинами світу: північ, південь, захід, схід. Загальна площа 12"000м². Відображуючі елементи кожного сектора виставляються по параболі, утворюючи смугу антени, що відбиває і фокусує. У фокусі такої смуги розташовується спеціальний опромінювач.

2. Плоский відбивач (ліворуч).
Плоский відбивач складається з 124 плоских елементів висотою 8,5 метра та загальною довжиною 400 метрів. Елементи можуть обертатись відносно горизонтальної осі, розташованої поблизу рівня землі. Для проведення деяких вимірювань відбивач може бути прибраний суміщенням поверхні з площиною землі. Відбивач використовується як періскопічне дзеркало. Працюючи потік радіовипромінювання, що потрапив на плоский відбивач, прямує у бік південного сектора кругового відбивача. Відбившись від кругового відбивача, радіохвиля фокусується на опромінювачі, який встановлюється на кільцевих рейках. Встановленням опромінювача в задану позицію та перебудовою дзеркала можна направляти радіотелескоп у задану точку піднебіння. Також можливий режим стеження джерелом, у своїй опромінювач безперервно рухається, і навіть перебудовується дзеркало.

12. Вид на плоский відбивач зі зворотного боку. Видно механізми, що приводять пластини в рух.

13. На радіотелескопі є п'ять приймальних кабін-опромінювачів, встановлених на залізничних платформах з радіоприймальною апаратурою та спостерігачами. Одні нагадують бронепоїзд, інші – інопланетні кораблі. На фото ми бачимо дві такі кабіни. За задумом, платформи можуть переміщатися одним з 12 радіальних шляхів, що забезпечує набір фіксованих азимутів з кроком 30°. Перестановка опромінювачів між шляхами мала здійснюватися з допомогою центрального поворотного кола (в центрі фото)... Так було задумано, але потім від цього відмовилися (і так вистачає) і поворотне коло не використовується, а частина рейок демонтована.

14. Наприкінці 1985 року встановлено додатковий конічний відбивач-опромінювач. Основу становить конічне вторинне дзеркало, під яким розташований опромінювач. Він дозволяє приймати випромінювання з усього кругового відбивача, при цьому реалізується максимальна роздільна здатність радіотелескопа. Однак у такому режимі можна спостерігати лише радіоджерела, направлення на які відхиляється від зеніту не більше ±5 градусів. Цей опромінювач найчастіше фігурує на ілюстраціях, пов'язаних із телескопом, напевно через свій інопланетний вигляд:)

15. А ще з верхнього майданчика цього опромінювача добре знімати загальний радіотелескоп. Ну і взагалі тішить, що є можливість полазити :) На РТФ-32 такої можливості не було.

До речі, був курйоз, який призвів до утворення стійкої місцевої "міської легенди". Коли проводилися перші спостереження на РАТАН, щоб уникнути перешкод від автотранспорту, зупинявся рух по станиці Зеленчукській поблизу РАТАНу. Закритість телескопа і відсутність достатньої інформації про цю близьку до станиці і споруду, що вражає своїми розмірами, породило різноманітні міфи серед місцевого населення - про те, що РАТАН нібито "опромінює". Можливо, цьому слуху сприяло ще й назвою "опромінювачі" - хоча насправді вони нічого не випромінюють, а лише приймають сигнал.

16. Кабіна №1 на позиції через кілька хвилин почнуться спостереження, а поки нас запрошують зайти всередину цього "бронепоїзда".

14. Наш екскурсовод та робоче місце спостерігача.

Які завдання ставляться перед РАТАНом?
- Виявлення великої кількості космічних джерел радіовипромінювання, ототожнення їх з космічними об'єктами;
- Вивчення радіовипромінювання зірок;
- вивчення квазарів та радіогалактик;
- Дослідження тіл сонячної системи;
- дослідження областей підвищеного радіовипромінювання на Сонці, їх будови, магнітних полів;
- Виявлення штучних сигналів позаземного походження (SETI);
- Дослідження реліктового випромінювання.

Телескоп досліджує астрономічні об'єкти у всьому діапазоні відстаней у Всесвіті: від найближчих - Сонця, сонячного вітру, планет та їх супутників у Сонячній системі і до найдальших зіркових систем - радіогалактик, квазарів та космічного мікрохвильового фону. На радіотелескопі виконується понад 20 наукових програм як вітчизняних, і іноземних заявників.
За проектом "Генетичний код Всесвіту" на РАТАН-600 досліджуються всі компоненти фонового випромінювання на всіх кутових масштабах. Щоденні спостереження Сонця на радіотелескопі дають унікальну інформацію, що доповнюється іншими інструментами, про властивості сонячної плазми в діапазоні висот від хромосфери до нижньої корони, тобто тих областей атмосфери Сонця, де зароджуються потужні сонячні спалахи. Ця інформація дозволяє прогнозувати спалахи сонячної активності, що впливають на самопочуття людей та на роботу енергосистем на планеті. В даний час архів спостережних даних РАТАН-600 містить понад півмільйона записів радіооб'єктів.

15. А так виглядають радіометри, вимірювальна та фіксуюча апаратура. Щось лишилося з часів перших спостережень, а щось уже замінено на сучасне обладнання. Одне можна сказати - радіотелескоп живе та розвивається, будучи ще й досвідченим майданчиком для інженерів.

16. На цьому завершилася наша екскурсія на РАТАН-600: радіотелескоп завантажений спостереженнями і відволікати людей, які там працюють, не можна.

Отже, РАТАН-600 досі є найбільшим у світі рефлекторним дзеркалом та основним радіотелескопом Росії, що працює в центральному "вікні прозорості" земної атмосфери в діапазоні довжин хвиль 1-50 см. Жоден радіотелескоп у світі не має подібного частотного перекриття з можливістю проведення одночасних спостережень всіх частотах. Завдяки йому та БТА по сусідству астрономи всього світу знають назви станиці Зеленчуцької та Карачаєво-Черкеської республіки.

17. Сфотографувався на вершині "НЛО", на згадку:)

P.S. Сподіваюся, я вас не надто втомив технічними деталями?

Телескоп це унікальний оптичний прилад, призначений для спостереження за небесними тілами. Використання приладів дозволяє розглянути різні об'єкти, не тільки ті, які розташовуються недалеко від нас, але і ті, які знаходяться за тисячі світлових років від нашої планети. То що таке телескоп і хто його вигадав?

Перший винахідник

Телескопічні пристрої з'явилися у сімнадцятому столітті. Однак досі ведуться дебати, хто винайшов телескоп першим - Галілей чи Ліпперсхей. Ці суперечки пов'язані з тим, що обидва вчені приблизно одночасно вели розробки оптичних пристроїв.

У 1608 Ліпперсхей розробив окуляри для знаті, що дозволяють бачити віддалені об'єкти поблизу. У цей час точилися військові переговори. Армія швидко оцінила користь розробки та запропонувала Ліпперсхею не закріплювати авторські права за пристроєм, а доопрацювати його так, щоб у нього можна було б дивитися двома очима. Вчений погодився.

Нову розробку вченого не вдалося утримати таємно: відомості про неї було опубліковано у місцевих друкованих виданнях. Журналісти того часу назвали прилад зоровою трубою. У ній використовувалися дві лінзи, які дозволяли збільшити предмети та об'єкти. З 1609 року в Парижі щосили продавали труби з триразовим збільшенням. З цього року будь-яка інформація про Ліпперсхеї зникає з історії, а з'являються відомості про іншого вченого та його нові відкриття.

Приблизно в ті ж роки італієць Галілео займався шліфуванням лінз. У 1609 року він представив суспільству нову розробку - телескоп із трикратним збільшенням. Телескоп Галілея мав вищу якість зображення, ніж труби Ліпперсхея. Саме дітище італійського вченого отримало назву «телескоп».

У сімнадцятому столітті телескопи виготовлялися голландськими вченими, але мали низьку якість зображення. І лише Галілею вдалося розробити таку методику шліфування лінз, яка дозволила чітко збільшити об'єкти. Він зміг отримати двадцятикратне збільшення, що було на той час справжнім проривом у науці. Тому неможливо сказати, хто винайшов телескоп: якщо за офіційною версією, то саме Галілео представив світові пристрій, який він назвав телескопом, а якщо дивитися за версією розробки оптичного приладу для збільшення об'єктів, то першим був Ліпперсхей.

Перші спостереження за небом

Після появи першого телескопа було зроблено унікальні відкриття. Галілео застосував свою розробку для відстеження небесних тіл. Він першим побачив і замалював місячні кратери, плями на Сонці, а також розглянув зірки Чумацького Шляху, супутники Юпітера. Телескоп Галілея дав можливість побачити обручки у Сатурна. До відома, у світі досі є телескоп, працюючий за тим самим принципом, як і пристрій Галілея. Він знаходиться у Йоркській обсерваторії. Апарат має діаметр 102 сантиметри та справно служить вченим для відстеження небесних тіл.

Сучасні телескопи

Протягом століть вчені постійно змінювали устрою телескопів, розробляли нові моделі, покращували кратність збільшення. В результаті вдалося створити малі та великі телескопи, що мають різне призначення.

Малі зазвичай застосовують для домашніх спостережень за космічними об'єктами, а також спостереження за близькими космічними тілами. Великі апарати дозволяють розглянути та зробити знімки небесних тіл, розташованих за тисячі світлових років від Землі.

Види телескопів

Існує кілька різновидів телескопів:

1. Дзеркальні.
2. Лінзові.
3. Катадіоптричні.

До лінзових відносять рефрактори Галілея. До дзеркальних відносять пристрої рефлекторного типу. А що таке телескоп катадіоптричний? Це унікальна сучасна розробка, в якій поєднується лінзовий та дзеркальний прилад.

Лінзові телескопи

Телескопи астрономії відіграють важливу роль: вони дозволяють бачити комети, планети, зірки та інші космічні об'єкти. Одними з перших розробок були лінзові апарати.

У кожному телескоп є лінза. Це головна деталь будь-якого пристрою. Вона заломлює промені світла і збирає в точці, під назвою фокус. Саме у ній будується зображення об'єкта. Щоб розглянути зображення, використовують окуляр.

Лінза розміщується таким чином, щоб окуляр та фокус збігалися. У сучасних моделях для зручного спостереження телескоп застосовують рухливі очки. Вони допомагають настроїти різкість зображення.

Усі телескопи мають аберацію - спотворенням аналізованого об'єкта. Лінзові телескопи мають кілька спотворень: хроматичну (спотворюються червоні та сині промені) та сферичну аберацію.

Дзеркальні моделі

Дзеркальні телескопи називають рефлекторами. Там встановлюється сферичне дзеркало, яке збирає світловий пучок і відбиває його з допомогою дзеркала на окуляр. Для дзеркальних моделей не характерна хроматична аберація, оскільки світло не заломлюється. Однак у дзеркальних приладів виражена сферична аберація, яка обмежує поле зору телескопа.

У графічних телескопах використовуються складні конструкції, дзеркала зі складними поверхнями, що відрізняються від сферичних.

Незважаючи на складність конструкції, дзеркальні моделі легко розробляти, ніж лінзові аналоги. Тому цей вид найпоширеніший. Найбільший діаметр телескопа дзеркального типу становить понад сімнадцять метрів. На території Росії найбільший апарат має діаметр шість метрів. Протягом багатьох років він вважався найбільшим у світі.

Характеристики телескопів

Багато хто купує оптичні апарати для спостережень за космічними тілами. При виборі пристрою важливо знати не тільки те, що таке телескоп, а й те, які характеристики він має.

1. Збільшення. Фокусна відстань окуляра та об'єкта – це кратність збільшення телескопа. Якщо фокусна відстань об'єктива два метри, а в окуляра - п'ять сантиметрів, то такий пристрій матиме сорокакратне збільшення. Якщо окуляр замінити, збільшення буде іншим.
2. Розширення. Як відомо, світла властиві заломлення та дифракція. В ідеалі будь-яке зображення зірки виглядає як диск із кількома концентричними кільцями, званими дифракційними. Розміри дисків обмежені лише можливостями телескопа.

Телескопи без очей

А що таке телескоп без ока, навіщо його використовують? Як відомо, у кожної людини очі сприймають зображення по-різному. Одне око може бачити більше, а інше – менше. Щоб вчені змогли розглянути все, що їм потрібно побачити, використовують телескопи без очей. Ці апарати передають картинку на екрани моніторів, через які кожен бачить зображення саме таким, яким воно є, без спотворень. Для малих телескопів з цією метою розроблені камери, що підключаються до апаратів та знімають небо.

Найсучаснішими методами бачення космосу стало використання ПЗЗ камер. Це спеціальні світлочутливі мікросхеми, які збирають інформацію з телескопа і передають її на ЕОМ. Дані, що отримуються з них, настільки чіткі, що неможливо уявити, якими ще пристроями можна було б отримати такі відомості. Адже очі людей не можуть розрізняти всі відтінки з такою високою чіткістю, як це роблять сучасні камери.

Для вимірювання відстаней між зірками та іншими об'єктами користуються спеціальними приладами – спектрографами. Їх підключають до телескопів.

Сучасний астрономічний телескоп - це один пристрій, а відразу кілька. Отримані дані з кількох апаратів обробляються і виводяться на монітори як зображень. Причому після обробки вчені одержують зображення дуже високої чіткості. Побачити очима у телескоп такі самі чіткі зображення космосу неможливо.

Радіотелескопи

Астрономи для наукових розробок використовують величезні радіотелескопи. Найчастіше вони виглядають як величезні металеві чаші з параболічною формою. Антени збирають одержуваний сигнал і обробляють отриману інформацію зображення. Радіотелескопи можуть приймати лише одну хвилю сигналів.

Інфрачервоні моделі

Яскравим прикладом інфрачервоного телескопа є апарат імені Хаббла, хоча може бути одночасно і оптичним. Багато в чому конструкція інфрачервоних телескопів схожа на конструкцію оптичних дзеркальних моделей. Теплові промені відображаються звичайним телескопічним об'єктивом і фокусуються в одній точці, де знаходиться прилад, що вимірює тепло. Отримані теплові промені пропускаються через теплові фільтри. Тільки після цього відбувається фотографування.

Ультрафіолетові телескопи

При фотографуванні фотоплівка може засвічуватись ультрафіолетовими променями. У деякій частині ультрафіолетового діапазону можна приймати зображення без обробки і засвічування. А в деяких випадках необхідно, щоб промені світла пройшли через спеціальну конструкцію – фільтр. Їх використання допомагає виділити випромінювання певних ділянок.

Існують й інші види телескопів, кожен із яких має своє призначення та особливі характеристики. Це такі моделі як рентгенівські, гамма-телескопи. За своїм призначенням усі існуючі моделі можна поділити на аматорські та професійні. І це не вся класифікація апаратів для відстеження небесних тіл.

Основне призначення телескопів - зібрати якнайбільше випромінювання від небесного тіла. Це дозволяє бачити неяскраві об'єкти. У другу чергу телескопи є для розгляду об'єктів під великим кутом або, як кажуть, для збільшення. Роздільна здатність дрібних деталей – третє призначення телескопів. Кількість збираного ними світла і доступна роздільна здатність деталей сильно залежить від площі головної деталі телескопа - його об'єктиву. Об'єктиви бувають дзеркальними та лінзовими.

Лінзові телескопи.

Лінзи так чи інакше завжди використовуються в телескопі. Але телескопах-рефракторах лінзою є головна деталь телескопа – його об'єктив. Згадаймо, що рефракція – це заломлення. Лінзовий об'єктив заломлює промені світла, і збирає в точці, іменованої фокусом об'єктива. У цьому точці будується зображення об'єкта вивчення. Щоб його розглянути, використовують другу лінзу – окуляр. Вона розміщується так, щоб фокуси окуляра та об'єктива збігалися. Оскільки зір у людей різний, то окуляр роблять рухливим, щоб було можливо досягти чіткого зображення. Ми це називаємо налаштуванням різкості. Всі телескопи мають неприємні особливості - аберації. Аберації – це спотворення, які виходять під час проходження світла через оптичну систему телескопа. Головні аберації пов'язані з неідеальністю об'єктиву. Лінзові телескопи (та й телескопи взагалі) грішать кількома абераціями. Назвемо лише дві з них. Перша пов'язана з тим, що промені різних довжин хвиль переломлюються трохи по-різному. Через це для синіх променів існує один фокус, а для червоних – інший, розташований далі від об'єктива. Промені інших довжин хвиль збираються кожен у своєму місці між цими двома фокусами. В результаті ми бачимо забарвлені у веселку зображення об'єктів. Така аберація називається хроматичною. Другою сильною аберацією є сферична аберація. Вона пов'язана з тим, що об'єктив, поверхнею якого є частина сфери, насправді не збирає всі промені в одній точці. Промені, що йдуть на різних відстанях від центру об'єктива, збираються в різних точках, через що зображення виходить нечітким. Цій аберації не було б, якби об'єктив мав поверхню параболоїда, але таку деталь складно виготовити. Щоб зменшити аберації, виготовляють складні, зовсім не дволінзові системи. Додаткові частини вводяться для виправлення аберації об'єктива. Давно тримає першість серед лінзових телескопів - телескоп Йєркської обсерваторії з об'єктивом 102 сантиметри діаметром.

Дзеркальні телескопи.

У простих дзеркальних телескопів, телескопів-рефлекторів, об'єктив - це сферичне дзеркало, яке збирає світлові промені та відбиває їх за допомогою додаткового дзеркала у бік окуляра - лінзи, у фокусі якої будується зображення. Рефлекс – це відбиток. Дзеркальні телескопи не грішать хроматичною аберацією, оскільки світло в об'єктиві не заломлюється. Натомість у рефлекторів сильніше виражена сферична аберація, яка, до речі, сильно обмежує поле зору телескопа. У дзеркальних телескопах також використовуються складні конструкції, поверхні дзеркал, відмінні від сферичних та інше.

Дзеркальні телескопи виготовлятимуть легше та дешевше. Саме тому їх виробництво останні десятиліття бурхливо розвивається, тоді як нових великих лінзових телескопів вже дуже давно не роблять. Найбільший дзеркальний телескоп має складний об'єктив із кількох дзеркал, еквівалентний цілому дзеркалу діаметром 11 метрів. Найбільший монолітний дзеркальний об'єктив має розмір трохи більше 8 метрів. Найбільшим оптичним телескопом Росії є 6-ти метровий дзеркальний телескоп БТА (Великий Азімутальний Телескоп). Телескоп довгий час був найбільшим у світі.

Характеристики телескопів

Збільшення телескопа. Збільшення телескопа дорівнює відношенню фокусних відстаней об'єктива та окуляра. Якщо, скажімо, фокусна відстань об'єктива два метри, а окуляри – 5 см, то збільшення такого телескопа буде 40 разів. Якщо поміняти окуляр, можна змінити збільшення. Так астрономи і роблять, адже не міняти ж справді величезний об'єктив?!

Вихідна зіниця. Зображення, яке будує окуляр для ока, може в загальному випадку бути як більше очної зіниці, так і менше. Якщо зображення більше, частина світла в око не потрапить, тим самим, телескоп буде використовуватися не на всі 100%. Це зображення називають вихідною зіницею і розраховують за формулою: p=D:W, де p – вихідна зіниця, D – діаметр об'єктива, а W – збільшення телескопа з цим окуляром. Якщо прийняти розмір очної зіниці рівним 5 мм, легко розрахувати мінімальне збільшення, яке розумно використовувати з даним об'єктивом телескопа. Отримаємо цю межу для об'єктива в 15 см: 30 крат.

Дозвіл телескопів

Зважаючи на те, що світло – це хвиля, а хвилях властиве не тільки заломлення, а й дифракція, ніякий навіть найдосконаліший телескоп не дає зображення точкової зірки у вигляді крапки. Ідеальне зображення зірки виглядає як диск з кількома концентричними (із загальним центром) кільцями, які називають дифракційними. Розміром дифракційного диска обмежується роздільна здатність телескопа. Все, що закриває собою цей диск, на цей телескоп не побачиш. Кутовий розмір дифракційного диска в секундах дуги для даного телескопа визначається простого співвідношення: r=14/D, де діаметр D об'єктива вимірюється в сантиметрах. Згаданий трохи вище п'ятнадцятисантиметровий телескоп має граничну роздільну здатність трохи менше секунди. З формули випливає, що роздільна здатність телескопа повністю залежить від діаметра його об'єктиву. Ось ще одна причина будівництва якомога грандіозніших телескопів.

Відносний отвір. Відношення діаметра об'єктива до його фокусної відстані називається відносним отвором. Цей параметр визначає світлосилу телескопа, тобто грубо кажучи, його здатність відображати об'єкти яскравими. Об'єктиви з відносним отвором 1:2 – 1:6 називають світлосильними. Їх використовують для фотографування слабких за яскравістю об'єктів, таких як туманності.

Телескоп без ока.

Однією з найненадійніших деталей телескопа завжди було око спостерігача. У кожної людини – своє око, зі своїми особливостями. Одне око бачить більше, інше – менше. Кожне око по-різному бачить кольори. Око людини та її пам'ять неспроможні зберегти всю картину, запропоновану споглядання телескопом. Тому, щойно стало можливим, астрономи почали замінювати око приладами. Якщо під'єднати камеру замість окуляра, то зображення, яке отримується об'єктивом, можна відобразити на фотопластині або фотоплівці. Фотопластина здатна накопичувати світлове випромінювання, і в цьому її незаперечна та важлива перевага перед людським оком. Фотографії з великою витримкою здатні відобразити незрівнянно більше, ніж під силу розглянути людині той самий телескоп. Ну і звичайно, фотографія залишиться як документ, до якого неодноразово можна буде звернутися. Ще сучаснішим засобом є ПЗЗ - камери з полярно-зарядним зв'язком. Це світлочутливі мікросхеми, які підмінюють собою фотопластину і передають накопичену інформацію на ЕОМ, після чого можуть робити новий знімок. Спектри зірок та інших об'єктів досліджуються за допомогою приєднаних до телескопа спектрографів та спектрометрів. Жодне око не здатне так чітко розрізняти кольори та вимірювати відстані між лініями в спектрі, як це з легкістю роблять названі прилади, які ще й збережуть зображення спектра та його характеристики для подальших досліджень. Зрештою, жодна людина не зможе подивитися одним оком у два телескопи одночасно. Сучасні системи з двох і більше телескопів, об'єднаних однією ЕОМ і рознесених, часом на відстані в десятки метрів, дозволяють досягти високих дозволів. Такі системи називають інтерферометр. Приклад системи із 4-х телескопів - VLT. Цілих чотири види телескопів ми об'єднали в один підрозділ невипадково. Земна атмосфера пропускає відповідні довжини електромагнітних хвиль неохоче, тому телескопи вивчення неба у цих діапазонах прагнуть винести у космос. Саме з розвитком космонавтики безпосередньо пов'язаний розвиток ультрафіолетової, рентгенівської, гамма та інфрачервоної галузей астрономії.

Радіотелескопи.

Як об'єктив радіотелескопа найчастіше виступає металева чаша параболоїдної форми. Зібраний нею сигнал приймається антеною, що у фокусі об'єктива. Антена пов'язана з ЕОМ, яка зазвичай і обробляє всю інформацію, будуючи зображення в умовних кольорах. Радіотелескоп, як і радіоприймач, здатний одночасно приймати лише якусь довжину хвилі. У книзі Б. А. Воронцова-Вельяминова «Нариси про Всесвіт» є дуже цікава ілюстрація, пов'язана з предметом нашої розмови. В одній обсерваторії гостям пропонували підійти до столу та взяти з нього аркуш паперу. Людина брав листок і на звороті читав приблизно таке: «Взявши цей листок паперу, Ви витратили більше енергії, ніж прийняли радіотелескопи світу за весь час існування радіоастрономії». Якщо Ви ознайомилися з цим розділом (а слід було б), то Ви, мабуть, пам'ятаєте, що радіохвилі мають найбільші довжини хвиль серед усіх видів електромагнітного випромінювання. Це означає, що відповідні радіохвилі фотони переносять зовсім небагато енергії. Щоб зібрати прийнятну кількість інформації про світила у радіопроменях, астрономи будують величезні за розмірами телескопи. Сотні метрів – ось той не такий уже дивовижний рубіж для діаметрів об'єктивів, який досягнуто сучасною наукою. На щастя, у світі все взаємопов'язане. Будівництво гігантських радіотелескопів не супроводжується тими самими складнощами у обробці поверхні об'єктива, які неминучі під час будівництва оптичних телескопів. Допустимі похибки поверхні пропорційні довжині хвилі, тому часом металеві чаші радіотелескопів являють собою не гладку поверхню, а просто грати, і на якості прийому це ніяк не позначається. Велика довжина хвилі дозволяє будувати грандіозні системи інтерферометрів. Часом у таких проектах беруть участь телескопи різних континентів. Проекти мають інтерферометри космічних масштабів. Якщо вони здійсняться, радіоастрономія досягне небачених меж у вирішенні небесних об'єктів. Крім збору енергії, що випромінюється небесними тілами, радіотелескопам доступне «підсвічування» поверхні тіл Сонячної системи радіопроменями. Сигнал, надісланий, скажімо з Землі на Місяць, відобразиться від поверхні нашого супутника і буде прийнятий тим самим телескопом, що й посилав сигнал. Цей метод досліджень називається радіолокацією. За допомогою радіолокації можна багато дізнатися. Вперше астрономи дізналися про те, що Меркурій обертається довкола своєї осі саме у такий спосіб. Відстань до об'єктів, швидкість їх руху та обертання, їх рельєф, деякі дані про хімічний склад поверхні – ось ті важливі відомості, які під силу з'ясувати методами радіолокації. Найграндіозніший приклад таких досліджень – повне картографування поверхні Венери, проведене АМС «Магеллан» на стику 80-х та 90-х років. Як Ви, можливо, знаєте, ця планета ховає від людського ока свою поверхню за щільною атмосферою. Радіохвилі ж безперешкодно проходять крізь хмари. Тепер ми знаємо про рельєф Венери краще, ніж про рельєф Землі (!), адже на Землі покривало океанів заважає проводити вивчення більшої частини твердої поверхні нашої планети. На жаль, швидкість поширення радіохвиль велика, але не безмежна. До того ж, з віддаленістю радіотелескопа від об'єкта зростає розсіювання надісланого і відбитого сигналу. На дистанції Юпітер-Земля сигнал прийняти вже складно. Радіолокація – за астрономічними мірками, зброя ближнього бою.