Астрономические Инструменты

способность идеального объектива;
относительное отверстие и проницающая сила телескопа;
рефракторы;
рефлекторы;
аберрации осевых пучков;
аберрации

наклонных пучков.
2. Радиотелескопы.
3. Космические обсерватории и аппараты.
4. Спектральные аппараты – назначение, основные элементы.
5. Приемники излучения.

э.)

космических объектов в оптической области спектра. Самым важным элементом О.Т.

является его объектив. Существуют зеркальные и линзовые объективы
(рефлекторы (рефлекторы и рефракторы (рефлекторы и рефракторы). Крупнейшие О.Т. имеют диаметр объектива 6-10 м. Самый крупный О.Т. в России (Большой Телескоп Азимутальный (рефлекторы и рефракторы). Крупнейшие О.Т. имеют диаметр объектива 6-10 м. Самый крупный О.Т. в России (Большой Телескоп Азимутальный с диаметром зеркала 6 м) находится на северном предгорье кавказского хребта (Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН (рефлекторы и рефракторы). Крупнейшие О.Т. имеют диаметр объектива 6-10 м. Самый крупный О.Т. в России (Большой Телескоп Азимутальный с диаметром зеркала 6 м) находится на северном предгорье кавказского хребта (Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН). Свет от астрономических объектов, собираемый О.Т., регистрируется приемниками излучения различных типов.

Телескоп, объективом Телескоп, объективом которого служит вогнутое зеркало Форма

зеркала может быть сферическая, параболическая или гиперболическая в зависимости от конструкции телескопа. Кроме главного зеркала для создания изображения часто используется небольшое "вторичное" зеркало (выпуклое или вогнутое), размещенное вблизи фокуса главного зеркала, а также плоские зеркала, выводящие фокальную плоскость за пределы трубы телескопа.

Телескоп, в котором в качестве объектива применяется линза

Телескоп, в котором в качестве объектива применяется линза. Обычно объектив из одной линзы используют лишь в простых любительских телескопах или в специальных приборах, где требуется минимальное рассеяние света (например, солнечный внезатменный коронограф). В большинстве телескопов-рефракторов используют сложные ахроматические объективы, содержащие несколько линз из разных сортов стекла; такая комбинация линз позволяет существенно снизить хроматическую аберрацию объектива.

в идеальном телескопе без атмосферы определяется только дифракцией и описывается

функцией Эйри:



где:

- интенсивность света в фокальной
плоскости как функция угловой
координаты ;
λ- длина волны света;
D - диаметр апертуры телескопа;
J1 - так называемая функция Бесселя.
Первое темное кольцо находится на угловом
расстоянии 1.22λ/D от центра. Часто это
расстояние считается мерой разрешения
идеального телескопа.

между точечными объектами, напр., звездами, которые можно различить в телескоп

раздельно. Р.с. телескопа теоретически ограничена тем, что вследствие дифракции света на краю объектива изображение даже точечного источника представляет собой кружок конечного размера. Изображения двух светящихся точек окажутся слившимися, если угловое расстояние между источниками не превышает радиуса первого темного дифракционного кольца в каждом из них:

(рад),
где λ - длина волны излучения, D - диаметр объектива. Величина определяет Р.с. идеального телескопа при идеальных условиях наблюдения. Различные несовершенства оптич. системы телескопа ухудшают его Р.с. Однако в большинстве случаев практический предел Р.с. телескопа обусловлен наличием воздушных потоков в атмосфере (турбулентностью воздуха). Турбулентность размывает изображение звезды, увеличивает его размеры и тем самым ухудшает Р.с. телескопа. При наблюдении слабых звезд повышение Р.с. играет столь же важную роль, как и увеличение диаметра объектива телескопа. Фактически Р.с. крупных телескопов составляет при хорошем качестве изображения от нескольких угловых секунд до нескольких десятых долей секунды.

диаметра D к фокусному расстоянию F: A=D/F. У телескопов для

визуальных наблюдений типичная величина 1/10 и меньше. У современных телескопов 1/4 и больше.

пред) точечных объектов (звезд), доступных наблюдениям (измерениям) с применением данного

телескопа и данного метода наблюдений.

П.с. невооруженного глаза (при условии отличного зрения) составляет .
Если считать, что потери света в оптич. системе телескопа равны 40%, то П.с. телескопа при визуальных наблюдениях составит
, где D - диаметр объектива телескопа в см. В том случае, когда П.с. обусловлена фоном неба, П.с. зависит от применяемого увеличения H (ф-ла Боуэна):

(с ростом увеличения быстро уменьшается видимая поверхностная яркость ночного неба, это облегчает видимость слабых звезд).
В общем случае П.с. зависит: от диаметра объектива телескопа; углового размера изображения звезд; фона неба; квантового выхода приемника излучения; времени накопления сигнала и др. факторов. При фотографических наблюдениях существует предельно возможное время экспозиции t, зависящее от яркости ночного неба и светосилы телескопа. П.с., соответствующая этим предельным экспозициям, оказывается зависящей не от диаметра, а от фокального расстояния телескопа. Реально достигаемая П.с. при наблюдениях с большими телескопами составляет 27-29m.

для всех преломляющих оптических приборов. Возникает из-за того, что коэффициент

преломления среды зависит от длины волны света. Синие лучи отклоняются линзой сильнее красных, и поэтому положения фокусов для лучей разных длин волн не совпадают. В результате изображение звезды выглядит как набор радужных колец.

из-за того, что лучи света, параллельные главной оптической оси объектива,

падая на сферическую поверхность линзы или зеркала, после преломления или отражения пересекаются не в одной точке. Края объектива строят изображение ближе к объективу, а центральная часть – дальше. В результате изображение имеет в фокальной плоскости нерезкий вид.

лучей света, идущих от источника, к оптической оси телескопа. При

этом изображение звезды имеет вид капли или кометы с ярким ядром и большим хвостом – отсюда и пошло название аберрации. Линейные размеры пятна комы пропорциональны расстоянию звезды от оптической оси и квадрату относительного отверстия объектива.
Система, свободная как от сферической аберрации, так и от комы, называется апланатической.

черточку. Лучи света от объекта, идущие в разных плоскостях, не

могут сфокусироваться на одной плоскости изображения. Размер астигматического изображения растет пропорционально квадрату углового расстояния звезды от центра оптической системы. Оптические системы, в которых исправлен астигматизм, называются анастигматическими.

одну точку, но эта точка не совпадает с изображением звезды

в идеальном телескопе. Из-за этого изображение квадрата будет иметь вид либо подушки, либо бочки. Оптические системы, свободные от дисторсии, называются ортоскопическими

от комы и астигматизма и обладающего большим полем. В камере

Шмидта используются вогнутое сферическое зеркало и коррекционная пластинка Шмидта, которая представляет собой почти плоское оптическое стекло, надлежащим образом заретушированное с одной стороны. Центральная часть пластинки действует как слабая положительная линза, внешняя часть пластинки – как слабая отрицательная линза. Такие оптические системы называются камерами Шмидта или системами Шмидта.

зависимости интенсивности I излучения лабораторных или небесных источников света от

длины волны или частоты . С.п. используются и при исследованиях в др. диапазонах электромагнитного излучения, напр. в радиодиапазоне, в рентгеновском и гамма-диапазонах, однако в этих диапазонах длин волн часто используются др. принципы построения аппаратуры, анализирующей зависимость I(λ) или I(ν).
Классические спектрографы содержат диспергирующие элементы, осуществляющие разделение падающего излучения по направлениям в зависимости от длины волны: дисперсионные элементы (призмы различных типов), дифракционные элементы (плоские или вогнутые дифракционные решетки, прозрачные или отражающие), интерференционные элементы (полупрозрачные отражающие пластины).

спектрометра):
S - входная щель прибора; L1

и L2 - объективы коллиматора и камеры (линзовые, зеркальные или зеркально-линзовые); D - диспергигующее устройство (призма или дифракционная решетка); Sp - спектр, регистрация которого может производится последовательно или параллельно; λi – положения резкого изображения входной щели для определенных длин волн.

research organisation for Astronomy in the Southern Hemisphere. It is

supported by Belgium, Denmark, Finland, France, Germany, Italy, the Netherlands, Portugal, Sweden, Switzerland and the United Kingdom. More countries are expected to join during the next years.
ESO operates the La Silla Paranal Observatory. At the Paranal siteESO operates the La Silla Paranal Observatory. At the Paranal site it runs the world's prime optical/infrared astronomical facility, the Very Large Telescope Array (VLT). Located 130 km south of Antofagasta, this 2,600 m high mountain is in the driest part of the Atacama desert. The VLT consists of four 8.2-meter and four 1.8-meter telescopes. Several of the telescopes can be used in combination as a unique, giant interferometer (Very Large Telescope Interferometer, VLTIESO operates the La Silla Paranal Observatory. At the Paranal site it runs the world's prime optical/infrared astronomical facility, the Very Large Telescope Array (VLT). Located 130 km south of Antofagasta, this 2,600 m high mountain is in the driest part of the Atacama desert. The VLT consists of four 8.2-meter and four 1.8-meter telescopes. Several of the telescopes can be used in combination as a unique, giant interferometer (Very Large Telescope Interferometer, VLTI). In addition, ESO operates the La Silla site, 600 km north of Santiago de Chile, at 2,400 m altitude where state-of-the-art medium-sized telescopes are in operation. More than 1500 proposals are made each year for the use of the ESO telescopes.
The ESO Headquarters are located in Garching, near Munich, Germany. This is the scientific, technical and administrative centre of ESO where technical development programmes are carried out to provide the Observatory with the most advanced instruments. There are also extensive astronomical data facilities. The ESO Headquarters also houses the joint ESO/ESA European Coordination Facility for the Hubble Space Telescope.
ESO is currently engaged in a major new project for the construction of an array of 12-m telescopes for observation in the mm/sub-mm wavelength domain. Known as the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), this is a joint European/North American project. Japan is expected to join this project. Furthermore, studies for an extremely large optical telescope are being undertaken by ESO.

of Hawaii.From a remote outpost on the summit of Hawaii's

dormant Mauna Kea volcano, astronomers at the W.M. Keck Observatory probe the deepest regions of the universe with unprecedented power and precision. Their instruments are the twin Keck Telescopes, the world's largest optical and infrared telescopes. Each stands eight stories tall and weighs 300 tons, yet operates with nanometer precision. At the heart of each Keck Telescope is a revolutionary primary mirror. Ten meters in diameter, the mirror is composed of 36 hexagonal segments that work in concert as a single piece of reflective glass.
Made possible through grants totaling nearly $200 million from the W.M. Keck Foundation and NASA, the observatory is operated by CARA for the California Institute of Technology, and the University of California, with the National Aeronautics and Space Administration (NASA), which joined the partnership in October, 1996. The Keck I telescope began science observations in May, 1993; Keck II began operation in October, 1996.

(Калифорнийский технологический институт , Калифорнийский университет)

выключенным исправлением турбулентности.

ней видны три основных действующих телескопа.(1,9м, 1,0м и 0,75м). Высота 1758

м.

- Ошеломляюще Большой Телескоп)

в обычном понимании этого слова. Правда, точность изготовления его поверхности

20-30 мкм не идет ни в какое сравнение с точностью ювелирно исполненных зеркал оптических телескопов, измеряемой в нанометрах. Но для волн длиннее 0.3 мм этого вполне хватает. (Швейцарские Альпы, 3135 м).

защитная мембрана из горетекса подсвечена изнутри.

фрагментов, плотно стыкованных вместе. Свой первый свет оно увидело в

1987 году. Несмотря на очень высокую точность изготовления поверхности, его все же чаще называют не зеркалом, а антенной, или "тарелкой": просто потому, что субмиллиметровый диапазон формально уже не относится к оптическому, но тяготеет к радио.

которые проецируется область неба диаметром 2.3 угловых минуты. Три дополнительных

конических раструба по краям - однопискельные фотометры для более длинноволновых окон прозрачности неба (1.1, 1.35 и 2 мкм).

снятием вторичного зеркала для запланированной переполировки мембрана из горетекса всегда

удаляется. Главное зеркало, или антенна, занимают почти все пространство под каруселью. На переднем плане: купол ближайшего соратника телескопа Максвелла - 10-метрового субмиллиметрового телескопа CSO Калифорнийского технологического университета. В паре с JCMT, он превращается в неподвижный одноплечевой интерферометр.

Кеа. Хорошо видно, что с ростом длины волны она катастрофически

падает. В день измерения мощность колонки водяного пара над вершиной составляла всего 1.2 мм.

Атакаме - одной из самых высокогорных пустынь мира, точнее в

местечке под названием Льлано де Чайнатор. Впереди высится вершина Серро-Часкон (около 5700 м), а слева за кадром - другой великан, вершина Серро-Чайнатор (около 5600 м). Тени в полдень падают в Атакаме строго на юг... Нет, нет, не подумайте, место это не заколдовано - просто мы находимся в южном полушарии. Здесь, на высоте 5050 метров над уровнем моря через несколько лет планируется создать инструмент, которому будет под силу не только разглядывать детали мощных пылевых дисков около Вега-подобных светил, но и регистрировать гораздо более слабые запыленные пояса реликтовых планетезималей, подобные нашему поясу Койпера. Кто знает, может быть именно с этих высот астрономы возвестят миру о том, что не 5% и даже не 15%, а почти все 100% звезд главной последовательности имеют планетные системы.

астрономами над высокогорной чилийской пустыней Атакама у северо-восточного склона горы

Чайнатор в районе Пампа ля Бола (4800 м) - около места, где планируется построить крупнейший в мире массив субмиллиметровых телескопов, работающих в режиме интерферометра (ALMA).

south-west