Teleskope, das wichtigste astronomische Instrument der Menschheit, haben seit 400 Jahren keine grundlegenden Änderungen in ihren Funktionsprinzipien erfahren. Dank der Umsetzung des Projekts Segmented Planar Imaging Detector for Electro-optical Reconnaissance (SPIDER), das Teil eines größeren Programms der Pentagon Advanced Research Projects Agency DARPA ist, neue Technologie, wodurch Sie große und sperrige Linsen und Spiegel durch kompaktere Einheiten ersetzen können. Der Einsatz dieser von Lockheed Martin-Spezialisten entwickelten optischen Einheiten, die viele lichtbrechende Miniaturelemente umfassen, wird die Größe der nächsten Generation von Teleskopen um das 10- bis 100-fache reduzieren.

Der grundlegende Aufbau und die Funktionsprinzipien des Teleskops sind seit der Erfindung des Geräts im Jahr 1608 im Wesentlichen gleich geblieben. Die große vordere Linse bündelt das Licht und lenkt es zur hinteren kleineren Linse, die das Bild formt. Im Laufe des letzten Jahrhunderts wurde das Design von Teleskopen mehrfach verbessert, das Haupthindernis für die Verbesserung der Leistungsfähigkeit solcher Teleskope blieb jedoch ungelöst. Und es liegt darin, dass zur Leistungssteigerung des Teleskops eine Vergrößerung und damit auch eine Vergrößerung des Gewichts der vorderen Hauptlinse erforderlich ist.

Das Problem ist der Herstellungsprozess optische Linsen ist ein langsamer Prozess, der eine ungewöhnlich hohe Präzision erfordert, und die Herstellung der Hauptlinsen großer Teleskope kann Jahre dauern. Darüber hinaus neigen Glaslinsen unter dem Einfluss der Schwerkraft dazu, durchzuhängen, sind für Licht bestimmter Wellenlängen nicht vollständig transparent und weisen immer ein gewisses Maß an Restfarbe und sphärischer Verzerrung auf. Aus all diesen Gründen verfügt das heute größte Brechungsteleskop über eine Linse mit einem Durchmesser von 100 Zentimetern. Es befindet sich am Yerkes-Observatorium und wurde 1895 gebaut.

Die von Lockheed Martin und Wissenschaftlern der University of California in Davis entwickelte SPIDER-Technologie ermöglicht den Ersatz einer großen Teleskoplinse durch viele kleine Linsen, ähnlich den Facettenaugen von Insekten. Jede winzige Linse fokussiert Licht auf die Oberfläche von Sensoren, photonischen integrierten Schaltkreisen aus Silizium. So werden aus einem Teleskop viele mikroskopisch kleine Einzelkameras.

Der Schlüssel zur SPIDER-Technologie liegt darin, dass sie die Prinzipien der Interferometrie nutzt. Typischerweise werden solche Prinzipien von Astronomen verwendet, die mehrere voneinander entfernte optische oder Radioteleskope verwenden, die in Hardware und Software zu einem riesigen Teleskop kombiniert sind. Durch die Verwendung von Daten über die Amplitude und Phase empfangener Radiosignale oder Lichts können Wissenschaftler Bilder mit einer viel höheren Auflösung erstellen als Bilder, die mit einem einzelnen Teleskop aufgenommen werden.

Lockheed Martin nutzte das gleiche Prinzip, jedoch in viel kleinerem Maßstab. Das Ergebnis ist ein recht kompaktes und leichtes Teleskop, das auf einer Standard-Raumfahrzeugplattform installiert werden kann.

„Am meisten verbrauchen moderne Technologien„Wir haben ein interferometrisches Array geschaffen, das eine Auflösung bietet, die mit der von hochwertigen Digitalkameras vergleichbar ist“, sagte Alan Duncan, leitender Wissenschaftler bei Lockheed Martin.

Die winzigen Linsen der einzelnen SPIDER-Array-Elemente erfordern keine so sorgfältige und präzise Verarbeitung wie Teleskoplinsen. Um eine Auflösung zu erhalten, die beispielsweise einem 100-cm-Teleskop entspricht, muss die SPIDER-Matrix die gleichen Abmessungen haben. Die SPIDER-Matrix wird jedoch so dünn sein, dass die gesamte Platz- und Gewichtseinsparung bis zu 99 Prozent betragen kann. Darüber hinaus dauert die Herstellung der optischen Komponenten eines SPIDER-Arrays Wochen statt Jahre.

Ein auf SPIDER-Arrays basierendes Teleskop ist ein flaches Design, das rund, sechseckig oder komplexer geformt sein kann, sodass es auf einer Oberfläche montiert werden kann Raumschiff, z.B. Die SPIDER-Technologie ist derzeit in frühen Zeitpunkt deren Umsetzung zu prüfen und auf das Niveau zu bringen praktische Anwendung kann bis zu 5-10 Jahre dauern.

„Die SPIDER-Technologie hat das Potenzial, in Zukunft spannende Entdeckungen zu ermöglichen und kompakte, hochwertige Systeme in die Umlaufbahn um Planeten wie Saturn und Jupiter zu bringen“, sagt Alan Duncan. „Dabei werden Größe und Gewicht der Teleskope um den Faktor 10 reduziert.“ „100 Mal wird es möglich sein, mehr astronomische Instrumente in den Weltraum zu schicken, wodurch Wissenschaftler viele neue und interessante Dinge entdecken können.“

Bis zur Mitte des 19. Jahrhunderts. Der Fraunhofer-Refraktor wurde zum Hauptinstrument der beobachtenden Astronomie. Hochwertige Optik, praktische Montage, ein Uhrmechanismus, der es Ihnen ermöglicht, das Teleskop ständig auf den Stern zu richten, Stabilität und das Fehlen ständiger Anpassungen und Anpassungen haben selbst bei den anspruchsvollsten Beobachtern wohlverdiente Anerkennung gefunden. Es scheint, dass die Zukunft der Refraktoren wolkenlos sein sollte. Die aufschlussreichsten Astronomen haben jedoch bereits ihre drei Hauptnachteile erkannt: Es handelt sich immer noch um einen auffälligen Chromatismus, die Unmöglichkeit, eine Linse mit sehr großem Durchmesser herzustellen, und die im Vergleich zu einem Cassegrain-Reflektor mit demselben Fokus ziemlich große Länge der Röhre.

Der Chromatismus wurde deutlicher, weil sich der Spektralbereich, in dem Himmelsobjekte untersucht wurden, erweiterte. Fotoplatten jener Jahre reagierten empfindlich auf violette und ultraviolette Strahlen und fühlten sich nicht an für das Auge sichtbar der blaugrüne Bereich, für den Refraktorlinsen achromatisiert wurden. Es war notwendig, Doppelteleskope zu bauen, bei denen ein Tubus eine Linse für fotografische Beobachtungen trug, der andere für visuelle Beobachtungen.

Darüber hinaus wirkte die Refraktorlinse mit ihrer gesamten Oberfläche, und im Gegensatz zu einem Spiegel war es unmöglich, von der Rückseite Hebel unter sie zu legen, um ihre Durchbiegung zu verringern, und bei Spiegelteleskopen wurden solche Hebel (Entladesystem) von Anfang an verwendet . Daher hörten Refraktoren bei einem Durchmesser von etwa 1 m auf und Reflektoren erreichten später 6 m, und das ist nicht die Grenze.

Wie immer wurde die Entstehung neuer Reflektoren durch die Entwicklung der Technologie erleichtert. Mitte des 19. Jahrhunderts schlug der deutsche Chemiker Justus Liebig ein einfaches vor chemische Methode Versilberung von Glasoberflächen Dadurch wurde es möglich, Spiegel aus Glas herzustellen. Es lässt sich besser polieren als Metall und ist viel leichter. Auch die Glasmacher verbesserten ihre Methoden, und wir könnten getrost von Rohlingen mit einem Durchmesser von etwa 1 m sprechen.

Es blieb die Entwicklung einer wissenschaftlich fundierten Methode zur Überwachung von Hohlspiegeln, was Ende der 50er Jahre erfolgte. 19. Jahrhundert Der französische Physiker Jean Bernard Leon Foucault, Erfinder des bekannten Pendels. Er platzierte eine Punktlichtquelle im Krümmungszentrum des zu testenden sphärischen Spiegels und blockierte dessen Bild mit einem Messer. Indem Sie auf die Seite schauen, auf der sich bei Bewegung des Messers senkrecht zur Spiegelachse ein Schatten bildet, können Sie das Messer genau scharfstellen und dann sehr deutlich die Inhomogenitäten und Fehler der Oberfläche erkennen. Mit dieser Methode lassen sich auch Refraktoren untersuchen: Als Punktquelle dient ein Stern. Die Foucault-Methode ist einfühlsam und visuell und wird auch heute noch von Amateuren und Profis verwendet.

Foucault baute nach seiner eigenen Methode zwei Teleskope mit einer Rohrlänge von 3,3 m und einem Durchmesser von 80 cm. Es zeigte sich, dass die Fraunhofer-Refraktoren einen starken Konkurrenten hatten.

Im Jahr 1879 stellte der Optiker Common in England einen konkaven Parabolspiegel aus Glas mit einem Durchmesser von 91 cm her. wissenschaftliche Methoden Kontrolle. Der Spiegel wurde von einem wohlhabenden Astronomie-Enthusiasten, Crossley, gekauft und in ein Teleskop eingebaut. Dieses Instrument gefiel seinem Besitzer jedoch nicht und 1894 kündigte Crossley seinen Verkauf an. Das in Kalifornien organisierte Lick Observatory erklärte sich bereit, es zu kaufen, wenn auch kostenlos.

Der Crossley-Reflektor traf gute Hände. Astronomen wollten das Maximum daraus herausholen: Mit dem neuen Teleskop wurden astronomische Objekte fotografiert; Mit seiner Hilfe wurden viele bisher unbekannte extragalaktische Nebel entdeckt, die dem Andromeda-Nebel ähneln, jedoch eine kleinere Winkelgröße haben. Der Glasreflektor der ersten Generation erwies sich als effektiv.

Das nächste Teleskop dieser Art wurde auf amerikanischem Boden gebaut – ebenfalls in Kalifornien, am neu geschaffenen Mount Wilson Solar Observatory. Der Rohling für den Spiegel mit einem Durchmesser von 1,5 m wurde in Frankreich gegossen; Die Bearbeitung erfolgte im Observatorium, mechanische Teile wurden beim nächstgelegenen Eisenbahndepot bestellt.

Wie aus den Unterlagen hervorgeht, trug eine Person die volle Verantwortung für das neue Teleskop – der Optiker George Ritchie. Er war es, um es deutlich auszudrücken moderne Sprache, der Chefdesigner dieses Geräts. Die wichtigsten Verbesserungen waren ein sehr guter Uhrmechanismus, neues System Lager, eine Vorrichtung zum schnellen Bewegen der Fotokassette in zwei Richtungen und Maßnahmen zum Temperaturausgleich in der Nähe des Hauptspiegels, um seine Form vor Verformungen aufgrund der Wärmeausdehnung zu schützen. Ritchie hat den Himmel selbst fotografiert; Die Belichtungszeit erreichte 20 Stunden (für den Tag, an dem die Kassette mit der Fotoplatte in einem dunklen Raum aufbewahrt wurde).

Die Ergebnisse ließen nicht lange auf sich warten: Richies großartige Fotografien werden immer noch in Lehrbüchern und populären Publikationen veröffentlicht.

Der nächste, bereits 2,5 Meter lange Reflektor begann 1918 am Mount Wilson zu arbeiten. Alle Verbesserungen seines Vorgängers und die Erfahrungen aus seinem Betrieb flossen damals in den Bau eines gigantischen Instruments ein.

Das neue Teleskop war insofern effektiver als das vorherige, als ein gewöhnlicher Astronom, der keine Erfahrung im Umgang mit Teleskopen hatte, damit leicht die gleichen schwachen Sterne fotografieren konnte, die mit dem 1,5-Meter-Teleskop als Rekordteleskop aufgenommen wurden. Und in den Händen eines Meisters seines Fachs ermöglichte dieses Teleskop eine Weltklasse-Entdeckung. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Die Entfernung zu den nächstgelegenen Galaxien war für Astronomen das gleiche Rätsel wie die Entfernung von der Erde zur Sonne zu Beginn des 17. Jahrhunderts. Es gibt Arbeiten, die behaupten, dass sich der Andromedanebel in unserer Galaxie befindet. Die Theoretiker schwiegen klugerweise; Inzwischen wurde bereits eine zuverlässige Methode zur Entfernungsbestimmung zu entfernten Sternensystemen anhand veränderlicher Sterne entwickelt.

Im Herbst 1923 der erste variabler Stern der gewünschte Typ - Cepheid. Bald stieg ihre Zahl in verschiedenen Galaxien auf zehn. Es war möglich, die Perioden dieser Variablen und daraus die Entfernungen zu anderen Galaxien zu bestimmen.

Durch die Messung der Entfernungen zu mehreren extragalaktischen Nebeln konnte festgestellt werden, dass sich eine Galaxie umso schneller von uns entfernt, je weiter sie entfernt ist.

Die 1,5- und 2,5-Meter-Reflektoren leisten seit langem treue Dienste in der beobachtenden Astronomie; Aufgrund der Luftverschmutzung durch die Metropole Los Angeles sind sie inzwischen außer Betrieb.

Lassen Sie uns die Hauptmerkmale moderner Teleskope der ersten Generation auflisten.

Erstens haben ihre Hauptspiegel eine streng parabolische Form. Sie bestehen aus spiegelartigem Glas mit einem erheblichen Wärmeausdehnungskoeffizienten (was ein Nachteil ist, da die Form des Spiegels aufgrund der ungleichen Temperatur seiner verschiedenen Teile verzerrt ist) und sehen aus wie ein massiver Zylinder mit einem Verhältnis von Dicke zu Durchmesser ungefähr 1:7.

Zweitens erfolgt die Konstruktion ihres Rohres nach dem Prinzip maximaler Steifigkeit. Der darin montierte Haupt- und Sekundärspiegel müssen innerhalb der bei der Berechnung der Optik angegebenen Fehlergrenzen auf einer Achse liegen. Ist dies nicht der Fall, verschlechtert sich mit Sicherheit die Qualität des Teleskops. Daher ist die Konstruktion des Teleskoprohrs so ausgelegt, dass in jeder Position die Durchbiegung des Rohrs geringer ist als die von der Optik vorgegebene Toleranz. Natürlich ist eine solche Pfeife ziemlich massiv. Teleskoplager - Gleit- oder Kugellager. Bei den ersten beiden Teleskopen wird die Belastung durch Schwimmkörper verringert, auf denen das Teleskop nahezu in Quecksilberbädern schwebt.

Die Entwicklung der Astronomie geht unvermindert weiter und weltweit werden viele neue Teleskope für verschiedene Zwecke gebaut. Kurzbeschreibung Die bemerkenswertesten Projekte in dieser Rezension:

Suche nach Planeten

Moderne Teleskope sind nur dann in der Lage, einen Planeten um einen anderen Stern zu finden, wenn dieser sehr nahe am Stern liegt oder sehr groß ist (betrachtet man das Analogon). Sonnensystem Kepler würde nur Saturn und Jupiter finden. Um Analogien der Erde in anderen Sternen zu finden und herauszufinden, was mit ihnen passiert ist, wird eine neue Generation weltraum- und bodengestützter Teleskope geschaffen.

Das TESS-Teleskop wird 2017 gestartet. Seine Aufgabe ist es, nach Exoplaneten zu suchen. Bei gutem Ergebnis wird es 10.000 neue Exoplaneten finden, doppelt so viele wie bisher entdeckte.

Das 2017 gestartete Weltraumteleskop CHEOPS soll nach Exoplaneten um die dem Sonnensystem am nächsten gelegenen Sterne suchen und diese untersuchen.

Das James-Webb-Teleskop ist der Nachfolger von Hubble und die Zukunft der Astronomie. Es wird das erste sein, das Planeten von der Größe der Erde und kleiner findet und auch noch weiter entfernte Nebel fotografiert. Der Bau des Teleskops kostete 8 Milliarden US-Dollar. Es wird im Herbst 2018 ins All geschickt.

Das Dreißig-Meter-Teleskop war vielleicht das erste einer Reihe „extrem großer Teleskope“, die viel weiter sehen konnten als bestehende Teleskope, aber für die Hawaiianer ist der Berg, auf dem es gebaut wird, heilig und sie haben auf seine Abschaffung gedrängt. Jetzt wird es also verschoben und bestenfalls woanders gebaut.

Kapitel 4

Das bodengestützte Riesen-Magellan-Teleskop wird eine zehnmal höhere Auflösung haben als Hubble. Im Jahr 2024 wird es voll funktionsfähig sein.

Aber das größte Teleskop der Welt wird das European Extremely Large Telescope (E-ELT) sein. Im besten Fall wird es sogar in der Lage sein, Exoplaneten visuell zu beobachten, sodass wir erstmals Planeten um andere Sterne sehen könnten. Der Arbeitsbeginn ist ebenfalls 2024.

Das PLATO-Teleskop wird der Nachfolger von James Webb sein und in den 2020er Jahren auf den Markt kommen. Seine Hauptaufgabe wird, wie die anderen auch, darin bestehen, Exoplaneten zu finden und zu untersuchen und er wird in der Lage sein, ihre Struktur zu bestimmen (sind sie feste oder gasförmige Riesen).

Das ebenfalls für die 2020er Jahre geplante Wfirst-Teleskop wird sich auf die Suche nach entfernten Galaxien spezialisieren, aber auch Exoplaneten finden und Bilder der größten von ihnen übertragen können.

Chinas STEP-Teleskop (Search for Terrestrial Exo Planets) wird in der Lage sein, erdähnliche Planeten in einer Entfernung von bis zu 20 Parsec von der Sonne zu entdecken. Der Start wird zwischen 2021 und 2024 erwartet.

Das für die zweite Hälfte der 2020er Jahre geplante NASA-Weltraumteleskop ATLAST wird die Galaxie nach Biomarkern absuchen, die auf das Vorhandensein von Leben hinweisen (Sauerstoff, Ozon, Wasser).

Lockheed Martin entwickelt ein neues Teleskop – SPIDER. Es muss Licht auf eine andere Art und Weise sammeln und das wird es uns ermöglichen, ein effektives Teleskop kleinerer Größe zu bauen, denn wenn man sich frühere Projekte ansieht, werden sie immer gigantischer.

Mittlerweile wurden noch keine neuen Teleskope zur Suche nach Exoplaneten gestartet oder gebaut, wir haben heute nur noch 3 Beobachtungsprojekte. Weitere Details dazu finden Sie in der Planetensuchtabelle:

Planeten-Nachschlagetabelle

Reis. 3.26. Spiegel eines 3-Meter-Lick-Reflektors auf einer Schleifmaschine. Trotz der Wabenstruktur ist ein starrer Spiegel selbst mit relativ kleinem Durchmesser recht dick.

IN letzten Jahren Es entstehen Teleskope der neuen Generation mit einer Öffnung von 8-10 m. Würde ein Spiegel dieses Durchmessers mit alter Technologie hergestellt, würde er Hunderte Tonnen wiegen. Daher kommen neue technische Prinzipien zum Einsatz: Der Hauptspiegel besteht entweder aus mehreren kleinen Spiegeln oder ist so dünn, dass er seine Form nicht selbst beibehalten kann und ein spezielles mechanisches System erfordert. Die größten sind derzeit die 10-Meter-Zwillingsteleskope Keck-1 und Keck-2, die am Mauna-Kea-Observatorium (Hawaii-Insel) installiert sind, und das Grand Canary Telescope (Gran Telescopio Canarias, GTC) auf der Insel. Palme. Ihre Spiegel sind aus 36 sechseckigen Elementen mit einem Durchmesser von 2 m zusammengesetzt. Ein Computersystem passt ihre relative Position ständig an, um kohärent wie ein einzelner Spiegel zu funktionieren.

Reis. Der 3,27,120 Zoll (305 cm) große Shane-Reflektor des Lick Observatory (1959).

Etwas kleiner sind die vier Teleskope VLT (Very Large Telescope) mit monolithischen Spiegeln mit einem Durchmesser von 8,2 m. Sie sind auf dem Gipfel des Berges Cerro Paranal installiert, der sich im Herzen der leblosen Atacama-Wüste (Chile) in 12 km Entfernung befindet von der Pazifikküste, wo die Bedingungen für astronomische Beobachtungen nahezu ideal sind. Dieser Komplex gehört zur Europäischen Südsternwarte (ESO) und ist seit 10 Jahren erfolgreich in Betrieb. Auch das Large Binocular Telescope (LBT) am Mount Graham Observatory (Arizona), das über zwei 8,4-Meter-Spiegel auf einer Montierung verfügt, hat seine Arbeit aufgenommen.

An dieser Stelle sollte ich beachten, dass das Geburtsdatum eines großen Teleskops kein vollständig definierter Begriff ist. Ein Riesenteleskop ist eine sehr komplexe Maschine. Es gibt mehrere Momente, die man als „Geburtstag“ bezeichnen kann: die Installation des Hauptspiegels, das erste Licht – das erste Fotografieren des Himmels, die feierliche Eröffnung mit dem Durchschneiden des Bandes in Anwesenheit von Gästen und Management (a (die Champagnerflasche ist am Teleskop nicht zerbrochen). Einer dieser Momente wird als Geburtsdatum des Teleskops angegeben. Doch die endgültige Entwicklung dauert meist Jahre. Große Teleskope wachsen wie große Tiere langsam und altern nicht lange. Sie leben und arbeiten 100 Jahre oder länger, erwerben nach und nach größere Fähigkeiten und bringen immer wichtigere Ergebnisse. Es kommt oft vor, dass ein Teleskop seine Funktionsfähigkeit verliert, nicht weil es selbst gealtert ist, sondern weil es Umgebung. Darüber werden wir am Ende des Kapitels sprechen, wenn wir über Astroklima sprechen. Und jetzt – ein kleiner Rückzugsort.

Astronomen haben die Tradition, großen Teleskopen eigene Namen zu geben. Bisher waren dies die Namen berühmter Wissenschaftler oder Philanthropen, deren Einsatz und Geld zur Entstehung einzigartiger wissenschaftlicher Instrumente beitrugen. Beispielsweise wurden die Meter-Refraktoren „Lick“ und „Yerkes“, der 100-Zoll-Reflektor „Hooker“, die 10-Meter-Teleskope „Keck“ nach Philanthropen benannt und die Teleskope mit 3-5 Metern Durchmesser „Hale“, „Herschel“. “, „Mayol“, „Struve“, „Shane“ und „Shine“ – zu Ehren berühmter Astronomen. Das einzigartige Weltraumteleskop wurde nach dem berühmten amerikanischen Astronomen Edwin Hubble benannt. Mitarbeiter der ESO in Chile, die ein riesiges VLT-System aus vier 8-Meter- und drei 2-Meter-Teleskopen bauen, beschlossen, nicht von dieser Tradition abzuweichen und ihren Riesen auch Eigennamen zu geben. Ich muss sagen, dass dies sehr praktisch ist, wenn lange technische Symbole ersetzt werden einfache Namen. Unter Berücksichtigung lokaler Traditionen beschlossen sie, diesen Teleskopen Namen zu geben, die aus der Sprache des im Süden Chiles lebenden Mapuche-Volkes stammen. Von nun an werden Acht-Meter-Teleskope in der Reihenfolge ihrer Geburt wie folgt bezeichnet: „Antu“ (Sonne), „Kuyen“ (Mond), „Melipal“ (Kreuz des Südens) und „Yepun“ (Venus). Es ist wunderschön, auch wenn es beim ersten Mal etwas schwierig ist, sich daran zu erinnern.

Tabelle 3.3

Sechs Generationen von Spiegelteleskopen

Es muss gesagt werden, dass die Astronomen selbst zunächst von diesen Namen verwirrt waren. Nachdem sie dem vierten Teleskop den klangvollen indischen Namen Yepun gegeben hatten, übersetzten die Wissenschaftler seine Bedeutung als „der hellste Stern des Nachthimmels“, und da Sirius ein solcher ist, waren sich die Astronomen sicher, dass sie ihr Teleskop nach diesem Stern benannten. Als jedoch bereits die „Taufe“ der Teleskope stattgefunden hatte, bezweifelten einige Sprachexperten die Richtigkeit dieser Übersetzung und führten zusätzliche Recherchen durch. Es war gar nicht so einfach, Experten für eine fast ausgestorbene Sprache zu finden. Aber wir haben trotzdem herausgefunden, dass das Wort „yepun“ nicht „der hellste Stern der Nacht“ (also Sirius) bedeutet, sondern „Abendstern“ und sich auf den Planeten Venus bezieht. Beachten Sie, dass die Mapuche-Indianer, wie viele alte Völker, den „Abendstern“ und den „Morgenstern“ nicht mit einem Planeten Venus in seinen unterschiedlichen Positionen relativ zur Sonne identifizierten, sondern sie als zwei verschiedene Leuchten betrachteten. Daher trägt das vierte 8-Meter-Teleskop der ESO mit dem Namen Yeppun den Namen des „Abendsterns“ – Venus. Ein sehr würdiger astronomischer Name, wenn auch nicht so „stellar“, wie ursprünglich beabsichtigt.

Obwohl kein einziges großes Teleskop die vorherigen wiederholt, sondern neue technische Elemente enthält, kann die Entwicklung der größten Spiegelteleskope als Wechsel mehrerer Generationen dargestellt werden (Tabelle 3.3).

Was zeichnet bodengebundene Teleskope der neuesten, fünften Generation aus? Es gibt viele dieser Merkmale: Sie stecken in Materialien, Technologien und grundlegend neuen Ideen, die bereits umgesetzt wurden oder in den Startlöchern stehen. Das Hauptmerkmal der neuen Teleskope ist der Verzicht auf einen starren Spiegel. Die Aufrechterhaltung der idealen Form des Hauptspiegels und generell der vorgegebenen optischen Parameter des Teleskops obliegt nun dem aktiven Optiksystem. Was ist das?

Das aktive Optiksystem ist ein automatisches System zur Aufrechterhaltung der idealen Form und richtigen Ort optische Elemente des Spiegelteleskops, hauptsächlich seine Haupt- und Sekundärspiegel. Sie versuchen, den Spiegeln bei der Herstellung in einem optischen Werk eine ideale Form (Paraboloid, Hyperboloid oder Kugel, je nach optischem Design des Teleskops) zu geben, doch oft bleiben unentdeckte Mängel zurück. Anschließend verschlechtert sich die Qualität der Spiegel, wenn diese zur Sternwarte transportiert werden und das Teleskop im Turm montiert wird. Während des Betriebs des Teleskops sind seine Elemente wechselnden mechanischen und thermischen Belastungen ausgesetzt, die durch Rotationen des Teleskops beim Ausrichten auf Beobachtungsobjekte, tägliche Temperaturänderungen usw. verursacht werden. Höhenrotationen verzerren insbesondere die Form des Hauptspiegels des Teleskops Sie führen außerdem zu einer variablen Biegung des Strukturteleskops, wodurch die Ausrichtung der optischen Elemente gestört wird.

Historisch gesehen basierte die Beibehaltung der Form optischer Elemente von Teleskopen auf deren Steifigkeit. Wie wir bereits wissen, zu Ende des 19. Jahrhunderts V. Brechungsteleskope stießen an ihre Grenzen: Mit zunehmendem Durchmesser und Gewicht der Linsen wurde es immer schwieriger, ihre Form beizubehalten, da die Linse nur um den Umfang herum befestigt werden konnte. Als der Durchmesser der Linsenobjektive 1 m erreichte, waren die technischen Möglichkeiten erschöpft: Die beiden größten Linsenteleskope der Welt: Die Refraktoren der Observatorien Lick (91 cm) und Yerkes (102 cm) werden zumindest solange nicht übertroffen werden Die Linsen bestehen aus Glas und die Teleskope selbst befinden sich unter normalen Schwerkraftbedingungen auf der Erdoberfläche.

Reis. 3.28. Schematische Darstellung aktives optisches System, das am Europäischen Südobservatorium eingesetzt wird.

Das Problem der Linsenverformung wurde durch die Umstellung auf Spiegelteleskope gelöst: Eine starre Teleskophalterung stützt die Linsenspiegelscheibe entlang ihrer gesamten Unterseite und verhindert so ein Durchbiegen. Jetzt sind sie so optische Systeme werden passiv genannt. Das Gewicht des Spiegels wurde ohne Verlust an Steifigkeit deutlich reduziert, so dass er die Form einer Wabe erhielt und nur die obere Spiegelfläche massiv blieb. Für die größten Spiegel mit einem Durchmesser von 2,5–6,0 m gilt schließlich a Mechanisches System Entladung Es stützt den Spiegel von unten an mehreren Punkten, so dass die Stützkraft von der Position des Teleskops abhängt: Je näher das Teleskop am Zenit liegt und je horizontaler sein Hauptspiegel daher liegt, desto stärker ist die Stützwirkung. Die „Finger“ liegen von unten daran an und verhindern so, dass sich der Spiegel verbiegt. Tatsächlich war dies der erste Schritt hin zu einem aktiven Optiksystem.

Also nahm das 2,5-Meter-Teleskop seine Arbeit auf und lieferte hervorragende wissenschaftliche Ergebnisse, und das Team, das sich am Mount Wilson Observatory um es herum gebildet hatte, blickte mutig in die Zukunft und diskutierte die Möglichkeit, ein größeres Instrument zu bauen. Gleichzeitig nannten sie den Durchmesser 5 und sogar 7,5 m. Das Verdienst des Leiters des Observatoriums, J. Hale, besteht darin, dass er seine Mitarbeiter vor unnötigem Verlangen nach allem bewahrt hat große Größen und begrenzte den Durchmesser des neuen Geräts auf fünf Meter. Darüber hinaus bekam er (und dies angesichts einer drohenden Wirtschaftskrise 1929-1933) eine beträchtliche Menge, die den Beginn der Arbeiten ermöglichte.

Es war unmöglich, den Spiegel massiv zu machen: Seine Masse würde 40 Tonnen betragen, was die Struktur des Tubus und andere Teile des Teleskops übermäßig belasten würde. Es konnte auch nicht aus Spiegelglas hergestellt werden, da die Betrachter bereits mit solchen Spiegeln zu kämpfen hatten: Bei Wetterumschwüngen und sogar beim Wechsel von Tag und Nacht verzerrte sich die Form des Spiegels und er kam äußerst langsam „zu sich selbst“. . Die Designer wollten einen Spiegel aus Quarz herstellen, dessen Wärmeausdehnungskoeffizient 15-mal geringer ist als der von Glas, was jedoch nicht möglich war.

Ich musste mich für Pyrex entscheiden, eine Art hitzebeständiges Glas, das für die Herstellung transparenter Pfannen und Töpfe entwickelt wurde. Der Anstieg des Ausdehnungskoeffizienten betrug das 2,5-fache. 1936 wurde der Spiegel im zweiten Versuch gegossen; Auf der Rückseite hatte es eine Rippenstruktur, die das Gewicht auf 15 Tonnen reduzierte und die Wärmeübertragungsbedingungen verbesserte. Die Bearbeitung des Spiegels erfolgte in der Sternwarte; während des Zweiten Weltkrieges ruhte es und endete 1947. Ende 1949 wurde das 5-Meter-Teleskop in Betrieb genommen:

Wie bei den Reflektoren der ersten Generation war die Form seines Hauptspiegels parabolisch; Beobachtungen konnten an Newtonschen, Cassegrain-, geraden oder gebrochenen Brennpunkten durchgeführt werden. Letzterer bewegt sich nicht, wenn sich das Teleskop bewegt, und kann schwere stationäre Geräte wie einen großen Spektrographen aufnehmen.

Das Design des 5-Meter-Reflektorrohrs wurde drastisch verändert: Es war nicht mehr starr. Die Ingenieure ließen zu, dass seine Enden relativ zur Mitte gebogen wurden, vorausgesetzt, dass sich die optischen Teile nicht relativ zueinander bewegten. Das Design erwies sich als erfolgreich und wird bis heute ausnahmslos in allen Nachtteleskopen verwendet.

Außerdem mussten wir das Design der Teleskoplager ändern. Das 5-Meter-Teleskop „schwebt“ auf einer dünnen Ölschicht, die von einem Kompressor in den Raum zwischen Achse und Lager gepumpt wird. Dieses System hat keine Haftreibung und ermöglicht eine präzise und gleichmäßige Drehung des Werkzeugs.

Eines der wichtigsten Ergebnisse der Arbeit des 5-Meter-Reflektors am Mount Wilson Observatory war ein zuverlässiger Beweis dafür, dass die Energiequelle für Sterne thermonukleare Reaktionen in ihren Tiefen sind. Auch die wahre Informationsexplosion auf dem Gebiet der Galaxienforschung ist zu einem großen Teil den Beobachtungen an diesem Teleskop zu verdanken.

Es wurden viele Teleskope der zweiten Generation hergestellt; Ein typischer Vertreter davon ist der Reflektor mit einem Durchmesser von 2,6 m am Krim-Observatorium.

Ein paar Worte zum Teleskopbau in unserem Land. In den 30er Jahren Es entwickelte sich eine effektive Zusammenarbeit zwischen Astronomen und Teleskopentwicklern, aber sie waren sich an keinem Observatorium einig – dies geschah später. Geplant war die Herstellung eines 81-Zentimeter-Refraktors, Reflektoren mit einem Durchmesser von 100 und 150 cm und zahlreicher Zusatzgeräte. Großartig vaterländischer Krieg verhinderte die vollständige Umsetzung dieses Programms, und die erste Serie von Teleskopen mit kleinem Durchmesser (bis zu 1 m) erschien in der UdSSR erst in den 50er Jahren. Anschließend wurden zwei Reflektoren mit einem Durchmesser von 2,6 m und ein 6-Meter-Teleskop gebaut. In fast allen südliche Republiken In der UdSSR wurden neue Observatorien geschaffen oder die dort bereits bestehenden Observatorien erheblich ausgebaut.