История телескопа - History of the telescope
Историю телескопа можно проследить до изобретения самого раннего известного телескопа , который появился в 1608 году в Нидерландах , когда патент был представлен Липперсгеями , в очковом производителе. Хотя Липперши не получил свой патент, новости об изобретении вскоре распространились по Европе. Конструкция этого раннего рефрактора состояла из выпуклой объективной линзы и вогнутого окуляра . В следующем году Галилей усовершенствовал эту конструкцию и применил ее в астрономии. В 1611 году Иоганн Кеплер описал, как можно сделать гораздо более полезный телескоп с выпуклой линзой объектива и выпуклой линзой окуляра. К 1655 году такие астрономы, как Христиан Гюйгенс, создавали мощные, но громоздкие кеплеровские телескопы с составными окулярами.
Исааку Ньютону приписывают создание первого рефлектора в 1668 году, конструкция которого включала небольшое плоское диагональное зеркало, отражающее свет в окуляр, установленный на боковой стороне телескопа. Лоран Кассегрен в 1672 году описал конструкцию рефлектора с небольшим выпуклым вторичным зеркалом для отражения света через центральное отверстие в главном зеркале.
Ахроматический объектив , который значительно уменьшить цветовые аберрации в объективах и позволило более короткие и более функциональных телескопов, впервые появился в 1733 телескопа , сделанного Chester Moore Hall , который не разместил ее. Джон Доллонд узнал об изобретении Холла и начал производить телескопы, используя его в коммерческих объемах, начиная с 1758 года.
Важным достижением в области отражающих телескопов было создание Джоном Хэдли больших параболоидальных зеркал в 1721 году; процесс серебрения стеклянных зеркал, введенный Леоном Фуко в 1857 году; и применение долговечных алюминизированных покрытий на зеркалах отражателя в 1932 году. Вариант отражателя Кассегрена Ричи-Кретьена был изобретен примерно в 1910 году, но получил широкое распространение только после 1950 года; Многие современные телескопы, включая космический телескоп Хаббла, используют эту конструкцию, которая дает более широкое поле зрения, чем классический телескоп Кассегрена.
В период 1850–1900 годов у отражателей возникли проблемы с металлическими зеркалами в форме зеркал, и было построено значительное количество «Великих рефракторов» с апертурой от 60 см до 1 метра, кульминацией которых стал рефрактор обсерватории Йеркса в 1897 году; однако, начиная с начала 1900-х годов, была построена серия все более крупных отражателей со стеклянными зеркалами, в том числе 60-дюймовый (1,5 метра) Mount Wilson, 100-дюймовый (2,5 метра) телескоп Хукера (1917 г.) и 200-дюймовый телескоп. (5-метровый) телескоп Хейла (1948 г.); практически все основные исследовательские телескопы с 1900 года были отражателями. Несколько телескопов 4-метрового класса (160 дюймов) были построены на более высоких высотах, включая Гавайи и чилийскую пустыню, в период 1975–1985 годов. Разработка альт-азимутальной монтировки с компьютерным управлением в 1970-х годах и активной оптики в 1980-х годах позволила создать новое поколение еще более крупных телескопов, начиная с 10-метровых (400-дюймовых) телескопов Keck в 1993/1996 годах и ряда других. 8-метровые телескопы, включая Очень большой телескоп ESO , обсерваторию Близнецов и телескоп Subaru .
Эра радиотелескопов (наряду с радиоастрономией ) родилась Карл Янского «s счастливого открытием астрономических радиоисточников в 1931 году многих типов телескопов были разработаны в 20 - м века в широком диапазоне длин волн от радио до гамма- лучи . Развитие космических обсерваторий после 1960 года позволило получить доступ к нескольким диапазонам, которые невозможно наблюдать с земли, включая рентгеновские лучи и более длинноволновые инфракрасные диапазоны.
Оптические телескопы
Оптические основы
Объекты, напоминающие линзы, датируются 4000 лет, хотя неизвестно, использовались ли они из-за их оптических свойств или просто в качестве украшения. Греческие отчеты об оптических свойствах сфер, заполненных водой (5 век до н.э.), за которыми последовали многие столетия писаний по оптике, в том числе Птолемей (2 век) в его Оптике , который писал о свойствах света, включая отражение , преломление и цвет , последовали от Ибн Сахль (10 век) и Ибн аль-Хайтам (11 век).
Фактическое использование линз восходит к повсеместному производству и использованию очков в Северной Италии, начиная с конца 13 века. Изобретение использования вогнутых линз для коррекции близорукости приписывают Николаю Кузанскому в 1451 году.
Изобретение
Первая запись телескопа приходит из Нидерландов в 1608 г. Он находится в патенте , поданном Мидделбурга Зрелище-мейкера Липперсгей с Генеральных Штатов Нидерландов по 2 октября 1608 для своего инструмента " для видеть вещи далеко , как если бы они были рядом ». Несколько недель спустя другой голландский производитель инструментов, Якоб Метиус, также подал заявку на патент. Генеральные штаты не выдавали патентов, поскольку знания об устройстве уже казались повсеместными, но правительство Нидерландов заключило с Липперши контракт на изготовление копий его конструкции .
Оригинальные голландские телескопы состояли из выпуклой и вогнутой линз - телескопы, сконструированные таким образом, не переворачивают изображение. Оригинальный дизайн Липперши имел только 3- кратное увеличение . Похоже, что вскоре после этой даты «изобретения» в Нидерландах было произведено значительное количество телескопов, и они быстро распространились по всей Европе.
Формулы предшествующего изобретения
В 1655 году голландский дипломат Вильям де Бореель попытался разгадать тайну изобретателя телескопа. У него был местный судья в Мидделбурге, который продолжил детство Борила и воспоминания раннего взрослого о мастере очков по имени «Ганс», которого он помнил как изобретателя телескопа. С магистратом связался тогда еще неизвестный истец, производитель очков из Мидделбурга Йоханнес Захариассен, который показал, что его отец, Захариас Янссен, изобрел телескоп и микроскоп еще в 1590 году. Ганс Мартенс, должно быть, был тем, кого он помнил. Вывод Бореля о том, что Захариас Янссен изобрел телескоп немного раньше, чем другой производитель очков, Ханс Липперши , был принят Пьером Борелем в его книге 1656 года De vero telescopii изобретатель . Расхождения в расследовании Борила и показаниях Захариассена (включая искажение Захариассеном даты своего рождения и роли в изобретении) заставили некоторых историков посчитать это утверждение сомнительным. Заявление о «Янссене » будет продолжаться в течение многих лет и будет добавлено к Захариасу Снидеру в 1841 году, когда он представил 4 железные трубки с линзами в них, как утверждалось, 1590 экземпляров телескопа Янссена, а историк Корнелис де Ваард в 1906 году утверждает, что человек, который пытался продавать сломанный телескоп астроному Саймону Мариусу на Франкфуртской книжной ярмарке 1608 года должно было быть Янссеном.
В 1682 году, протоколы Королевского общества в Лондоне Роберт Гук отметил Диггес «1571 Pantometria , (книга по измерению, частично основанный на его отец Леонард Диггес » заметки и наблюдения) , казалось, поддерживает английский претензии на изобретение телескопа , описывая Леонарда как имеющего смотровое стекло в середине 1500-х годов, основанное на идее Роджера Бэкона . Томас описал это так: «С помощью пропорциональных очков, должным образом расположенных под удобными углами, они не только открывали вещи вдалеке, читали буквы, пронумеровали денежные единицы с самой монетой и ее надписью, брошенными некоторыми из его друзей цели на холмах в открытых полях, но также в семи милях отсюда заявлено, что было сделано в тот момент в частных местах ". Комментарии об использовании пропорционального или «перспективного стекла» также содержатся в трудах Джона Ди (1575 г.) и Уильяма Борна (1585 г.). В 1580 году главный советник королевы Елизаветы I лорд Берли попросил Борна исследовать устройство Диггса . Лучше всего это описал Борн, и, судя по его сочинениям, он выглядел как вглядывание в большое изогнутое зеркало, которое отражало изображение, создаваемое большой линзой. Идея «елизаветинской Телескоп» был расширен за эти годы, в том числе астроном и историк Колин Ронан заключение в 1990 - е годы , что это отражает / преломляя телескоп был построен Леонард Диггес между 1540 и 1559. Это «назад» телескоп - рефлектор был бы громоздкий, для работы требовались очень большие зеркала и линзы, наблюдателю приходилось стоять задом, чтобы смотреть на перевернутый вид, и Борн отметил, что у него очень узкое поле зрения, что делает его непригодным для военных целей. Оптические характеристики, необходимые для того, чтобы видеть детали монет, лежащих на полях или в частной деятельности в семи милях от нас, по-видимому, далеко выходят за рамки технологий того времени, и, возможно, описываемое "перспективное стекло" было гораздо более простой идеей, возникшей с Бэконом, используя единственную линзу, которую держат перед глазом, чтобы увеличить изображение вдаль.
Переводы записных книжек Леонардо да Винчи и Джироламо Фракасторо показывают, что для увеличения Луны используются кристаллы, заполненные водой, или комбинация линз, хотя описания слишком схематичны, чтобы определить, были ли они расположены как телескоп.
В исследовательской работе 1959 года Симона де Гийума утверждалось, что обнаруженные им доказательства указывают на французского мастера по производству очков Хуана Роже (умер до 1624 года) как на еще одного возможного создателя раннего телескопа, предшествовавшего заявке на патент Ганса Липперши.
Распространение изобретения
Заявка Липперши на получение патента была упомянута в конце дипломатического отчета о посольстве Сиамского королевства в Голландию, отправленном сиамским королем Экатотсаротом : Ambassades du Roy de Siam envoyé à l'Excellence du Prince Maurice, arrivé à La Haye le 10 сенб. 1608 г. ( Посольство короля Сиама, направленное его превосходительству принцу Морису, прибыло в Гаагу 10 сентября 1608 г. ). Этот отчет был выпущен в октябре 1608 года и распространен по Европе, что привело к экспериментам других ученых, таких как итальянец Паоло Сарпи , получивший отчет в ноябре, и английский математик и астроном Томас Харриот , который использовал телескоп с шестью опорами летом 1609 г., чтобы наблюдать особенности Луны.
Итальянский эрудит Галилео Галилей был в Венеции в июне 1609 года и там услышал о «голландском перспективном стекле», военной подзорной трубе , с помощью которой далекие объекты становились все ближе и больше. Галилей заявляет, что он решил проблему создания телескопа в первую ночь после своего возвращения в Падую из Венеции и сделал свой первый телескоп на следующий день, используя выпуклую линзу объектива на одном конце свинцовой трубки и вогнутую линзу окуляра в другой конец - устройство, которое стало называться галилеевым телескопом . Через несколько дней, сумев создать лучший телескоп, чем первый, он привез его в Венецию, где сообщил общественности о деталях своего изобретения и представил сам инструмент дожу Леонардо Донато , заседавшему в полном совете. В свою очередь сенат разрешил ему пожизненно читать лекции в Падуе и удвоил ему зарплату.
Галилей потратил время на усовершенствование телескопа, создав телескопы повышенной мощности. Его первый телескоп имел 3-кратное увеличение, но вскоре он создал инструменты с 8-кратным увеличением и, наконец, один почти метровой длины с 37-миллиметровым объективом (который он останавливал до 16 или 12 мм) и 23-кратным увеличением. С помощью этого последнего документа , он начал серию астрономических наблюдений в октябре или ноябре 1609 года , открывая спутники из Юпитера , холмы и долины на Луне , фазы Венеры и наблюдаемых пятен на солнце ( с использованием метода проекции , а не непосредственного наблюдения) . Галилей отметил, что вращение спутников Юпитера, фазы Венеры, вращение Солнца и наклонный путь, по которому его пятна следовали в течение части года, указывают на справедливость солнечно-центрированной системы Коперника по сравнению с другими центрами Земли, такими как как предложенный Птолемеем .
Инструмент Галилея первым получил название «телескоп». Название было придумано греческим поэтом / богословом Джованни Демизиани на банкете, организованном 14 апреля 1611 года принцем Федерико Чези, чтобы сделать Галилео Галилей членом Академии деи Линчеи . Слово образовалось от греческого tele = «далеко» и skopein = «смотреть или видеть»; teleskopos = 'дальновидный'.
К 1626 году знания о телескопе распространились в Китае, когда немецкий иезуит и астроном Иоганн Адам Шалл фон Белл опубликовал « Юань цзин шуо» (« Объяснение телескопа» ) на китайском и латинском языках.
Дальнейшие уточнения
Рефракционные телескопы
Иоганн Кеплер первым объяснил теорию и некоторые практические преимущества телескопа, состоящего из двух выпуклых линз в его « Катоптриках» (1611). Первым, кто построил телескоп такой формы, был иезуит Кристоф Шайнер, который дает его описание в своей книге «Роза Урсина» (1630 г.).
Уильям Гаскойн был первым, кто получил главное преимущество формы телескопа, предложенной Кеплером: небольшой материальный объект можно было разместить в общей фокальной плоскости объектива и окуляра. Это привело к его изобретению микрометра и его применению телескопических прицелов для точных астрономических инструментов. Лишь примерно в середине 17 века телескоп Кеплера стал широко использоваться: не столько из-за преимуществ, указанных Гаскойном, сколько потому, что его поле зрения было намного больше, чем в телескопе Галилея .
Первые мощные телескопы кеплеровской конструкции были созданы Христианом Гюйгенсом после долгого труда, в котором ему помогал его брат. С одним из них: диаметром объектива 2,24 дюйма (57 мм) и фокусным расстоянием 12 футов (3,7 м) он обнаружил самый яркий из спутников Сатурна ( Титан ) в 1655 году; в 1659 г. он опубликовал свою « Систему Сатурния », которая впервые дала истинное объяснение кольца Сатурна, основанное на наблюдениях, сделанных с помощью того же прибора.
Рефракторы с длинным фокусным расстоянием
Резкость изображения в телескопе Кеплера была ограничена хроматической аберрацией , введенной неравномерных рефракционных свойств линзы объектива. Единственный способ преодолеть это ограничение при большом увеличении - создать объективы с очень большим фокусным расстоянием. Кассини обнаружил Сатурн пятого спутника ( Rhea ) в 1672 году с помощью телескопа 35 футов (11 м) в длину. Астрономы, такие как Иоганнес Гевелиус, строили телескопы с фокусным расстоянием до 150 футов (46 м). Помимо действительно длинных труб, эти телескопы нуждались в строительных лесах или длинных мачтах и подъемных кранах, чтобы удерживать их. Их ценность в качестве исследовательского инструмента была минимальной, поскольку «труба» рамы телескопа изгибалась и вибрировала при малейшем ветре, а иногда и вовсе разрушалась.
Воздушные телескопы
В некоторых из очень длинных преломляющих телескопов, построенных после 1675 года, трубка вообще не использовалась. Цель была установлена на шарнирном шарнире на вершине столба, дерева или любой доступной высокой конструкции и нацелена с помощью струны или соединительной тяги. Окуляр держали в руках или устанавливали на стойке в фокусе, и изображение находили методом проб и ошибок. Следовательно, они были названы воздушными телескопами . и были приписаны Христиану Гюйгенсу и его брату Константину Гюйгенсу-младшему, хотя неясно, изобрели ли они его. Христиан Гюйгенс и его брат изготовили объективы диаметром до 8,5 дюймов (220 мм) и фокусным расстоянием 210 футов (64 м), а другие, такие как Адриен Аузу, сделали телескопы с фокусным расстоянием до 600 футов (180 м). Телескопы такой большой длины, естественно, было трудно использовать и, должно быть, требовали максимальной квалификации и терпения наблюдателей. Некоторые другие астрономы использовали воздушные телескопы. Кассини открыл третий и четвертый спутники Сатурна в 1684 году с помощью объективов воздушного телескопа, созданных Джузеппе Кампани , с фокусным расстоянием 100 и 136 футов (30 и 41 м).
Отражающие телескопы
Способность изогнутого зеркала формировать изображение, возможно, была известна со времен Евклида и широко исследовалась Альхазеном в 11 веке. Галилео, Джованни Франческо Сагредо и другие, вдохновленные знанием того, что изогнутые зеркала обладают схожими свойствами с линзами, обсудили идею создания телескопа с использованием зеркала в качестве объектива, формирующего изображение. Никколо Цукки , итальянский астроном и физик-иезуит, написал в своей книге « Философия оптики» 1652 года, что он пытался заменить линзу преломляющего телескопа бронзовым вогнутым зеркалом в 1616 году. Цукки пытался смотреть в зеркало с помощью ручной вогнутой линзы, но сделал это. не получить удовлетворительного изображения, возможно, из-за плохого качества зеркала, угла его наклона или того факта, что его голова частично закрывала изображение.
В 1636 году Марин Мерсенн предложил телескоп, состоящий из параболоидального главного зеркала и параболоидального вторичного зеркала, отражающего изображение через отверстие в главном, решив проблему просмотра изображения. Джеймс Грегори углубился в детали в своей книге Optica Promota (1663), указав, что отражающий телескоп с зеркалом, имеющим форму части конического сечения , исправит сферическую аберрацию, а также хроматическую аберрацию, наблюдаемую в рефракторах. Дизайн, который он придумал, носит его имя: « Григорианский телескоп »; но, по его собственному признанию, Грегори не обладал практическими навыками и не мог найти оптика, способного воплотить его идеи в жизнь, и после некоторых бесплодных попыток был вынужден отказаться от всякой надежды на практическое применение своего телескопа.
В 1666 году Исаак Ньютон , основываясь на своих теориях преломления и цвета, понял, что неисправности преломляющего телескопа связаны больше с переменным преломлением линзой света разных цветов, чем с несовершенной формой линзы. Он пришел к выводу, что свет не может быть преломлен через линзу, не вызывая хроматических аберраций, хотя он ошибочно пришел к выводу из некоторых грубых экспериментов, что все преломляющие вещества будут расходить призматические цвета в постоянной пропорции к их среднему преломлению. Из этих экспериментов Ньютон пришел к выводу, что преломляющий телескоп нельзя улучшить. Эксперименты Ньютона с зеркалами показали, что они не страдают хроматическими ошибками линз, для всех цветов света угол падения, отраженный в зеркале, был равен углу отражения , поэтому в качестве доказательства своих теорий Ньютон намеревался построить телескоп-рефлектор. Ньютон завершил работу над своим первым телескопом в 1668 году, и это самый ранний известный функциональный телескоп-рефлектор. После долгих экспериментов он выбрал сплав ( металлическое зеркало ) олова и меди в качестве наиболее подходящего материала для своего зеркала объектива . Позже он изобрел средства для их шлифовки и полировки, но выбрал для своего зеркала сферическую форму вместо параболы, чтобы упростить конструкцию. Он добавил к своему отражателю то, что является отличительной чертой конструкции « ньютоновского телескопа », - вторичное «диагональное» зеркало рядом с фокусом главного зеркала, чтобы отражать изображение под углом 90 ° к окуляру, установленному сбоку телескопа. Это уникальное дополнение позволило просматривать изображение с минимальным препятствием для зеркала объектива. Он также сделал все трубы, крепления и фитинги. Первый компактный телескоп-рефлектор Ньютона имел диаметр зеркала 1,3 дюйма и фокусное расстояние f / 5. С его помощью он обнаружил , что он мог видеть четыре галилеевых спутника от Юпитера и полумесяц планеты Венеры . Ободренный этим успехом, он создал второй телескоп с увеличением 38x, который он представил Лондонскому королевскому обществу в декабре 1672 года. Этот тип телескопа до сих пор называется ньютоновским телескопом .
Третий вид телескопа- рефлектора, « рефлектор Кассегрена », был изобретен в 1672 году Лораном Кассегреном . У телескопа было небольшое выпуклое гиперболоидальное вторичное зеркало, расположенное рядом с основным фокусом, чтобы отражать свет через центральное отверстие в главном зеркале.
Похоже, что никаких дальнейших практических успехов в проектировании или строительстве отражающих телескопов не было сделано в течение следующих 50 лет, пока Джон Хэдли (наиболее известный как изобретатель октанта ) не разработал способы изготовления прецизионных асферических и параболических металлических зеркал. В 1721 году он показал Королевскому обществу первый параболический ньютоновский отражатель. Он имел диаметр 6 дюймов (15 см), 62 дюйма в диаметре.+Металлическое зеркало объектива с фокусным расстоянием 3 ⁄ 4 дюйма (159 см). Инструмент исследовали Джеймс Паунд и Джеймс Брэдли . Отметив, что телескоп Ньютона пролежал в запустении в течение пятидесяти лет, они заявили, что Хэдли достаточно продемонстрировал, что изобретение не является чистой теорией. Они сравнили его характеристики с характеристиками воздушного телескопа диаметром 7,5 дюймов (190 мм), первоначально представленного Королевскому обществу Константином Гюйгенсом-младшим, и обнаружили, что рефлектор Хэдли «будет нести такой заряд, что заставит его увеличивать объект во столько же раз. раз, как последний с должным зарядом ", и что он представляет объекты как отдельные, хотя и не совсем такие ясные и яркие.
Брэдли и Сэмюэл Молинье , обученные Хэдли его методам полировки металла зеркал, преуспели в создании собственных больших отражающих телескопов, один из которых имел фокусное расстояние 8 футов (2,4 м). Эти методы изготовления зеркал были переданы Молинье двум лондонским оптикам - Скарлетту и Хирну - которые начали бизнес по производству телескопов.
Британский математик, оптик Джеймс Шорт начал экспериментировать с созданием телескопов на основе проектов Грегори в 1730-х годах. Сначала он попытался сделать свои зеркала из стекла, как предложил Грегори, но позже он переключился на металлические зеркала в зеркалах, создав григорианские телескопы с параболическими и эллиптическими фигурами оригинальных дизайнеров . Затем Шорт стал делать телескопы своей профессией, которой он занимался сначала в Эдинбурге, а затем в Лондоне. Телескопы Олл Шорта были григорианской формы. Шорт умер в Лондоне в 1768 году, заработав значительное состояние на продаже телескопов.
Поскольку вторичные зеркала с металлическими зеркалами или диагональные зеркала значительно уменьшали свет, попадающий в окуляр, некоторые конструкторы телескопов-рефлекторов попытались избавиться от них. В 1762 году Михаил Ломоносов представил на форуме Российской академии наук телескоп-рефлектор . Его главное зеркало было наклонено на четыре градуса к оси телескопа, так что изображение можно было рассматривать через окуляр, установленный в передней части трубы телескопа, при этом голова наблюдателя не блокировала входящий свет. Это нововведение не было опубликовано до 1827 года, поэтому этот тип стал называться телескопом Гершеля после аналогичной конструкции Уильяма Гершеля .
Примерно в 1774 году Уильям Гершель (в то время преподававший музыку в Бате , Англия ) начал заниматься своими часами досуга конструированием зеркал телескопов-рефлекторов и, наконец, полностью посвятил себя их созданию и использованию в астрономических исследованиях. В 1778 году он выбрал 6+1 / 4 - дюймовый (16 см) отражатель зеркало (лучший из некоторых 400 зеркал телескопакоторый он сделал) и вместе с ним, построил 7 футов (2,1 м) фокусное расстояние телескопа. Используя этот телескоп, он сделал свои первые блестящие астрономические открытия. В 1783 году Гершель завершил создание рефлектора диаметром около 18 дюймов (46 см) и фокусным расстоянием 20 футов (6,1 м). Он наблюдал небеса с помощью этого телескопа около двадцати лет, несколько раз меняя зеркало. В 1789 году Гершель закончил строительство своего самого большого телескопа-рефлектора с зеркалом размером 49 дюймов (120 см) и фокусным расстоянием 40 футов (12 м) (широко известный как его 40-футовый телескоп ) в своем новом доме, в Доме обсерватории в г. Слау , Англия. Чтобы уменьшить потери света из-за плохой отражательной способности зеркал того времени, Гершель исключил маленькое диагональное зеркало из своей конструкции и наклонил главное зеркало, чтобы он мог непосредственно видеть сформированное изображение. Эта конструкция стала называться телескопом Гершеля . Он открыл шестой известный спутник Сатурна , Энцелад , в первую ночь, когда он использовал его (28 августа 1789 г.), а 17 сентября - его седьмой известный спутник, Мимас. Этот телескоп был самым большим телескопом в мире более 50 лет. Однако с этим большим прицелом было трудно обращаться, и поэтому он использовался меньше, чем его любимый 18,7-дюймовый рефлектор.
В 1845 году Уильям Парсонс, 3-й граф Росс построил свой 72-дюймовый (180 см) ньютоновский отражатель, названный « Левиафан Парсонстауна », с помощью которого он обнаружил спиральную форму галактик .
Все эти большие отражатели страдали из-за плохой отражающей способности и быстрого потускнения их металлических зеркал. Это означало, что им требовалось более одного зеркала на телескоп, поскольку зеркала приходилось часто снимать и повторно полировать. Это отнимало много времени, так как процесс полировки мог изменить кривую зеркала, поэтому его обычно приходилось « переконфигурировать » для придания правильной формы.
Ахроматические преломляющие телескопы
Со времени изобретения первых преломляющих телескопов считалось, что хроматические ошибки, наблюдаемые в линзах, просто возникают из-за ошибок в сферической форме их поверхностей. Оптики пытались сконструировать линзы различной формы кривизны, чтобы исправить эти ошибки. В 1666 году Исаак Ньютон обнаружил, что хроматические цвета на самом деле возникают из-за неравномерного преломления света, проходящего через стеклянную среду. Это побудило оптиков экспериментировать с линзами, изготовленными из более чем одного типа стекла, в попытке устранить ошибки, производимые каждым типом стекла. Была надежда, что это создаст « ахроматическую линзу »; объектив, который фокусировал бы все цвета в одну точку и производил инструменты с гораздо более коротким фокусным расстоянием.
Первым, кому удалось создать практичный ахроматический рефракторный телескоп, был Честер Мур Холл из Эссекса, Англия . Он утверждал, что различные жидкости человеческого глаза преломляют лучи света, чтобы создать на сетчатке изображение, свободное от цвета, и он разумно утверждал, что можно было бы получить аналогичный результат, комбинируя линзы, состоящие из разных преломляющих сред. Посвятив некоторое время исследованию, он обнаружил, что, комбинируя две линзы, изготовленные из разных видов стекла, он может создать ахроматическую линзу, в которой были исправлены эффекты неравномерного преломления двух цветов света (красного и синего). В 1733 году ему удалось сконструировать линзы телескопов, которые показали значительно уменьшенную хроматическую аберрацию . Один из его инструментов имел объективное измерение 2+1 ⁄ 2 дюйма (6,4 см) при относительно коротком фокусном расстоянии 20 дюймов (51 см).
Холл был человеком независимых средств и, похоже, не обращал внимания на известность; по крайней мере, он без труда сообщил миру о своем изобретении. На судебном процессе в Вестминстер-Холле по поводу патентных прав, предоставленных Джону Доллонду (Уоткин против Доллонда), Холл был признан первым изобретателем ахроматического телескопа. Однако лорд Мэнсфилд постановил, что извлекать выгоду из такого изобретения должен не изобретатель, а тот, кто создал его на благо человечества.
В 1747 году Леонард Эйлер отправил в Прусскую академию наук доклад, в котором пытался доказать возможность исправления как хроматической, так и сферической аберрации линзы. Подобно Грегори и Холлу, он утверждал, что, поскольку различные юмор человеческого глаза были объединены таким образом, чтобы создать идеальное изображение, должно быть возможно с помощью подходящих комбинаций линз с различными преломляющими средами создать идеальный объектив телескопа . Приняв гипотетический закон рассеяния разноцветных лучей света, он аналитически доказал возможность построения ахроматического объектива, состоящего из линз из стекла и воды.
Все попытки Эйлера создать реальную цель этой конструкции были бесплодны - неудачу, которую он объяснил исключительно трудностью приобретения линз, которые работали бы точно с требуемыми кривыми. Джон Доллонд согласился с точностью анализа Эйлера, но оспорил его гипотезу на том основании, что это было чисто теоретическое предположение: теория противоречит результатам экспериментов Ньютона по преломлению света и что невозможно определить физический закон только на основе аналитических рассуждений.
В 1754 году Эйлер отправил в Берлинскую академию еще одну статью, в которой, исходя из гипотезы о том, что свет состоит из колебаний, возбуждаемых в упругой жидкости светящимися телами, и что разница в цвете света обусловлена большей или меньшей частотой этих колебаний. колебания в заданное время - он вывел свои предыдущие результаты. Он не сомневался в точности экспериментов Ньютона, цитируемых Доллондом.
Доллонд не ответил на это, но вскоре после этого он получил отрывок из статьи шведского математика и астронома Самуэля Клингеншерна , который заставил его усомниться в точности результатов, полученных Ньютоном по дисперсии преломленного света. Клингеншерна показал, исходя из чисто геометрических соображений (полностью признанных Доллондом), что результаты экспериментов Ньютона не могут быть согласованы с другими общепринятыми фактами преломления.
Как практичный человек, Доллонд сразу же подверг свои сомнения экспериментальной проверке: он подтвердил выводы Клингеншерна, обнаружил разницу, далеко превосходящую его надежды, в преломляющих качествах различных видов стекла в отношении расхождения цветов и был это быстро привело к созданию линз, в которых сначала исправлялись хроматическая аберрация, а затем и сферическая аберрация.
Доллонд знал об условиях, необходимых для достижения ахроматизма в преломляющих телескопах, но полагался на точность экспериментов, проведенных Ньютоном. Его труды показывают, что , если бы не его бравада , он бы раньше пришел к открытию, к которому его ум был полностью подготовлен. В статье Доллонда описываются последовательные шаги, которыми он пришел к своему открытию, независимо от более раннего изобретения Холла, и логические процессы, с помощью которых эти шаги были предложены его разуму.
В 1765 году Питер Доллонд (сын Джона Доллонда) представил тройной объектив, который состоял из комбинации двух выпуклых линз из коронного стекла с вогнутой кремневой линзой между ними. Он сделал много таких телескопов.
Трудность получения дисков из стекла (особенно из бесцветного стекла) подходящей чистоты и однородности ограничивала диаметр и светосилу линз ахроматического телескопа. Напрасно Французская академия наук предлагала призы за большие совершенные диски из оптического бесцветного стекла.
Трудности с непрактичными металлическими зеркалами отражающих телескопов привели к созданию больших преломляющих телескопов. К 1866 году диафрагма преломляющих телескопов достигла 18 дюймов (46 см), а в середине и конце 19 века строилось множество более крупных « Великих рефракторов ». В 1897 году рефрактор достиг своего максимального практического предела в исследовательском телескопе с созданием 40-дюймового (100 см) рефрактора обсерватории Йеркса (хотя это был более крупный рефрактор Great Paris Exhibition Telescope 1900 года с объективом 49,2 дюйма (1,25 м). ) диаметр временно экспонировался на Парижской выставке 1900 г. ). Из-за гравитационного воздействия на линзу невозможно построить более крупные рефракторы . Поскольку линзу можно удерживать на месте только за край, центр большой линзы будет прогибаться под действием силы тяжести, искажая создаваемое изображение.
Большие отражающие телескопы
В 1856–1857 годах Карл Август фон Штайнхейль и Леон Фуко ввели процесс нанесения слоя серебра на стеклянные зеркала телескопов. Слой серебра был не только намного более отражающим и долговечным, чем покрытие зеркал в зеркалах, но и имел то преимущество, что его можно было удалить и повторно нанести без изменения формы стеклянной подложки. К концу 19 века были построены очень большие серебряные на стекле зеркальные телескопы.
В начале 20-го века были созданы первые из «современных» больших исследовательских рефлекторов, предназначенных для получения прецизионных фотографических изображений и расположенных в удаленных местах на большой высоте с чистым небом, таких как 60-дюймовый телескоп Хейла 1908 года и 100-дюймовый телескоп. (2,5 м) телескоп Хукера в 1917 году, оба расположены в обсерватории Маунт Вильсон . Эти и другие телескопы такого размера должны были иметь приспособления, позволяющие снимать их главные зеркала для повторного серебрения каждые несколько месяцев. Джон Донаван Стронг, молодой физик из Калифорнийского технологического института , разработал метод нанесения на зеркало гораздо более прочного алюминиевого покрытия с использованием термовакуумного напыления . В 1932 году он стал первым человеком, который «алюминировал» зеркало; три года спустя 60-дюймовые (1500 мм) и 100-дюймовые (2500 мм) телескопы стали первыми большими астрономическими телескопами, зеркала которых были алюминированы. В 1948 году было завершено строительство 200-дюймового (510 см) отражателя Хейла на горе Паломар, который был самым большим телескопом в мире до завершения строительства массивного 605-сантиметрового (238 дюймов ) БТА-6 в России двадцать семь лет спустя. Отражатель Hale представил несколько технических новшеств, используемых в будущих телескопах, в том числе гидростатические подшипники для очень низкого трения, ферму Serrurier для равного отклонения двух зеркал, когда труба провисает под действием силы тяжести, и использование стекла с низким расширением Pyrex для зеркал. Появление значительно более крупных телескопов пришлось ждать появления других методов, помимо жесткости стекла, для поддержания правильной формы зеркала.
Активная и адаптивная оптика
В 80-е годы были внедрены две новые технологии для создания больших телескопов и улучшения качества изображения, известные как активная оптика и адаптивная оптика . В активной оптике анализатор изображения определяет аберрации изображения звезды несколько раз в минуту, а компьютер регулирует множество опорных сил на главном зеркале и положение дополнительного зеркала, чтобы поддерживать оптику в оптимальной форме и выравнивании. Это слишком медленно, чтобы исправить эффекты атмосферного размытия, но позволяет использовать тонкие одиночные зеркала диаметром до 8 м или даже большие сегментированные зеркала. Этот метод был впервые применен телескопом новых технологий ESO в конце 1980-х годов.
В 1990-е годы появилось новое поколение гигантских телескопов с активной оптикой, начавшееся со строительства первого из двух 10-метровых телескопов Кека в 1993 году. С тех пор были построены и другие гигантские телескопы: два телескопа Gemini и четыре. отдельные телескопы очень большого телескопа и большого бинокулярного телескопа .
Адаптивная оптика использует аналогичный принцип, но применяет поправки несколько сотен раз в секунду, чтобы компенсировать эффекты быстро меняющихся оптических искажений из-за движения турбулентности в атмосфере Земли. Адаптивная оптика работает, измеряя искажения в волновом фронте и затем компенсируя их быстрыми изменениями исполнительных механизмов, применяемых к небольшому деформируемому зеркалу или с помощью жидкокристаллического матричного фильтра. Впервые АО была представлена Горацием В. Бэбкоком в 1953 году, но не получила широкого распространения в астрономических телескопах до тех пор, пока достижения в области компьютерных и детекторных технологий в 1990-х годах не позволили рассчитать необходимую компенсацию в реальном времени . В адаптивной оптике требуемые скоростные поправки означают, что достаточно яркая звезда нужна очень близко к интересующей цели (или искусственная звезда создается с помощью лазера). Кроме того, с одной звездой или лазером поправки эффективны только в очень узком поле (десятки угловых секунд), а современные системы, работающие на нескольких телескопах 8-10 м, работают в основном в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн для наблюдений одиночных объектов.
Разработки адаптивной оптики включают системы с несколькими лазерами в более широком поле коррекции и / или работающие со скоростью выше килогерц для хорошей коррекции в видимых длинах волн; в настоящее время они выполняются, но по состоянию на 2015 год еще не эксплуатировались в обычном режиме.
Другие длины волн
В двадцатом веке появились телескопы, которые могли создавать изображения с использованием длин волн, отличных от видимого света, начиная с 1931 года, когда Карл Янский обнаружил, что астрономические объекты испускают радиоизлучение; это вызвало новую эру наблюдательной астрономии после Второй мировой войны, когда телескопы были разработаны для других частей электромагнитного спектра от радио до гамма-лучей .
Радиотелескопы
Радиоастрономия началась в 1931 году, когда Карл Янский обнаружил, что Млечный Путь является источником радиоизлучения, проводя исследования земной статики с помощью направленной антенны. Основываясь на работе Янски, Гроте Ребер в 1937 году построил более сложный радиотелескоп с тарелкой диаметром 31,4 фута (9,6 м); используя это, он обнаружил в небе различные необъяснимые радиоисточники. Интерес к радиоастрономии вырос после Второй мировой войны, когда были построены гораздо более крупные антенны, в том числе: 250-футовый (76-метровый) телескоп Джодрелл- Бэнк (1957), 300-футовый (91-метровый) телескоп Грин-Бэнк (1962) и 100-метровый телескоп Эффельсберга (1971 г.). Огромный 300-метровый телескоп Аресибо (1963 г.) был настолько велик, что его поместили в естественное углубление в земле; центральную антенну можно было направить, чтобы телескоп мог изучать объекты под углом до двадцати градусов от зенита . Однако не все радиотелескопы относятся к тарелочному типу. Например, поперечный телескоп Миллса (1954 г.) был ранним примером решетки, в которой для обзора неба использовались две перпендикулярные линии антенн длиной 1500 футов (460 м).
Радиоволны высокой энергии известны как микроволны, и это была важная область астрономии с момента открытия космического микроволнового фонового излучения в 1964 году. Многие наземные радиотелескопы могут изучать микроволны. Коротковолновые микроволны лучше всего изучать из космоса, потому что водяной пар (даже на большой высоте) сильно ослабляет сигнал. Cosmic Background Explorer , (1989) произвел революцию в исследовании микроволнового фонового излучения.
Поскольку радиотелескопы имеют низкое разрешение, они были первыми приборами, в которых использовалась интерферометрия, позволяющая двум или более широко разнесенным приборам одновременно наблюдать один и тот же источник. Интерферометрия с очень длинной базой распространила метод на тысячи километров и позволила снизить разрешение до нескольких милли-угловых секунд .
Телескоп, такой как Большой миллиметровый телескоп (активный с 2006 года), наблюдает от 0,85 до 4 мм (от 850 до 4000 мкм), соединяя телескопы дальнего инфракрасного / субмиллиметрового диапазона и более длинноволновые радиотелескопы, включая микроволновый диапазон примерно от 1 мм (1000 мкм). ) до 1000 мм (1,0 м) по длине волны.
Инфракрасные телескопы (700 нм / 0,7 мкм - 1000 мкм / 1 мм)
Хотя большая часть инфракрасного излучения поглощается атмосферой, инфракрасная астрономия на определенных длинах волн может проводиться на высоких горах, где есть небольшое поглощение водяным паром из атмосферы . С тех пор, как появились подходящие детекторы, большинство оптических телескопов на больших высотах смогли получать изображения в инфракрасном диапазоне длин волн. Некоторые телескопы, такие как 3,8-метровый (150 дюймов ) UKIRT и 3-метровый (120 дюймов ) IRTF - оба на Мауна-Кеа - являются специализированными инфракрасными телескопами. Запуск спутника IRAS в 1983 году произвел революцию в инфракрасной астрономии из космоса. Этот телескоп-рефлектор с 60-сантиметровым зеркалом проработал девять месяцев, пока не закончился запас хладагента ( жидкого гелия ). Он обследовал все небо и обнаружил 245 000 источников инфракрасного излучения - более чем в 100 раз больше, чем было известно ранее.
Ультрафиолетовые телескопы (10–400 нм)
Хотя оптические телескопы могут отображать ближний ультрафиолет, озоновый слой в стратосфере поглощает ультрафиолетовое излучение короче 300 нм, поэтому большая часть ультрафиолетовой астрономии проводится со спутников. Ультрафиолетовые телескопы напоминают оптические телескопы, но обычные зеркала с алюминиевым покрытием использовать нельзя, и вместо них используются альтернативные покрытия, такие как фторид магния или фторид лития . Орбитальная солнечная обсерватория спутник провел наблюдения в ультрафиолетовом еще в 1962 году The International Ultraviolet Explorer , (1978) систематически обследуемого небо в течение восемнадцати лет, используя 45-сантиметровый (18 дюймов) апертуры телескопа с двумя спектроскопами . Астрономия в крайнем ультрафиолете (10–100 нм) - это отдельная дисциплина, включающая многие методы рентгеновской астрономии; Extreme Ultraviolet Explorer (1992) был спутник работает на этих длинах волн.
Рентгеновские телескопы (0,01 нм - 10 нм)
Рентгеновские лучи из космоса не достигают поверхности Земли, поэтому рентгеновская астрономия должна проводиться над атмосферой Земли. Первые рентгеновские эксперименты были проведены на суборбитальных ракетных полетах, которые позволили впервые обнаружить рентгеновские лучи от Солнца (1948 г.) и первые галактические источники рентгеновского излучения: Скорпион X-1 (июнь 1962 г.) и Крабовидная туманность. (Октябрь 1962 г.). С тех пор рентгеновские телескопы (телескопы Вольтера ) были построены с использованием вложенных зеркал скользящего падения, которые отклоняют рентгеновские лучи на детектор. Некоторые из спутников OAO проводили рентгеновскую астрономию в конце 1960-х годов, но первым специализированным рентгеновским спутником стал Uhuru (1970), который обнаружил 300 источников. К более поздним рентгеновским спутникам относятся: EXOSAT (1983), ROSAT (1990), Chandra (1999) и Newton (1999).
Гамма-телескопы (менее 0,01 нм)
Гамма-лучи поглощаются высоко в атмосфере Земли, поэтому большая часть гамма-астрономии проводится со спутников . В гамма-телескопах используются сцинтилляционные счетчики , искровые камеры и, в последнее время, твердотельные детекторы. Угловое разрешение этих устройств обычно очень низкое. В начале 1960-х проводились эксперименты с воздушными шарами, но гамма-астрономия действительно началась с запуска спутника OSO 3 в 1967 году; первыми специализированными гамма-спутниками были SAS B (1972 г.) и Cos B (1975 г.). Compton Gamma Ray Observatory (1991) была большим шагом вперед на предыдущих обследованиях. Гамма-лучи очень высоких энергий (выше 200 ГэВ) могут быть обнаружены с земли через черенковское излучение, возникающее при прохождении гамма-лучей в атмосфере Земли. По всему миру было построено несколько телескопов Черенкова, в том числе HEGRA (1987), STACEE (2001), HESS (2003) и MAGIC (2004).
Интерферометрические телескопы
В 1868 году Физо заметил, что цель расположения зеркал или стеклянных линз в обычном телескопе - просто обеспечить приближение к преобразованию Фурье поля оптической волны, входящего в телескоп. Поскольку это математическое преобразование было хорошо изучено и могло быть выполнено математически на бумаге, он отметил, что, используя набор небольших инструментов, можно будет измерить диаметр звезды с той же точностью, что и одиночный телескоп, который был размером с телескоп. весь массив - метод, который позже стал известен как астрономическая интерферометрия . Лишь в 1891 году Альберт А. Михельсон успешно использовал этот метод для измерения астрономических угловых диаметров: диаметров спутников Юпитера (Michelson 1891). Тридцать лет спустя Майкельсоном и Фрэнсисом Пизом (1921) было наконец осуществлено прямое интерферометрическое измерение диаметра звезды, которое было применено их 20-футовым (6,1 м) интерферометром, установленным на 100-дюймовом телескопе Хукера на горе Вильсон.
Следующее крупное событие произошло в 1946 году, когда Райл и Вонберг (Ryle and Vonberg 1946) обнаружили ряд новых космических радиоисточников, построив радиоаналог интерферометра Майкельсона . Сигналы от двух радиоантенн складывались в электронном виде для создания помех. Телескоп Райла и Вонберга использовал вращение Земли для сканирования неба в одном измерении. С развитием массивов большего размера и компьютеров, которые могли быстро выполнять необходимые преобразования Фурье, вскоре были разработаны первые инструменты формирования изображений с синтезом апертуры, которые могли получать изображения с высоким разрешением без необходимости использования гигантского параболического отражателя для выполнения преобразования Фурье. Этот метод сейчас используется в большинстве радиоастрономических наблюдений. Вскоре радиоастрономы разработали математические методы для получения изображений Фурье с синтезом апертуры с использованием гораздо более крупных массивов телескопов, часто разбросанных по более чем одному континенту. В 1980-х годах метод синтеза апертуры был распространен на видимый свет, а также на инфракрасную астрономию, что позволило получить первые оптические и инфракрасные изображения близлежащих звезд с очень высоким разрешением.
В 1995 году этот метод построения изображений был впервые продемонстрирован на ряде отдельных оптических телескопов , что позволило еще больше улучшить разрешение, а также позволило получать изображения звездных поверхностей с еще более высоким разрешением . Те же методы теперь применяются в ряде других массивов астрономических телескопов, включая: прототип оптического интерферометра ВМФ , массив CHARA и массив IOTA . Подробное описание развития астрономической оптической интерферометрии можно найти здесь [ https://www.webcitation.org/5kmngkBFy?url=http://www.geocities.com/CapeCanaveral/2309/page1.html
В 2008 году Макс Тегмарк и Матиас Залдарриага предложили дизайн « телескопа с быстрым преобразованием Фурье », в котором можно было бы полностью отказаться от линз и зеркал, когда компьютеры станут достаточно быстрыми для выполнения всех необходимых преобразований.
Смотрите также
- Документальный фильм " 400 лет телескопу"
- История астрономии
- История астрономической интерферометрии
- Хронология телескопических технологий
- Хронология телескопов, обсерваторий и технологий наблюдений
- Международный год астрономии , 2009 год, когда отмечается 400-летие первых астрономических наблюдений Галилея с помощью своего телескопа.
- Список оптических телескопов
- Список крупнейших оптических преломляющих телескопов
- Список космических телескопов
- Список типов телескопов
- Астрономия в видимом свете
использованная литература
Источники
- Эта статья включает текст из публикации, которая сейчас находится в общественном достоянии : Тейлор, Гарольд Деннис; Гилл, Дэвид (1911). « Телескоп ». В Чисхолме, Хью (ред.). Британская энциклопедия . 26 (11-е изд.). Издательство Кембриджского университета. С. 557–573.
- Кроуфорд, Дэвид Ливингстон, изд. (1966), Строительство больших телескопов (Международный астрономический союз. Симпозиум № 27 изд.), Лондон, Нью-Йорк: Academic Press, стр. 234
- Эллиотт, Роберт С. (1966), Электромагнетизм , Макгроу-Хилл
- Fizeau, H. 1868 CR Hebd. Шонк. Акад. Sci. Париж 66, 932
- Кинг, Генри К., изд. (1955), История телескопа , Лондон: Charles Griffin & Co. Ltd.
- Линдберг, округ Колумбия (1976), Теории зрения от аль-Кинди до Кеплера , Чикаго: University of Chicago Press
- Michelson, AA, 1891 Publ. Astron. Soc. Pac. 3, 274
- Майкельсон, А.А. и Пиз, Ф.Г. Astrophys. 1921 г. J. 53, 249
- Рашед, Рошди; Морелон, Режис (1996), Энциклопедия истории арабской науки , 1 и 3, Рутледж , ISBN 0-415-12410-7
- Райл, М. и Вонберг, Д., 1946: Солнечное излучение на скорости 175 МГц / с, Nature 158, с. 339.
- Уэйд, Николас Дж .; Палец, Стенли (2001), "Глаз как оптический инструмент: от камеры обскура в перспективе Гельмгольца", Восприятие , 30 (10): 1157-1177, DOI : 10,1068 / p3210 , PMID 11721819 , S2CID 8185797
- Ван Хелден, Альберт (1977), "Изобретение телескопа", Труды Американского философского общества , Vol. 67, № 4 - переиздано с исправлениями в 2008 г.
- Ван Хелден, Альберт; Дюпре, Свен; van Gent, Rob & Zuidervaart, Huib, eds. (2010), Истоки телескопа , Амстердам: KNAW Press [= History of Science and Scholarship in the Netherlands , vol. 12] ссылка в формате pdf
- Уотсон, Фред, изд. (2004), Star Gazer: Жизнь и история телескопа , Сидней, Кембридж: Аллен и Анвин, Da Capo Press
внешние ссылки
- История оптических статей
- История телескопических статей
- Проект Галилео - Телескоп Аль Ван Хелдена
- 400 лет со дня изобретения телескопа
- Статьи по истории телескопа и смежной тематике
- Предыстория изобретения телескопа
- Краткая история телескопа и идеи для использования в школьном классе физики
- История телескопа
- Физика 1040 - Начало астрономии - Телескоп
- Ранняя история телескопа - с 3500 г. до н.э. примерно до 1900 г. н.э.
- Отражающие телескопы. Введение в историю - ранний период (1608–1672 гг.)
- Другие СМИ
- Другие возможные изобретатели телескопов
- Леонард Диггес (1520–1559) Было ли английское происхождение телескопа-рефлектора? Леонард и Томас Диггес , Колин А. Ронан, магистр наук, FRAS - первоначально опубликовано в Журнале Британской астрономической ассоциации , 101, 6, 1991
- Хуан Роже (умер до 1624 года) - историк Ник Пеллинг говорит, что Хуан Роже, бургундский производитель очков, умерший между 1617 и 1624 годами, мог изобрести ранний телескоп. Споры о происхождении телескопа - BBC News 16 сентября 2008 г.