Где строят обсерватории?
Обсерватории строят в тех местностях, которые дают учёным максимум материала для исследований.
Метеорологические — по всем уголкам Земли; астрономические — в горах (там воздух чистый, сухой, не «ослеплён» городским освещением), радиообсерватории — на дне глубоких долин, недоступных искусственным радиопомехам.
Лучшие современные зарубежные обсерватории
Мауна-кеа — находится на Большом гавайском острове, имеет самый большой на Земле арсенал высокоточного оборудования.
Комплекс VLT («огромный телескоп») — расположен в Чили, в «пустыне телескопов» Атакама.
Йеркская обсерватория в Соединённых Штатах — «место зарождения астрофизики».
Обсерватория ORM (Канарские острова) — имеет оптический телескоп с наибольшей апертурой (способностью собирать свет).
Аресибо — находится в Пуэрто-Рико и владеет радиотелескопом (305 м) с одной из самых больших в мире апертур.
Обсерватория университета Токио (Атакама) — самая высокая на Земле, находится у вершины горы Серро-Чайнантор.
Наземные обсерватории, телескопы
|
Стремление проникнуть как можно дальше в глубь Вселенной и увидеть как можно больше новых объектов,
послужило стимулом для создания более мощных наблюдательных приборов. С появлением телескопов возникли и первые серьезные
проблемы. Дело в том, что реальная оптическая система способна «строить» изображение точки только в виде размытого кpyжка
или пятна неправильной формы, иногда окрашенного по краям, происходит это из-за ошибок оптической системы – аберраций. Для
однолинзовых телескопов наиболее характерна хроматическая аберрация, которая связана с тем, что показатель преломления
стекла находится в зависимости от длины волны. А потому астрономы стали искать способы ее устранения. Оказалось, что
хроматическую аберрацию можно уменьшить, используя объективы с очень большим фокусным расстоянием. Так на свет появились
довольно громоздкие и крайне неудобные в эксплуатации телескопы. Шло время, и на смену им пришли «воздушные». В них
объектив и окуляр крепились почти независимо друг от друга на собственных штативах. Такие телескопы использовались вплоть
до середины XVIII века, хотя при наблюдениях на открытом воздухе, особенно при ветре, подобная конструкция вела себя не
лучшим образом.
После того, как Иоганн Кеплер применил в окуляре не отрицательную – двояковогнутую – линзу, а
положительную – двояковыпуклую, стало возможным использовать окуляры с крестом нитей и микрометром. Теперь телескопы стали
применять не только для обзора неба, но и в качестве измерительных приборов. И все же недостатки однолинзовых
телескопов-рефракторов заставляли ученых искать новые пути. Исаак Ньютон одним из первых изготовил зеркало, получив
«зеркальный» сплав из меди, олова и мьшьяка. Новый телескоп с зеркалом диаметром 30 мм, помещенном в трубу длиной 1б0 мм,
давал очень четкое изображение. Это был первый рефлектор. И хотя у него не наблюдалось хроматической аберрации, но и он
не был лишен недостатков. Главный же заключался в том, что всех других типов аберраций было больше, чем в рефракторе.
Оригинальную конструкцию двухзеркальной системы, состоящей из первичного и вторичного
параболического зеркала, предложил французский скульптор и художник Кассегрен. Эта конфигурация очень удобна и широко
применяется в настоящее время, но в те далекие времена идея не была реализована из-за невозможности получить зеркала нужной
формы. В России большего успеха в изготовлении металлических зеркал достиг Я.В. Брюс, а М.В. Ломоносов разработал новую
конструкцию телескопа с наклоненным главным зеркалом без вторичного, что существенно уменьшало потери света. Такую же
схему, независимо от него, использовал п У. Гершель. В своем доме, превращенном в мастерскую, он вместе с братьями получал
особый сплав из меди и олова, а затем изготавливал зеркала и сам их шлифовал. Вершиной его трудов стал гигантский по тому
времени телескоп с диаметром главного зеркала в 122 см. К середине XVIII века компактные, удобные в обращении
высококачественные рефлекторы с металлическими зеркалами практически вытеснили громоздкие рефракторы. Однако и они были
далеки от совершенства. Во-первых, металлические зеркала имели низкий коэффициент отражения, а их поверхность со временем
тускнела. Во-вторых, их изготовление было трудоемким и дорогостоящим. В-третьих, большие металлические зеркала
деформировались под собственным весом. И тут очень помогли успехи в деле стекловарения. В 1758 году были получены два сорта
стекла: легкий – крон и более тяжелый – флинт, а следовательно, появилась возможность создания двухлинзовых объективов.
Англичанин Дж. Доллонд, изготовил объектив из положительной кроновой и отрицательной флинтовой линз и получил патент на
изобретение объектива-ахромата, то есть свободного от хроматической аберрации. Такие объективы, названные доллондовыми
трубами, быстро получили распространение.
Немецкий оптик Й. Фраунгофер ввел в широкую практику научный метод изготовления линзовых
объективов и контроль за их качеством. Он конструировал и изготавливал первоклассные ахроматические объективы. Венцом его
оптического искусства стал 25-сантиметровый рефрактор, купленный у него Россией и установленный в Тартуской обсерватории.
К середине ХIХ века фраунгоферовские рефракторы стали основными инструментами наблюдательной астрономии. Казалось, что у
них безоблачное будущее. Но по мере расширения спектрального диапазона наблюдений вновь стал проявляться главный недостаток
линзовых объективов – хроматизм. Большие проблемы вызвало и дальнейшее увеличение диаметра объектива рефрактора. Было
невозможно получить однородные большие блоки стекла для линз, а толстые линзовые объективы поглощали слишком много света.
Самый большой рефрактор с диаметром объектива 1,02 м был построен н 1897 году, но на этом их дальнейшее развитие
остановилось.
И тут создатели телескопов снова вспомнили о рефлекторах. В середине XIX века получил
известность химический метод серебрения стеклянных поверхностей. Это позволило изготавливать зеркала из стекла.
Серебряная пленка – фильм наносилась на стеклянное зеркало путем воздействия виноградного сахара на соли азотнокислого
серебра. Такие зеркала со свежим серебряным фильтром отражали уже не 60% упавшего света, как бронзовые, а от 90 до 95%, а
значит, были более светосильными при том же размере зеркала. Вскоре Л. Фуко разработал метод определения формы и качества
поверхности зеркал. Благодаря его исследованиям появились рефлекторы с параболическими зеркалами.
Новым толчком в дальнейшем развитии телескопостроения стало использование алюминированных
зеркал. Они, в отличие от серебренных, медленнее старились и лучше отражали ультрафиолетовые лучи. В конце XIX века начало
первому поколению новых рефлекторов положил состоятельный человек, любитель астрономии Кросслей, который приобрел вогнутое
стеклянное параболическое зеркало диаметром 91 см и изготовил телескоп. Следующий телескоп такого же типа с диаметром
зеркала 1,5 м был установлен на обсерватории Маунт Вилсон. В 1918 году здесь же был построен 2,5-метровый рефрактор, а в
1947-м в Паломарской обсерватории был введен в строй телескоп с 5-метровым зеркалом. И все же проблемы, возникшие при
создании этого телескопа, заставили специалистов в дальнейшем продвигаться в сторону увеличения диаметров более осторожными
шагами. Особенно с учетом того, что работа на крупных телескопах показала, что 3-метровый диаметр с применением
высококачественной оптики в пункте со спокойной атмосферой может оказаться гораздо эффективнее 5-метрового. А потому в
50 – 80-е годы в основном строились 3-4-метровые телескопы. Единственный 6-метровый был построен в СССР и установлен в
Специальной астрономической обсерватории на Кавказе.
Параллельно с развитием оптической части совершенствуются и механические конструкции,
управление телескопом доверяется компьютерам. Сейчас уже все готово к созданию больших телескопов, но из-за отсутствия
достаточных средств обсерватории, институты и даже страны объединяются для совместного строительства. Весь имеющийся
арсенал телескопов ученые используют для решения важных астрономических вопросов, таких как происхождение планет, звезд,
Солнечной системы, квазаров и активных галактик. Судя по всему, будущие разработки в телескопостроении обещают быть
поистине грандиозными. Уже сейчас предлагаются проекты 50- и 100-метровых телескопов, оснащенных самой современной
приемно-регистрирующей аппаратурой, способной обеспечить качество наблюдений, о котором сейчас можно только мечтать.
Зачем их строят
Необходимость построения таких телескопов определяют задачи, требующие предельной
чувствительности инструментов для регистрации излучения от самых слабых космических объектов. К таким задачам относятся:
- происхождение Вселенной;
- механизмы образования и эволюции звезд, галактик и планетных систем;
- физические свойства материи в экстремальных астрофизических условиях;
- астрофизические аспекты зарождения и существования жизни во Вселенной.
Чтобы получить максимум информации об астрономическом объекте, современный телескоп должен
иметь большую поверхность собирающей оптики и высокую эффективность приемников излучения. Кроме того, помехи при
наблюдениях должны быть минимальны.
В настоящее время эффективность приемников в оптическом диапазоне, понимаемая как доля
регистрируемых квантов от общего числа пришедших на чувствительную поверхность, приближается к теоретическому пределу
(100%), и дальнейшие пути совершенствования связаны с увеличением формата приемников, ускорением обработки сигнала и т.д.
Помехи при наблюдениях – весьма серьезная проблема. Помимо помех природного характера
(например, облачность, пылевые образования в атмосфере) угрозу существованию оптической астрономии как наблюдательной
науки представляет нарастающая засветка от населенных пунктов, промышленных центров, коммуникаций, техногенное загрязнение
атмосферы. Современные обсерватории строят, естественно, в местах с благоприятным астроклиматом. Таких мест на земном шаре
очень мало, не более десятка. К сожалению, на территории России мест с очень хорошим астроклиматом нет.
Единственным перспективным направлением развития высокоэффективной астрономической техники
остается увеличение размеров собирающих поверхностей инструментов.
Крупные наземные оптические телескопы – обсерватории | ||||||
ТЕЛЕСКОП | Диаметр зеркала, м | Параметры главного зеркала | Место установки телескопа | Участники проекта | Стоимость проекта, млн. $ USD | Первый свет |
10 | параболическое | Mauna Kea, Гавайи, США | США | 94 | 1994 | |
4х8.2 | тонкое активное | Paranal, Чили | ESO, кооперация девяти стран Европы | 200 | 1998 | |
8 | тонкое активное | Mauna Kea, Гавайи, США | США (25%), Англия (25%), Канада (15%), Чили (5%), Аргентина (2,5%), Бразилия (2,5%) | 176 | 1998 | |
8.2 | тонкое активное | Mauna Kea, Гавайи, США | Япония | 100 | 1998 | |
2х8.4 | сотовое толстое | Mt. Graham, Аризона, США | США, Италия | 75 | 2001 | |
11 (реально 9.5) | сферическое много-сегментное | Mt. Fowlkes, Texac, США | США, Германия | 13.5 | 1998 | |
6.5 | сотовое толстое | Mt. Hopkins, Аризона, США | США | 1998 | ||
2х6.5 | сотовое толстое | Las Cаmpanas, Чили | США | 1999 | ||
6.0 | толстое | Гора Пастухова, Карачаево-Черкесия | Россия | 1976 | ||
10 | аналог KECK II | La Palma, Канарские острова, Испания | Испания 51% | 112 | 2002 | |
11 | аналог НЕТ | Sutherland, Южная Африка | Южно-Африканская Республика | 10 | 2005? | |
35 (реально 28) | аналог НЕТ | США | 150-200 аванпроект | 2021? | ||
100 | сферическое | Германия, Швеция, Дания и др. | Около 1000 аванпроект | 2020? | ||
Синим цветом обозначены проекты сверх огромных телескопов, строительство которых скоро начнется. | ||||||
Большие оптические телескопы
– совместный проект восьми европейских стран, названный Очень большой телескоп.
Его основной идеей стало создание четырех однотипных телескопов с диаметром главного зеркала 8,2 м и установка их в одном
месте с максимально благоприятным астроклиматом. Каждый из них может работать как в автономном режиме, так и в комбинации
с другими телескопами, обеспечивая в этом случае собирательную способность 16-метрового телескопа. Эти телескопы имеют
цельные зеркала из особого сорта стекла, их толщина всего 175 мм, поэтому специально для них была разработана сложная
система разгрузки. В перспективе эти телескопы будут работать н режиме интерферометра для получения высокого разрешения.
KECK I и KECK II
– первыми «ласточками» нового поколения больших телескопов стали два 10-метровых близнеца для
оптических инфракрасных наблюдений, получивших имя «Кек». Они появились на свет благодаря помощи фонда У. Кека,
предоставившего 140 000 долларов на их строительство. Размером с восьмиэтажный дом и весом 300 тонн, они работают с высокой
точностью. В «сердце» каждого из них – главное зеркало диаметром 10 и, состоящее из 36 шестиугольных сегментов, работающих
как одно отражательное зеркало. Они установлены в одном из лучших на Земле мест для астрономических наблюдений – на Гаваях,
на склоне потухшего вулкана Мануа Кеа высотой 4 200 м. К 2002 году эти два телескопа, расположенных на расстоянии 85 м друг
от друга, начали работать в режиме интерферометра, давая такое же угловое разрешение, как 85-метровый телескоп. Дело в том,
что зеркало телескопа имеет две характеристики. Первая из них – светособирающая способность, пропорциональная площади
зеркала, в вторая – способность зеркала разделять или разрешать малые объекты, называемая угловым разрешением и
пропорциональная диаметру зеркала. Если убрать из зеркала некоторую часть, то его собирательная способность резко упадет,
а угловое разрешение останется тем же, что и при целом зеркале. Это и позволяет использовать два телескопа «Кек», как два
кусочка большого 85-метрового зеркала. Для улучшения качества изображения эта система будет дополнена еще четырьмя
телескопами с диаметром зеркала 1,8 метра.
LBT
– в отличие от обычного рефлектора бинокулярный телескоп имеет два первичных зеркала. Вращение
вторичных зеркал дает возможность быстро переключать телескоп с одного типа наблюдений на другой. Короткое фокусное
расстояние первичных зеркал позволяет создать компактную, но достаточно жесткую структуру. Механическая система телескопа
была смонтирована в Италии, а затем перевезена и установлена в Аризоне. 3еркала для телескопа сделаны в лаборатории зеркал
Университета Аризоны в Таксоне из специального стекла, произведенного в Японии. После установки зеркал и окончательной
настройки телескоп станет частью международной обсерватории Грэхема.
БТА
– около 30 лет назад в СССР построен и введен в эксплуатацию 6-м телескоп БТА
(Большой Телескоп Азимутальный). Долгие годы он оставался крупнейшим в мире и, естественно, был гордостью отечественной
науки. БТА продемонстрировал ряд оригинальных технических решений (например, альт-азимутальную установку с компьютерным
ведением), ставших впоследствии мировым техническим эталоном. БТА по-прежнему мощный инструмент (особенно для
спектроскопических исследований), но в начале XXI в. он уже оказался лишь во втором десятке крупных телескопов мира.
Кроме того, постепенная деградация зеркала (сейчас его качество ухудшилось на 30% по сравнению с первоначальным) выводит
его из числа эффективных инструментов. С распадом СССР БТА остался практически единственным крупным инструментом, доступным
для российских исследователей. Все наблюдательные базы с телескопами умеренного размера на Кавказе и в Средней Азии
существенно потеряли свою значимость как регулярные обсерватории в силу ряда геополитических и экономических причин.
Сейчас начаты работы по восстановлению связей и структур, но исторические перспективы этого процесса туманны, и в любом
случае потребуется много лет только для частичного восстановления утраченного.
Разумеется, развитие парка крупных телескопов в мире предоставляет возможность российским
наблюдателям для работы в так называемом гостевом режиме. Выбор такого пассивного пути неизменно означал бы, что российская
астрономия будет всегда играть только второстепенные (зависимые) роли, а отсутствие базы для отечественных технологических
разработок приведет к углублению отставания, и не только в астрономии. Выход очевиден – коренная модернизация БТА, а также
полноценное участие в международных проектах.
GEMINI North и GEMINI South
– большой международный проект “Джемини” – два идентичных
телескопа с диаметром главного зеркала 8,1 м. Они установлены в Северном и Южном полушариях Земли (соответственно в Мануа
Кеа, Гавайи, и Церро Пачон, Чили), чтобы охватить наблюдениями всю небесную сферу. Главное зеркало каждого из них
изготовлено из 42 шестиугольных блоков, выполненных из стекла с очень низким коэффициентом теплового расширения и сваренных
в один тонкий диск, кoторый затем был отпoлирован. Эти телескoпы могут работать как в видимой, так и в инфракрасной
областях спектра. Инфракрасные изображения будут сравнимы с оптическими, а возможно, и лучше, чем полученные с космического
телескопа “Хаббл”.
Радиотелескопы обычно представляют собой конструкции очень больших размеров. Наиболее
распространенный тип радиотелескопа – это сооружение, основным элементом которого служит сплошное металлическое зеркало
параболической формы. Зеркало отражает падающие на него радиоволны так, что они собираются вблизи фокуса и улавливаются
специальным устройством – облучателем. Затем сигнал усиливается и преобразуется в форму, удобную для регистрации и анализа.
Хранение и обработка данных осуществляются с помощью компьютерной техники. Чувствительность радиотелескопа тем выше, чем
больше отражающая поверхность.
Обычный радиоприемник имеет приспособление для настройки на волну нужной радиостанции. Оно представляет
собой перестраеваемый фильтр, который усиливает радиоизлучение только на волне выбранной станции и не пропускает (подавляет)
сигналы станций, работающих на близких волнах. В отличие от земных радиостанций космические радиоисточники, как правило, излучают
в широком диапазоне радиоволн. Поэтому и радиоастрономический приемник должен иметь чувствительность по возможности в более
широком диапазоне. Такой приемник называется радиометром.
Расширению полосы приема препятствует в основном помехи от наземных радиостанций. Поэтому для
радиоастрономии международными соглашениями выделены специальные интервалы длин волн, которые запрещается использовать любым
наземным радиосредствам.
Аресибо
– крупнейший в мире 300-метровый радиотелескоп с параболической антеной сооружен в 1963 г. в Аресибо,
на острове Пуэрто-Рико. Он сконструирован, построен и эксплуатируется Национальным центром астрономических и ионосферных
исследований США. Телескоп расположен в огромном естественном котловане в горах. На высоте 150 м над поверхностью гигантского
неподвижного зеркала укреплена на стальных тросах 600-тонная платформа, на которую можно подняться по полукилометровому подвесному
мосту или по канатной дороге. Подвижная часть платформы поворачивается вокруг собственной оси. По рельсам вдоль платформы перемещается
управляемая компьютером кабина с облучателями и приемниками – так радиотелескоп наводится на исследуемый источник. Из-за неподвижности
антенны наблюдения любого источника не могут продолжаться более двух часов. Но этот недостаток компенсируется огромной площадью
зеркала, обеспечивающей высокую чувствительность. Радиотелескоп в Аресибо отличается от многих других также тем, что он может служить и
передающей антеной. В таком режиме выполнены уникальные эксперименты по радиолокации Солнца, Луны и планет Солнечной системы.
Эффельсберг
– В 1972 г. в Германии построен 100-метровый полноповоротный радиотелескоп. Он
сооружен в ущелье невысоких гор в 50 км от Бонна, вблизи небольшого городка Эффельсберг. Радиотелескоп имеет достаточно высокую точность
поверхности, что позволяет использовать его даже на волне 4 мм. Угловое разрешение телескопа на такой короткой волне составляет около 10″.
Этот радиотелескоп до сих пор считается крупнейшим в мире полноповоротным радиотелескопом.
Радиотелескопов с диаметром зеркала больше 50 м единицы. Вторым в Европе по размеру после Эффельсбергского
является 76-метровый радиотелескоп на обсерватории Джодрелл-Бэнк. Он эффективно используется только в дециметровом диапазоне
волн, так как точность поверхности зеркала не очень высокая.
РАТАН-600
– в 1994 г. в России начал работать 64-метровый радиотелескоп, третий по величине в Европе. Он расположен
недалеко от города Калязина на Волге, в 180 км к северу от Москвы. Крупным отечественным радиотелескопом является РАТАН-600
(Радителескоп Академии наук диаметром 600 м), сооруженный в 1976 г. на Северном Кавказе, близ станицы Зеленчукской. Зеркало этого
телескопа не покрывает всю площадь круга, а представляет собой кольцо диаметром 600 м, собранное из 895 алюминиевых щитов
высотой 7м. Угловое разрешение такой системы определяется диаметром кольца и составляет на волне 3 см около 10″. В реальных наблюдениях
все кольцо сразу используется редко. Телескоп разбит на секторы: северный, южный, восточный и западный. Щиты каждого сектора
ориентируются на выбранный источник, а в фокусе каждого сектора установлен облучатель, который может перемещаться, обеспечивая наблюдения
данного источника в течение нескольких минут.
До сих пор были рассмотрены радиотелескопы, на которых вся энергия радиоволн фокусируется с помощью
зеркала или системы зеркал на общий облучатель и усиливается затем одним приемником. Есть другой тип радиотелескопа: излучение
принимается независимыми антеннами, усиливается на каждой антенне и передается по кабелям или волноводам для общего суммирования сигнала.
Длинну кабелей подбирают так, чтобы сигналы ото всех антенн поступали на суммирующее устройство в одной фазе. Тем самым осуществляется электрическая
фокусировка всей антенной системы. Подобные радиотелескопы называются синфазными антеннами. На радиоастрономической станции
ФИАН в городе Пушкино Московской области работает Большая синфазная антенна (БСА), представляющая собой поле взаимосвязанных
дипольных антенн длиной 300 м и шириной 400 м. Эффективная собирающая площадь БСА почти такая же, как у радиотелескопа в Аресибо.
БСА работает на волне 3 м. На этом радиотелескопе исследуется прежде всего пульсары и ядра галактик.
