Расширяя границы Вселенной: История астрономии в задачах - Гусев Евгений Иванович (читать книги онлайн бесплатно серию книг TXT) 📗
2.17. В трубе Кеплера действительное изображение, создаваемое объективом, находится в фокальной плоскости окуляра. В этой плоскости можно поместить отчётливо видимые в окуляр кольца и нити, при помощи которых можно точно измерить небольшие угловые расстояния на небесной сфере и ориентацию объектов.
2.18. Изображённый на рисунке прибор — квадрант, представляющий собой четверть проградуированного круга с визирами. При помощи квадранта можно измерять высоты небесных светил. Для повышения точности квадранты Тихо Браге и Улугбека имели большие размеры. Современный астрометрический прибор с аналогичными функциями — меридианный круг.
2.19. Измерительные дуги визуальных инструментов этих астрономов имели большие радиусы кривизны. Например, квадрант Улугбека имел радиус 40 м.
2.20. С увеличением размера телескопа (т. е. диаметра его объектива) быстро возрастает вес (и стоимость!) самого инструмента, его монтировки и башни. При вращении телескопа переменные нагрузки на многотонное зеркало искажают его форму. Последним классическим крупным телескопом на экваториальной монтировке был Паломарский 5–метровый рефлектор, созданный в 1950 г. Следующий гигант, 6–метровый телескоп БТА АН СССР, построенный в 1976 г., уже имел альт-азимутальную монтировку, позволившую существенно сократить
К решению задачи 2.20. 200–дюймовый телескоп им. Хейла, установленный в Паломарской обсерватории на юге Калифорнии (США).
размеры самого инструмента и его башни, а также упростить систему разгрузки главного зеркала. Правда, при этом возникла проблема гидирования, т. е. слежения за небом, поскольку на такой монтировке требуется поворачивать телескоп одновременно по двум осям с переменной скоростью, а также вращать приёмник света в фокусе телескопа. Эта проблема была решена с помощью компьютера. С того времени все крупные телескопы устанавливаются только на альт — азимутальной монтировке.
Переход от объективов 5–метрового класса к 10–метровым потребовал расчленения зеркала на части. Мозаичные зеркала собирают много света и при этом очень легки; 10–метровые телескопы Кек-1 и Кек-2 имеют полноповоротную альт — азимутальную монтировку. Однако переход к зеркалам 20–метрового класса требует новых инженерных решений. Такие зеркала станут не только мозаичными, но и потеряют подвижность. Этому учит нас опыт создания крупных радиотелескопов: величайшие антенны мира неподвижно лежат на земле. Например, 305–метровая чаша в Аресибо использует для обзора неба небольшие перемещения приёмника в фокусе телескопа и, разумеется, вращение Земли.
Оптические телескопы такой конструкции также уже существуют. Например, 9–метровый телескоп Хобби — Эберли (Hobby‑Eberly Telescope, HET). Его построили специалисты обсерватории Мак — Дональд (США) при участии астрономов из университетов США и Германии. Полный диаметр мозаичного сферического зеркала этого телескопа составляет 11 метров, но его действующая апертура «всего» 9,2 метра. Этот телескоп был создан в 1997 г. и назван именами двух меценатов, много сделавших для развития образования в США — Уильяма Хобби и Роберта Эберли. Он установлен на северной широте 50° и имеет альт — азимутальную монтировку, на которой может поворачиваться на 360° по азимуту и от 40° до 50° по высоте. Несмотря на первое впечатление о малой подвижности этого телескопа, ему доступны для наблюдений все объекты к северу от небесного экватора, т. е. ровно половина всей небесной сферы.
Успешная работа телескопа Хобби — Эберли позволила приступить к созданию следующего инструмента подобной конструкции: Предельно большого телескопа (Extremely Large Telescope, ELT) с зеркалом размером 33 м, у которого действующая апертура составит 25 м! Это гигантское сферическое зеркало будет собрано из 169 шестиугольных сегментов размером по 2,5 м. Его укрепят под постоянным углом 55° к горизонту, а наведение на объект будет происходить за счёт вращения конструкции по азимуту, а также за счёт вращения Земли и перемещения кабины наблюдателя в фокусе главного зеркала. Наблюдениями будет охвачена широкая полоса неба в диапазоне склонений от -10° до +72°. При этом любой объект можно будет сопровождать не менее часа. Исправление сферических аберраций мозаичного зеркала будет поручено четырёхзеркальному корректору в главном фокусе. Диаметр поля зрения составит 3,5'. В перспективе— создание подобных телескопов диаметром до 100 метров!
2.21. Изобретение окулярного микрометра позволило повысить точность угломерных измерений до 1״.
2.22. Объективы рефракторов того времени страдали заметной хроматической аберрацией, вследствие чего различие в фокусных расстояниях для лучей разного цвета достигало нескольких сантиметров. Ахроматические объективы высокого качества получили распространение только в конце XIX века, хотя были изобретены ещё в середине XVIII в. (Джон Доллонд, 1757 г.).
2.23. С момента своего изобретения в 1609 г. телескоп выполнял две основные функции: 1) увеличивал видимый угол между светилами или деталями на поверхности небесных объектов, усиливая тем самым остроту нашего зрения; 2) собирал больше света, чем зрачок нашего глаза, усиливая этим проницающую способность зрения.
В XIX веке, после изобретения фотографии, у телескопа появилась ещё одна функция: он строит изображение наблюдаемых объектов на фотопластинке или других приёмниках света, позволяя полностью заменить глаз более объективными и чувствительными приборами.
Для наблюдений различного типа наиболее важна какая‑то одна из трёх указанных способностей телескопа. Поэтому строят специализированные телескопы, у каждого из которых одна способность выражена лучше других. Например, астрометрические телескопы позволяют очень точно измерять углы на небе, но слабые звёзды и протяжённые объекты для них, как правило, недоступны. Существуют астрографы, в которых глаз астронома полностью заменён фотопластинкой или электронным приёмником света; они фиксируют слабые и протяжённые объекты. Есть солнечные телескопы, для которых важно не количество собранного света, а большой масштаб изображения. Есть телескопы для получения спектров слабых звёзд и галактик — вот они‑то как раз должны собирать слабый свет с большой площади, поэтому их объективы самые крупные. Сколько задач у телескопов, столько разнообразных конструкций, поэтому нечасто встретишь два одинаковых профессиональных телескопа: у каждого из них своя специализация.
2.24. Лио не использовал сложные объективы, поскольку те дают дополнительные отражения от многочисленных поверхностей линз, усиливающие рассеянный свет. Для исключения хроматической аберрации использовался узкополосный светофильтр.
2.25. Для синхронизации выстрелов с каждого заякоренного корабля необходимо видеть разрыв снарядов, выпущенных с соседних кораблей. В простейшем случае можно считать, что наблюдение производится с уровня моря и вспышка наблюдается точно на горизонте. Если R — радиус Земли, а снаряд взрывается на высоте H над сигнальным судном, то по теореме Пифагора легко найти расстояние между судами:
L=√((R+H)2—R2)≈√(2RH).
Для H=2 км получим L≈160 км. Даже в этом предельно допустимом случае на трассе Лондон — Калькутта пришлось бы держать около 125 сигнальных судов.
На самом деле, для надёжного наблюдения вспышки и, тем более, измерения её высоты над горизонтом необходимо, чтобы вспышка наблюдалась на высоте не менее 2–3°. Поэтому придётся расставлять сигнальные суда чаще. Лишь при дистанции в 50 км их вспышки будут видны на высоте около 2° над горизонтом. Следовательно, по проекту Уистона и Диттона только на одной морской трассе Лондон — Калькутта для надёжной навигации пришлось бы держать сотни сигнальных судов.
Проблему определения долготы решили не артиллеристы, а часовщики и астрономы, снабдив в XIX веке всех корабельных штурманов секстантом, морским хронометром и астрономическим ежегодником с предвычисленными положениями небесных светил.
