Науково-популярні статті з різних галузей астрономії

Оптичні телескопи ХХІ століття

Г. З. Бутенко

Міжнародний центр астрономічних та медико-екологічних досліджень НАН України

Ніхто так не відчуває зв’язку простору й часу, як астрономи. Збираючи в телескопи світло, що приходить на Землю від далеких галактик, астрономи бачать ці небесні тіла такими, якими вони були мільярди років тому. Заглиблюючись усе далі й далі в космічний простір, спостерігачі «зустрічаються» із все молодшими об’єктами — ми бачимо минуле нашого світу, ранні стадії розвитку Всесвіту. У наш час астрономи спостерігають галактики й квазари, віддалені від Землі на мільярди світлових років. Для цього збудовано надзвичайно складні телескопи з дуже точними системами керування.

За типом оптичної системи астрономічні телескопи поділяються на три великі класи: лінзові (рефрактори), дзеркальні (рефлектори) й дзеркально-лінзові (катадіоптричні). Усі великі телескопи, як правило, дзеркальні, бо рефлектори повністю вільні, на відміну від лінзових систем, від хроматичної аберації — спотворення зображення через неоднакове заломлення в лінзі променів з різними довжинами хвиль.

Серед оптичних систем рефлекторів можна виділити декілька основних груп:

1. Рефлектори прямого фокуса. Ця система однодзеркальна; приймальну апаратуру розміщено у фокусі дзеркала.

2. Система Ньютона. Вона однодзеркальна, головне дзеркало — параболічне, плоске дзеркало поблизу головного фокуса використовується для відхилення фокальної площини вбік.

3. Система Кассегрена. Ця система дводзеркальна, головне дзеркало — параболічне; вторинне — гіперболічне, розміщене перед фокальною площиною головного дзеркала і створює нову фокальну площину в його отворі.

4. Система Ґрегорі. Вона дводзеркальна, головне дзеркало — параболоїд; вторинне — увігнуте еліптичне дзеркало, установлене за фокальною площиною головного. Якість зображення цієї системи вища, ніж системи Кассегрена, але труба такого телескопа має набагато більші розміри.

5. Система Річі—Кретьєна. Ця система дводзеркальна, головне й вторинне дзеркала — гіперболічні, форма головного дзеркала компенсує кому, вторинного — сферичну аберацію, а введення спеціального коректора усуває астигматизм.

6. Система куде. У ній, крім головного й вторинного, використовуються два плоских дзеркала, що спрямовують промені всередину полярної осі телескопа, утворюючи нерухомий фокус, де зазвичай розміщено громіздку апаратуру для спектрометрії.

7. Система Несміта. У схему телескопа Кассегрена вводиться діагональне дзеркало, щобвивести пучок світла у вісь схилень. Це дає змогу досягти непорушності окулярноговузла й системи кріплення при зміні осі схилень.

Чим більший розмір головного дзеркала телескопа, тим більше світла воно збере і тим слабші об’єкти стають доступними для спостережень. Виготовлення високоякісного великого дзеркала — складне технологічне завдання, що вимагає дуже досконалих технологій у галузі оптики й точного приладобудування.

До 1975 р. найбільшим у світі телескопом був американський телескоп Гейла із дзеркалом діаметром 5 м, установлений на горі Паломар (висота 1706 м). Спорудження телескопа розпочалося 1930 р., після того як Каліфорнійський технологічний інститут отримав грант Рокфеллерівського фонду. Закінчення робіт відстрочила друга світова війна, іофіційне відкриття відбулося аж 1948 р. Телескоп присвячено пам’яті Джорджа Еллері Гейла (1868—1938), ініціатора й натхненника проекту. Вага основного дзеркала становить 13 т, а разом із трубою завдовжки 17 м — 140 т. Купол важить 1000 т і має діаметр 41,5 м. Фокусна відстань дзеркала — 16,5 м. До теперішнього часу цей телескоп працює найефективніше.

У 1975 р. на Північному Кавказі поблизу станиці Зеленчуцька на вершині гори Пастухова (висота 2070 м) закінчено спорудження найбільшого на той час телескопа із дзеркалом діаметром 6 м, який дістав назву Великий телескоп азимутальний (російською мовою — Большой телескоп азимутальний, БТА). В основі інструмента — оптична схема Несміта; спостереження проводяться також у первинному фокусі. Монтування — альтазимутальне. Цей тип монтування використовується в багатьох великих телескопах і має дві осі — вертикальну й горизонтальну; телескоп може обертатися по азимуту навколо першої осі, а його труба у вертикальній площині — навколо другої осі. Відносний отвір Великого телескопа азимутального становить 1/4,3. Цей інструмент дає зображення об’єктів до 26-ї зоряної величини. Кутове розділення дорівнює 0,6″, а з використанням методів спекл-інтерферометрії воно становить 0,02″. Дзеркало важить 42 т, а загальна вага телескопа — 850 т.

У 1979 р. в обсерваторії Маунт-Гопкінс (штат Аризона, США) на висоті 2606 м над рівнем моря збудовано телескоп ММТ. Свою назву — Multimirror Telescope, ММТ (Багатодзеркальний телескоп) — він дістав завдяки особливостям конструкції: спершу його головне дзеркало складалось із шести окремих дзеркал діаметром 1,8 м кожне. У 2000 р., після закінчення реконструкції, на телескопі встановили одне дзеркало діаметром 6,5 м. Оптична схема цього інструмента — кассегренівська, а монтування — альтазимутальне. Телескоп дуже компактний: висота купола всього 17 м. Відносні отвори телескопа становлять 1/5; 1/9; 1/15.

У середині 80-х рр. XX ст. розпочато реалізацію проекту «Магеллан» — будівництво найбільших на той час двох однакових телескопів-рефлекторів з діаметром дзеркал 6,5 м. Телескопи розміщено в обсерваторії ім. Вальтера Бааде (висота 2300 м, Лас-Кампанас, Чилі). Телескоп «Магеллан-1», названий «The Walter Telescope» (телескоп Вальтера Бааде), розпочав свою роботу 2000 р. Пробні спостереження з «Магелланом-2», що має ще назву «Тhе Сlау Теlеsсоре», були виконані наприкінці 2002 р. Монтування телескопів альтазимутальне; оптичні системи — Кассегрена, Ґреґорі, Несміта; відносні отвори телескопів становлять 1/11; 1/15. Інструмент важить 150 т. Головні дзеркала складено з окремих сегментів, для того щоб коректувати їхню форму. Відстань між телескопами 60 м, що дозволить в майбутньому використовувати їх як інтерферометр. Кутове розділення телескопів 0,4″, а в найсприятливіші ночі воно досягає 0,25″.

Тепер настає новий етап у створенні наземних оптичних інструментів. Сучасні телескопи дуже великі: діаметри їхніх головних дзеркал становлять 8—10 метрів. Крім того, ці інструменти побудовано з використанням нових принципів, їхні дзеркала підлаштовуються під зміни, що відбуваються в атмосфері, тому розфокусування зображень, викликане перепадами густини повітря, його потоками й вітром, зводиться до мінімуму. Така оптика, що «вміє» пристосовуватися до швидкозмінних умов, називається адаптивною. Для підвищення роздільної здатності сучасних телескопів використовуються також і методи оптичної інтерферометри з великою базою.

До нового покоління телескопів належать телескопи Кек І та Кек II, телескоп Гоббі—Еберлі, телескопи «Джеміні», «Субару», Дуже великий телескоп, а також Великий бінокулярний телескоп, що будується. Нижче подано короткі відомості про ці телескопи.