ОПТИЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП

Оптический телескоп - 1. Введение 2. Оптика телескопа 3. Механика телескопа 4. Башня телескопа 5. Перспективы развития оптических телескопов 1. Введение Наблюдения галактик, квазаров, нестационарных звёзд и звездоподобных объектов достигли такой стадии, когда получение нового высококачественного экспериментального материала возможно только с помощью крупных О. т. с диаметром зеркала свыше 2-3 м. Проницающая сила таких О. т. достигает 23-25m при прямом фотографировании и 18-21m при получении спектров. Для получения столь высокой и ещё большей проницающей силы должно быть найдено место с оптимальным астроклиматом установки О. т., создан необходимый тепловой режим башни телескопа, рассчитана и изготовлена точная оптика и механика О. т., разработана навесная: аппаратура (спектрографы, фотометры, автоматич. кассеты и т. д.) и светоприёмники, а также аппаратура для анализа данных наблюдений. Все эти задачи настолько тесно связаны между собой, что неудовлетворительное решение одной из них может свести на нет все труды по созданию высокоэффективного О. т. Эффективность О. т. определяется предельной звёздной величиной, достижимой с данным оптич. комплексом, , (1) где D - диаметр зеркала О. т., - диаметр изображения звезды, К - квантовый выход, равный отношению зарегистрированных фотонов к числу пришедших на приёмник излучения, t - время экспозиции, s - яркость фона ночного неба. 2. Оптика телескопа Рис. 1. Оптические схемы телескопов: M1 - главное зеркало, D - его диаметр, M2 - вторичное зеркало, M3, ..., M6 - диагональные плоские зеркала; a - прямой фокус F1. Двух-трёхлинзовый корректор K1 увеличивает полезное поле зрения до 0,3-1,0. В оптических телескопах средних размеров наблюдения ведутся в фокусе Ньютона F1. Светосила D:F = 1:3 - 1:5; б - кассегреновский фокус F2. Сменное зеркало M3 может направлять свет в фокус Мерсенна F2. Светосила D:F = 1:15 - 1:30; в - фокус кудэ F3. С помощью плоских зеркал свет направляется вдоль полярной оси телескопа. Изображение звезды в фокусе кудэ неподвижно при любом положении трубы оптического телескопа. Светосила D:F =1:30 - 1:50. Практически все оптические телескопы с зеркалами крупнее 2 м имеют фокус кудэ; г - фокус Ричи-Кретьена F4. Корректор K4 увеличивает полезное поле зрения до 1-3. Светосила D:F = 1:7 - 1:9; д - схема телескопа Шмидта. В центре кривизны главного сферического зеркала M1 стоит коррекционная линза Шмидта K5, определяющая диаметр светового пучка. Для того чтобы не было экранирования света на краю поля зрения (пунктирная линия), диаметр M1 превышает диаметр K5. Длина трубы телескопа в два раза больше его фокусного расстояния F5. Светосила D:F = 1:2,5 - 1:3, поле зрения 3-5. При создании О. т. наиболее сложной и длительной операцией является изготовление оптической поверхности главного зеркала, т.к. отклонение её от теоретически рассчитанной формы не должно по амплитуде превышать 1/8 рабочей длины волны (критерий Рэлея). Для расчёта оптич. схемы необходимо задать светосилу инструмента (отношение диаметра телескопа D к его фокусному расстоянию F). Светосила должна быть такой, чтобы при проектируемых приёмниках изображения фон от ночного неба выявлялся на приёмнике за 2 ч. Увеличение времени экспозиции свыше 2 ч для рядовых экспериментов связано с неоправданными технич. трудностями. Уменьшение экспозиции, согласно ф-ле (1), ведёт к потере информации. Наилучшим образом этим условиям удовлетворяет светосила осн. фокуса Ричи-Кретьена 1:8 (рис. 1, г). Кроме наблюдений в осн. фокусе со светосилой 1:8 на всех крупных О. т. можно производить наблюдения в прямом фокусе со светосилой 1:3 (рис. 1,а) и в фокусе кудэ со светосилой 1:30 - 1:45 (рис. 1,в). Размер поля зрения инструмента определяется его назначением. До последнего времени большое поле зрения требовалось в основном только для поисковых программ. Примером такой программы может служить составление "Паломарского атласа звёздного неба" по фотографиям, полученным на 1,2-метровом телескопе системы Шмидта (рис. 1,д). При детальном исследовании индивидуальных объектов используют небольшое поле зрения около оптич. оси телескопа. Однако совр. фотометры и спектрографы имеют столь высокую чувствительность, что способны зарегистрировать объект, к-рый не наблюдается визуально в данный телескоп. Контроль за наведением О. т. на такие объекты можно осуществлять лишь по двум (или более) ярким звёздам, расположенным на значит. расстоянии от оптич. оси телескопа, для чего и необходимо большое поле зрения. Наилучшим образом этому требованию отвечает оптич. схема Ричи-Кретьена (рис. 1,г), к-рая соединяет в себе достоинства классич. схемы Кассегрена (хорошие изображения на оси для фотометрии и спектроскопии одиночных объектов, рис. 1,6) и камеры Шмидта (большое поле зрения для получения прямых фотографий неба, рис. 1,д). Расчёт оптич. схемы для каждого телескопа производится с помощью ЭВМ. Согласно расчётам, в прямом фокусе поле зрения может иметь угловой размер 0,3-1,0, в фокусе Ричи-Кретьена - угловой размер 1-3, а линейный - от 30 до 50 см, что соответствует самым большим астрономич. фотопластинкам. На краю поля зрения расчётный диаметр изображения не превышает 0,5". Фокус кудэ предназначен для работы с одиночными объектами, и размер поля в нем равен неск. угловым минутам. Расчётное изображение во всех фокусах на оси делается меньше теоретич. предела, определяемого дифракцией. Диаметр центрального максимума дифракционного изображения звезды теоретически равен: (секунд дуги), (2) где - рабочая длина волны. В кружке такого диаметра зеркало с идеальной поверхностью собирает 83% света от звезды. Реальные зеркала из-за отклонений от теоретически рассчитанной формы поверхности хуже концентрируют свет. Так, главное зеркало 3,6-метрового О. т. системы Ричи-Кретьена Европейской южной обсерватории в Чили собирает в кружке диаметром 0,1" 60% света, что примерно в 2 раза ниже теоретич. предела, определяемого ф-лой (2). 3. Механика телескопа Высокая точность оптич. поверхностей предъявляет столь же высокие требования к точности механики совр. О. т. Большое зеркало не обладает достаточной жёсткостью и прогибается под действием собств. веса. Эти деформации компенсируются системой разгрузки, устанавливаемой в оправе зеркала. В результате зеркало как бы плавает в оправе и его отражающая поверхность сохраняет свою форму с требуемой точностью при всех положениях инструмента. Рис. 2. Крупнейший в мире, 6-метровый зеркальный оптический телескоп Специальной астрономической обсерватории АН СССР с альтазимутальной установкой; имеет прямой фокус со светосилой 1:4, фокус Мерсенна - со светосилой 1:30. Оптич. оси главного и вторичного зеркал телескопа не должны смещаться друг относительно друга на величину более 0,1 мм. Изготовить жёсткую трубу, изгибающуюся не более чем на 0,1 мм при весе главного зеркала в неск. десятков тонн, в принципе невозможно. Влияние деформаций устраняют при помощи спец. фермы, закреплённой в центре тяжести. Длинный конец её несёт лёгкое вторичное зеркало, а короткий - тяжёлое главное. Жёсткость фермы рассчитывается так, что оба конца трубы прогибаются на одинаковую величину и взаимное положение зеркал не меняется. О. т. с зеркалами диаметром 4-5 м имеют симметричную полярную монтировку: слежение за небесным объектом (компенсация суточного движения объекта) осуществляется вращением телескопа вокруг оси, направленной в полюс мира. Однако для более крупных телескопов, диаметром 6 м и более, выгодно делать т.н. альтазимутальную монтировку, одна из осей к-рой вертикальна, а другая горизонтальна (рис. 2). В такой монтировке слежение за звездой требует вращения инструмента вокруг двух осей одновременно по программе, задаваемой ЭВМ. Механич. оси О. т. закреплены в масляных подшипниках. Масляная плёнка толщиной 100 мкм резко снижает трение, и труба телескопа, как и вся конструкция (монтировка) в целом, легко поворачивается. Напр., 530-тонный 5-метровый О. т. Паломарской обсерватории (США) без особых усилий поворачивают рукой, а слежение за звёздами осуществляется маломощным двигателем (60 Вт). 4. Башня телескопа Современные достижения в расчётах и изготовлении О.т. позволяют создавать инструменты с разрешением (в цеховых условиях) 0,1". Но добиться столь же высокого разрешения в реальных условиях наблюдений мешают два фактора: астроклимат места установки и башня телескопа. Башня из-за неравномерного нагрева или остывания в течение ночи создаёт температурные неоднородности воздуха, а следовательно, и неоднородности его показателя преломления на луче зрения. Эти неоднородности приводят к размытию изображения звезды в фокальной плоскости О. т.: диаметр изображения может увеличиться вдвое и даже в большее число раз. Выделяют два осн. источника температурных неоднородностей: 1) радиационное выхолаживание поверхности купола в течение ночи (без принятия спец. мер его темп-ра опускается на 3-10 С ниже темп-ры окружающего воздуха, что создаёт в области смотровой щели значит. оптич. неоднородности); 2) нагрев воздуха в башне работающей аппаратурой управления (нагреваемый воздух поднимается вверх и, выходя через смотровую щель, создаёт на луче зрения оптич. неоднородности). Для предотвращения выхолаживания купола его делают двойным, между оболочками располагают систему подогрева, к-рая поддерживает темп-ру наружной оболочки купола на уровне темп-ры окружающего воздуха. Днём при закрытом куполе эта же система выполняет прямо противоположную функцию. Она отводит теплоту от наружной поверхности купола, препятствуя проникновению тепловых потоков внутрь купола и сохраняя в подкупольном пространстве темп-ру ночного воздуха. Поддержание постоянной темп-ры в башне исключает термич. деформации оптики и механики О. т. Отвод теплоты от различных приборов, находящихся в башне, осуществляется мощной системой вентиляции, к-рая засасывает воздух извне через открытую щель купола и по вентиляц. каналу, проходящему через всю башню сверху вниз, выбрасывает тёплый воздух на расстоянии 50-100 м от башни. 5. Перспективы развития оптических телескопов Комплексное решение задач конструирования, размещения и эксплуатации О. т. может дать суммарный выигрыш в проницающей силе в 2-3m. Этот подход к проблеме повышения эффективности О. т. наиболее экономичен. Повышение эффективности О. т. за счёт увеличения диаметра зеркала телескопа связано с крупными капиталовложениями и технич. трудностями. Однако для исследования светового потока от слабого космич. объекта за строго ограниченное время такой телескоп будет иметь преимущества даже перед космич. телескопом с не очень большой собирающей площадью. Наметился прогресс в разработке следующего поколения О. т. с эффективной площадью зеркал 500 м2, что эквивалентно одиночному О. т. с диаметром зеркала 25 м. Зеркало такого телескопа нельзя сделать монолитным диском. Согласно одному из проектов, главное зеркало должно состоять из множества (от 40 до 500) зеркал меньшего диаметра, установленных в единой оправе. Внешне конструкция монтировки похожа на альтазимутальную монтировку 6-метрового О. т. В другом проекте 6 труб телескопов диаметром 4-10 м устанавливаются на единой монтировке с общим фокусом кудэ [действующий прототип - многозеркальный телескоп на горе Хопкинс (США), имеющий 6 телескопов диаметром 1,8 м с общим фокусом]. В третьем проекте 40 отдельно стоящих 4-метровых О. т. должны иметь общий фокус кудэ. С появлением радиоинтерферометров со сверхдлинной базой угловое разрешение в радиодиапазоне стало на два порядка выше разрешения в оптич. диапазоне. В связи с развитием электроники и техники регистрации света, а также прогрессом в исследовании атмосферной турбулентности появилась возможность создания оптич. интерферометра с действующим отверстием (апертурой) 1,5 м, базой от 100 м до 1 км и разрешением 0,001-0,0001". Действующий прототип такого интерферометра с апертурой 25 см и базой 20 м доказывает возможность реализации проекта крупного наземного интерферометра (см. Интерферометрия). В 70-е гг. 20 в. получили развитие адаптивные оптич. системы, к-рые позволяют исправлять деформации волнового фронта, возникающие на пути от источника до О. т. (гл. обр. в атмосфере). Теоретически адаптивная оптика может довести разрешение О. т. до предельно возможного (т.е. разрешения, обусловленного дифракцией света в О. т.). В обозримом будущем эта задача может быть решена только для ярких звёзд. Но если ограничить задачу только компенсацией наклонов волнового фронта, то можно примерно в два раза улучшить разрешение О. т. и при наблюдении слабых звёзд. Такие адаптивные системы уже реализованы на малых инструментах и скоро найдут применение в крупных О. т. Важных результатов ждут от О. т., к-рые намечается вынести за пределы атмосферы при помощи космич. аппаратов. О. т. диаметром 2,4 м, запуск к-рого планируется в США в 1986 г., позволит проводить как наблюдения в УФ-области спектра, так и в оптич. области, где его разрешение будет лучше 0,2", а проницающая сила на 2-Зm больше его наземного аналога. Лит.: Методы астрономии, пер. с англ., М., 1967; Оптические телескопы будущего, пер. с англ., М., 1981; Оптические и инфракрасные телескопы 90-х гг., пер. с англ., М., 1983. (С.Б. Новиков)