«Джеймс Уэбб»: как устроен самый совершенный космический телескоп. В чем преимущество телескопов установленных на космических аппаратах
| Опубликовать | скачать Реферат на тему: План:
ВведениеТелескопы Радиотелескоп Шведский солнечный телескоп с апертурой 1 м. Телеско́п (от др.-греч. τῆλε — далеко + σκοπέω — смотрю) — прибор, предназначенный для наблюдения небесных светил[1]. В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей. Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра: оптические телескопы, радиотелескопы, рентгеновские телескопы, гамма-телескопы. Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн. Оптические телескопические системы используют в астрономии (для наблюдения за небесными светилами[1]), в оптике для различных вспомогательных целей: например, для изменения расходимости лазерного излучения[2]. Также, телескоп может использоваться в качестве зрительной трубы, для решения задач наблюдения за удалёнными объектами[3]. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа были обнаружены в записях Леонардо Да Винчи. Построил телескоп в 1608 Ханс Липперсхей. Также создание телескопа приписывается его современнику Захарию Янсену. 1. ИсторияГодом изобретения телескопа, а вернее зрительной трубы, считают 1608 год, когда голландский очковый мастер Иоанн Липперсгей продемонстрировал своё изобретение в Гааге. Тем не менее в выдаче патента ему было отказано, в силу того что и другие мастера, как Захарий Янсен из Мидделбурга и Якоб Метиус из Алкмара, уже обладали экземплярами подзорных труб, а последний вскоре после Липперсгея подал в Генеральные штаты (голландский парламент) запрос на патент. Позднейшее исследование показало, что, вероятно, подзорные трубы были известны ранее, ещё в 1605 году.[4] в «Дополнениях в Вителлию», опубликованных в 1604 г. Кеплер рассмотрел ход лучей в оптической системе, состоящей из двояковыпуклой и двояковогнутой линз. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа (причем как однолинзового, так и двухлинзового) были обнаружены еще в записях Леонардо Да Винчи датируемых 1509-м годом. Сохранилась его запись: «Сделай стекла, чтобы смотреть на полную Луну» («Атлантический кодекс»). Первым, кто направил зрительную трубу в небо, превратив её в телескоп, и получил новые научные данные стал Галилей. В 1609 году он создал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением. В том же году он построил телескоп с восьмикратным увеличением длиной около полуметра. Позже им был создан телескоп, дававший 32-кратное увеличение: длина телескопа была около метра, а диаметр объектива — 4,5 см. Это был очень несовершенный инструмент, обладавший всеми возможными аберрациями, тем не менее, с его помощью Галилей сделал ряд открытий. Название «телескоп» предложил в 1611 году греческий математик Джованни Демизиани для одного из инструментов Галилея, показанном на банкете в Академии деи Линчеи. Сам Галилей использовал для своих телескопов термин лат. perspicillum.[5] 2. Оптические телескопыТелескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную или ферму), установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра[6]. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом[7]. Телескоп фокусируется при помощи фокусера (фокусировочного устройства). По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:
Кроме того, для наблюдений Солнца профессиональные астрономы используют специальные солнечные телескопы, отличающихся конструктивно от традиционных звездных телескопов. 2.1. Характеристики оптических телескоповОптический телескоп — это афокальная система (оптическая сила равна нулю[6]), состоящая из объектива и окуляра. Телескоп увеличивает видимый угловой размер и видимую яркость наблюдаемых объектов[3]. Основными параметрами, которые определяют другие характеристики телескопа, являются: диаметр объектива (апертура) и фокусное расстояние объектива.
где r — угловое разрешение в угловых секундах, а D — диаметр объектива в миллиметрах.
где F и f — фокусные расстояния объектива и окуляра.
Относительное отверстие телескопа A и светосила являются важной характеристикой объектива телескопа. Это обратные друг другу величины. Чем больше светосила — меньше относительное отверстие, тем ярче формирует изображение в фокальной плоскости объектив телескопа. Но при этом получается меньшее увеличение, которое даёт данный объектив.
Так же в литературе встречается другая формула (упрощённая), .Проницающая сила рефлекторов на 1-2m выше, чем у рефракторов. Проницающая сила телескопа сильно зависит от качества оптики, яркости неба, прозрачности атмосферы и её спокойствия. Уровень и тип оптических искажений (аберраций) зависит от конструкции телескопа, и физических свойств его оптических компонентов — линз, зеркал, призм и стеклянных корректоров.
где l — диаметр диска Солнца в фокусе в миллиметрах, а F — фокусное расстояние объектива в миллиметрах.
где u — масштаб в угловых минутах на миллиметр ('/мм), а F — фокусное расстояние объектива в миллиметрах. Если известны линейные размеры ПЗС матрицы, её разрешение и размер её пикселов, то тогда отсюда можно вычислить разрешение цифрового снимка в угловых минутах на пиксел. 3. РадиотелескопыРадиотелескопы Very Large Array в штате Нью-Мексико, США. 22-метровый телескоп ПРАО РТ-22, работающий в сантиметровом диапазоне Для исследования космических объектов в радиодиапазоне применяют радиотелескопы. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр — чувствительный радиоприемник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона. В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приемников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры. При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Примером такой сети может служить американская система VLBA (англ. Very Long Baseline Array). С 1997 по 2003 год функционировал японский орбитальный радиотелескоп HALCA (англ. Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), включенный в сеть телескопов VLBA, что позволило существенно улучшить разрешающую способность всей сети. Российский орбитальный радиотелескоп Радиоастрон также планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра. 4. Космические телескопы. The Einstein Observatory, рентгеновский телескоп первоначально названный HEAO B (High Energy Astrophysical Observatory B) — Обсерватория Эйнштейна Космический телескоп Хаббл, вид с космического шаттла Дискавери во время второй миссии по обслуживанию телескопа (STS-82). Земная атмосфера хорошо пропускает излучение в оптическом (0,3-0,6 мкм), ближнем инфракрасном (0,6 — 2 мкм) и радиодиапазонах (1 мм — 30 м). Уже в ближнем ультрафиолетовом диапазоне с уменьшением длины волны прозрачность атмосферы сильно ухудшается, вследствие чего наблюдения в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма диапазонах становятся возможными только из космоса. Исключением является регистрация гамма-излучения сверхвысоких энергий, для которого подходят методы астрофизики космических лучей: высокоэнергичные гамма-фотоны в атмосфере порождают вторичные электроны, которые регистрируются наземными установками по черенковскому свечению. Примером такой системы может служить телескоп C.A.C.T.U.S.. В инфракрасном диапазоне также сильно поглощение в атмосфере, однако, в области 2-8 мкм имеется некоторое количество окон прозрачности (как и в миллиметровом диапазоне), в которых можно проводить наблюдения. Кроме того, поскольку большая часть линий поглощения в инфракрасном диапазоне принадлежит молекулам воды, инфракрасные наблюдения можно проводить в сухих районах Земли (разумеется, на тех длинах волн, где образуются окна прозрачности в связи с отсутствием воды). Примером такого размещения телескопа может служить англ. South Pole Telescope, установленный на южном географическом полюсе, работающий в субмиллиметровом диапазоне. В некоторых случаях удается решить проблему атмосферы подъемом телескопов или детекторов в воздух на самолетах или стратосферных баллонах. Но, наибольшие результаты достигаются с выносом телескопов в космос. Космическая астрономия — единственный способ получить информацию о вселенной в коротковолновом и, по большей части, в инфракрасном диапазоне; способ сильно улучшить разрешающую способность радиоинтерферометров. Оптические наблюдения из космоса не столь привлекательны в свете современного развития адаптивной оптики, позволяющей сильно снизить влияние атмосферы на качество изображения, а также дороговизны вывода на орбиту телескопа с зеркалом, сравнимым по размерам с крупными наземными телескопами. 5. Крупнейшие оптические телескопы5.1. Телескопы-рефракторы
5.2. Солнечные телескопы
5.3. Камеры Шмидта
5.4. Телескопы-рефлекторы
6. Известные производители любительских телескопов
Примечания
Литература
Категории: Астрономия, Наблюдательная астрономия, Телескопы, Оптика. Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike. |
wreferat.baza-referat.ru
Тест по астрономии"Астрономические наблюдения. Телескопы. Звездные карты. Небесные координаты" (10 -11 класс)
Предмет: Астрономия.
Класс: 10-11
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Место работы: МБОУ «СОШ №7» г. Канаш Чувашской Республики
Тест по теме: «Астрономические наблюдения. Телескопы. Звездные карты. Небесные координаты».
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса. В соответствии общими целями обучения и развития учащихся, требованиями ФГОС по астрономии к уровню подготовки выпускников школы проверяется не только овладение определенной системой понятий и законов, но и освоение экспериментальных методов познания окружающего мира.
Тестовый тематический контроль может проводиться устно или письменно, фронтально или по группам с разным уровнем подготовки. Такая проверка экономна по времени, обеспечивает индивидуальный подход.
Данный тест позволяет быстро и объективно оценить уровень подготовки учащихся, выявить типичные ошибки и определить пробелы в знаниях. Тест содержит 10 вопросов, на каждый вопрос предлагается несколько ответов, из которых учащимся нужно выбрать один правильный. Учитывая неоднородность класса и индивидуальные способности обучающихся, учитель может предложить некоторые задачи выборочно. В течение учебного года ученик может переходить с одного уровня сложности на другой, более высокий. Тест рассчитан на выполнение в течение 10-15минут. Выполняя тестовые задания, учащиеся должны пользоваться приложениями, данными в учебнике, брать из таблиц нужные для решения задач величины. Задачи и задания, содержащие в тестовых работах, направлены на формирование умений, требуемых программой, а также на контроль за степенью их сформированности и уровнем знаний учащихся по основным вопросам курса астрономии. Оценка знаний учащихся по итогам выполнения теста может производиться по шкале:
- оценка «5» ставится, если число правильных ответов составляет от 8 - 10;
оценка «4» - от 6 - 7 заданий;
оценка «3» - от 4- 5 заданий.
Задания 9 - 10 рассчитаны для сильных учеников и для подготовки к олимпиадам по астрономии.
Вариант I:
1. Выберите неправильный ответ. Фотографические наблюдения имеют ряд преимуществ перед визуальными:
А) документальность;
Б) моментальность;
В) панорамность;
Г) интегральность;
Д) детальность;
Е) актуальность.
2. Какие факторы наиболее важны при характеристике телескопа?
А) только размер;
Б) качество объектива;
В) размер и качество объектива.
3. В чем преимущество телескопов, установленных на космических аппаратах?
А) космические корабли выносят телескопы за пределы земной атмосферы, откуда можно вести наблюдения в гамма-лучах, рентгеновских и ультрафиолетовых лучах, недоступных поверхности Земли;
Б) в телескопах, установленных на космических аппаратах нет атмосферного размывания изображения и радиопомех, так что космические телескопы могут работать практически на пределе своей разрешающей способности;
В) все ответы верны.
4. Выберите подходящий современный прибор для соответствующих наблюдений:
(а) Видимые, но относительно холодные небесные источники;
(б) Источники рентгеновских и гамма-лучей;
1. Астрономическая обсерватория высоких энергий;
2. Международный ультрафиолетовый исследователь;
3. Многозеркальный телескоп;
4. Большая антенная система.
5. Каково назначение объектива и окуляра в телескопе?
А) объектив собирает свет и строит изображение, которое рассматривается через окуляр;
Б) окуляр собирает свет и строит изображение, которое рассматривается через объектив;
В) нет правильного ответа.
6. В каких точках небесный меридиан пересекается с горизонтом?
А) в точках востока и запада;
Б) в точках зенита и надира.
В) в точках севера и юга.
7. Каково склонение звезды, если она кульминирует в Москве, географическая широта равна 56°, на высоте 63°?
А) 
= - 29°;
Б) = +109°;
В) = +29°;
8. Светило восходит в точке востока. Где оно будет через 12ч?
А) Светило будет заходить в точке севера;
Б) Светило будет заходить в точке юга;
В) Светило будет заходить в точке запада.
9. Москва и Аддис - Абеба лежат почти на одном меридиане. Географическая широта Москвы 56°, Аддис – Абебы 9°. Какова разность высот, на которых виден Сириус в момент верхней кульминации в этих городах?
А) 9°;
Б) 65°;
В) 47°.
10. Может ли в Москве (
=56°) звезда Кастор, склонение которой равно +32°, наблюдаться в зените? Ответ поясните.
А) Кастор не может наблюдаться в Москве в зените.
Б) Кастор может наблюдаться в Москве в зените.
Вариант II:
1. Телескопы, приспособленные для фотографирования небесных объектов, называются:
А) астрографами;
Б) зеркально - линзовыми телескопами;
В) телескопами-рефракторами.
2. Перечислите достоинства радиотелескопа:
А) обнаруживает радиоисточники;
Б) выявляет радиоисточники, скрытые за облаками межзвездной пыли в области Млечного Пути, которые недоступны для оптического видения;
В) работает в облачную погоду и в дневное время суток;
Г) выявляет радиоисточники, которые нельзя в принципе увидеть глазом;
Д) все ответы верны.
3. Выберите подходящий современный прибор для соответствующих наблюдений:
(а) Самые слабые и далекие радиоисточники;
(б) Горячие звезды и газ;
1. Астрономическая обсерватория высоких энергий;
2. Международный ультрафиолетовый исследователь;
3. Многозеркальный телескоп;
4. Большая антенная система.
4. Укажите три «окна прозрачности» (диапазона длин волн) в земной атмосфере в порядке их важности для наблюдательной астрономии:
А) оптический (видимый), радио и инфракрасный диапазоны;
Б) оптический (видимый), радио диапазоны;
В) радио и инфракрасный диапазоны;
5. В каких точках небесный экватор пересекается с линией горизонта?
А) в точках севера и юга;
Б) в точках востока и запада;
В) в точках зенита и надира.
6. Как проходит плоскость горизонта относительно поверхности земного шара?
А) плоскость горизонта касается поверхности земного шара в точке весеннего равноденствия;
Б) плоскость горизонта касается поверхности земного шара в точке надира и зенита;
В) плоскость горизонта касается поверхности земного шара в точке наблюдения, т. е. перпендикулярна радиусу Земли.
7. Какова географическая широта места наблюдения, если звезда Регул наблюдалась в верхней кульминации на высоте 57°?
А) = 45°;
Б) = 35°;
В) = 95°;
8. Какой круг небесной сферы все звезды пересекают дважды в сутки, если наблюдения ведутся в средних широтах?
А) все звезды пересекают дважды в сутки небесный меридиан;
Б) все звезды пересекают дважды в сутки небесный экватор;
В) все звезды пересекают дважды в сутки полюс мира.
9. Видимое перемещение Солнца на фоне звезд в восточном направлении вызвано действительным движением Земли вокруг Солнца. Нам же кажется, что Солнце ежегодно описывает полный круг по небесной сфере. На сколько смещается Солнце по эклиптике каждый день?
А) 56° в день;
Б) 1° в день;
В) 360° в день;
10. В каких пределах изменяется полуденная высота Солнца в течение года в Москве
( = 56°)?
А) от h2 = 10,5° до h3 = 57,5°;
Б) от h2 = 0,5° до h3 = 5,5°;
В) от h2 = 56° до h3 = 57,5°;
Ответы:
Вариант I: 1- Е; 2 – В; 3 –В; 4 –(а)3;(б)1; 5 –А; 6 –В;7 –В; 8 – В; 9 – В; 10 - А.
Вариант II: 1 – А; 2 – Д; 3 –(а)4; (б)2;4 –А; 5 – Б; 6 –В; 7 - А; 8 – А; 9 – Б; 10 – А.
Решение:
Вариант I:
Решение задачи №7: = h + - 90° = +29; = +29°;
Решение задачи №9: Высоту Сириуса в Москве и Аддис – Абебе вычисляют по формуле: h = 90° - + . Поскольку разность высот равна разности географических широт этих городов, то h2 – h3 = 1 - 2 = 56° - 9° = 47°
Решение задачи №10: Склонение звезд, кульминирующих в зените в Москве. Должно удовлетворять равенству = = 56°. Следовательно, Кастор не может наблюдаться в Москве в зените.
Вариант II:
Решение задачи №7: = 90° + - h = 90° +12° - 57°= +45°; =+45°.
Решение задачи №9: Солнце в течение года (примерно 365 дней) описывает по эклиптике круг 360°. Тогда 360°/365 дней = 0,986° в день или примерно 1° в день.
Решение задачи №10: Высоту Сириуса в Москве вычисляют по формуле:
h = 90° - + или h2 = 90° - 56° - 23,5° = 10,5°; h3 = 90° - 56° + 23,5° = 57,5°. Значит, полуденная высота Солнца в течение года в Москве изменяется от 10,5° до 57,5°.
Литература:
1. Б.А. Воронцов-Вильяминов, Е.К. Страут; «Астрономия», Издательство 2Дрофа».
2. Левитан Е.П., 2Астрономия», М.: «Просвещение»,1994.
3. Малахова Г.И, Страут Е.К., «Дидактический материал по астрономии», М.: «Просвещение»,1989.
4. Моше Д.:»Астрономия»: Кн. для учащихся. Перевод с англ./Под ред. А.А. Гурштейна. – М.: Просвещение.
infourok.ru
как устроен самый совершенный космический телескоп — Naked Science
Зачем нужны космические телескопы
Прежде чем приступать к рассмотрению технических особенностей, давайте разберемся, зачем вообще нужны космические телескопы и какие преимущества они имеют перед комплексами, расположенными на Земле. Дело в том, что земная атмосфера, а особенно содержащийся в ней водяной пар, поглощает львиную долю излучения, идущего из космоса. Это, конечно, очень сильно затрудняет изучение далеких миров.
Но, атмосфера нашей планеты с ее искажениями и облачностью, а также шумы и вибрации на поверхности Земли не помеха для космического телескопа. В случае с автоматической обсерваторией «Хаббл» из-за отсутствия влияния атмосферы ее разрешающая способность примерно в 7–10 раз превосходит показатели телескопов, расположенных на Земле. Многие фото далеких туманностей и галактик, которые нельзя различить на ночном небе невооруженным глазом, были получены именно благодаря «Хабблу». За 15 лет работы на орбите телескоп получил более одного млн изображений 22 тыс. небесных объектов, среди которых многочисленные звезды, туманности, галактики и планеты. При помощи «Хаббла» ученые, в частности, доказали, что близ большинства светил нашей Галактики происходит процесс формирования планет.
Но запущенный в 1990 году «Хаббл» не вечен, а его технические возможности ограничены. Действительно, за последние десятилетия наука шагнула далеко вперед, и теперь можно создать гораздо более совершенные устройства, которые способны приоткрыть многие тайны Вселенной. Именно таким аппаратом станет «Джеймс Уэбб».
«Хаббл» (слева) и «Джеймс Уэбб» (справа) / ©NASA
Возможности «Джеймса Уэбба»
Как мы уже убедились, полноценное изучение космоса без таких аппаратов, как «Хаббл», невозможно. Теперь постараемся понять концепцию «Джеймса Уэбба». Данный аппарат представляет собой орбитальную инфракрасную обсерваторию. Иными словами, ее задачей будет исследование теплового излучения космических объектов. Вспомним, что все тела, твердые и жидкие, нагретые до определенной температуры, излучают энергию в инфракрасном спектре. При этом длины волн, излучаемых телом, зависят от температуры нагревания: чем выше температура, тем короче длина волны и выше интенсивность излучения.
Среди главных задач будущего телескопа – выявление света первых звезд и галактик, которые появились после Большого взрыва. Это чрезвычайно сложно, так как движущийся в течение миллионов и миллиардов лет свет претерпевает существенные изменения. Так, видимое излучение той или иной звезды может быть полностью поглощено пылевым облаком. В случае с экзопланетами все еще труднее, так как эти объекты чрезвычайно малы (по астрономическим меркам, конечно) и «тусклы». У большей части планет средняя температура редко превышает 0°C, а в ряде случаев она может опускаться ниже –100°C. Обнаружить такие объекты очень сложно. Но аппаратура, установленная на телескопе «Джеймс Уэбб», позволит выявлять экзопланеты, температура поверхности которых достигает 300 К (что сравнимо с земным показателем), находящиеся дальше 12 астрономических единиц от своих звезд и удаленные от нас на расстояние до 15 световых лет.
Строительство телескопа «Джеймс Уэбб» / ©NASA
Новый телескоп был назван в честь второго руководителя NASA. Джеймс Уэбб был у руля космического ведомства США в период с 1961 по 1968 годы. Именно на его плечах лежал контроль над выполнением первых в США пилотируемых запусков в космос. Он сделал большой вклад в реализацию программы «Аполлон», целью которой была высадка человека на Луну.
Всего можно будет наблюдать планеты, расположенные у нескольких десятков звезд, «соседствующих» с нашим Солнцем. Причем «Джеймс Уэбб» сможет увидеть не только сами планеты, но и их спутники. Иными словами, нас может ожидать революция по части изучения экзопланет. И, возможно, даже не одна. Если же говорить о Солнечной системе, то и здесь могут быть новые важные открытия. Дело в том, что чувствительная аппаратура телескопа сможет обнаружить и изучить объекты системы, имеющие температуру –170° С.
Возможности нового телескопа позволят понять многие процессы, происходящие на заре существования Вселенной – заглянуть в сами ее истоки. Рассмотрим этот вопрос более детально: как известно, звезды, которые находятся на расстоянии 10 световых лет от нас, мы видим именно такими, какими они были 10 лет назад. Следовательно, расположенные на удалении более 13 млрд световых лет объекты мы наблюдаем в том виде, какими они являлись почти сразу после Большого взрыва, который, как считается, произошел 13,7 млрд лет назад. Приборы, установленные на новом телескопе, позволят увидеть на 800 миллионов дальше, чем «Хаббл», установивший рекорд в своей время. Так что можно будет увидеть Вселенную, какой она была всего лишь через 100 миллионов лет после Большого взрыва. Возможно, это перевернет представления ученых об устройстве Вселенной. Остается только дождаться начала работы телескопа, которое намечено на 2019 год. Предполагается, что аппарат будет эксплуатироваться в течение 5–10 лет, так что времени для новых открытий будет предостаточно.
«Джеймс Уэбб». Изображение / ©NASA
Общее устройство
Для запуска «Джеймса Уэбба» хотят использовать ракету-носитель «Ариан-5», созданную европейцами. Вообще, несмотря на доминирующую роль космического ведомства США, проект можно назвать международным. Сам телескоп был разработан американскими компаниями Northrop Grumman и Ball Aerospace, а всего участие в программе приняли эксперты из 17 стран мира. Кроме специалистов из США и ЕС значительный вклад также внесли канадцы.
Ариан 5 / ©ESA
После запуска аппарат будет находиться на гало-орбите в точке Лагранжа L2 системы Солнце – Земля. Это означает, что, в отличие от «Хаббла», новый телескоп не будет вращаться вокруг Земли: постоянное «мелькание» нашей планеты могло бы помешать проводить наблюдения. Вместо этого «Джеймс Уэбб» будет обращаться вокруг Солнца. При этом для обеспечения эффективной связи с Землей он будет перемещаться вокруг светила синхронно с нашей планетой. Удаление «Джеймса Уэбба» от Земли достигнет 1,5 млн км: из-за такого большого расстояния его не получится модернизировать или отремонтировать как «Хаббл». Поэтому надежность ставится во главу угла всей концепции «Джеймса Уэбба».
Но что же собой представляет новый телескоп? Перед нами космический аппарат, весящий 6,2 тонны. Чтобы было понятно, вес «Хаббла» составляет 11 тонн – почти в два раза больше. При этом «Хаббл» был намного меньше по своим размерам – его можно сравнить с автобусом (новый телескоп сравним по длине с теннисным кортом, а по высоте – с трехэтажным домом). Самой большой частью телескопа является противосолнечный щит, имеющий длину 20 и ширину 7 метров. Он похож на огромный слоеный пирог. Для изготовления щита была использована особая специальная полимерная пленка, покрытая тонким слоем алюминия с одной стороны и металлическим кремнием с другой. Пустоты между слоями теплового щита заполняет вакуум: это усложняет передачу тепла в «сердце» телескопа. Целью данных шагов является защита от солнечных лучей и охлаждение сверхчувствительных матриц телескопа до –220° C. Без этого телескоп будет «ослеплен» инфракрасным свечением своих деталей и о наблюдении далеких объектов придется забыть.
Больше всего в глаза бросается зеркало нового телескопа. Оно необходимо для фокусировки пучков света — зеркало их выпрямляет и создает четкую картину, при этом цветовые искажения убираются. «Джеймс Уэбб» получит основное зеркало, диаметр которого составляет 6,5 м. Для сравнения, аналогичный показатель у «Хаббла» равен 2,4 м. Диаметр основного зеркала для нового телескопа выбран неспроста – именно столько необходимо для измерения света самых далеких галактик. Нужно сказать, что от размера площади зеркала (в нашем случае он составляет 25 м²), собирающего свет от далеких космических объектов, зависит чувствительность телескопа, а также его разрешающая способность.
Зеркало телескопа «Джеймс Уэбб» / ©wikimedia
Для зеркала «Уэбба» использован особый тип бериллия, представляющий собой мелкий порошок. Его помещают в контейнер из нержавеющей стали, после чего прессуют в плоскую форму. После удаления стального контейнера кусок бериллия разрезают на две части, делая заготовки зеркала, каждая из которых используется для создания одного сегмента. Каждый из них стачивают и полируют, а затем охлаждают до температуры –240 °C. Затем происходит уточнение размеров сегмента, его окончательная полировка, а также нанесение золота на переднюю часть. В конце сегмент подвергают повторным испытаниям при криогенных температурах.
Зеркало «Хаббла» (слева) и «Уэбба» (справа) в одном масштабе/ ©wikipedia
Учеными было рассмотрено несколько вариантов того, из чего может быть сделано зеркало, но в конечном итоге специалисты остановили свой выбор на бериллии – легком и относительно твердом металле, стоимость которого весьма высока. Одной из причин данного шага стало то, что бериллий сохраняет свою форму в условиях криогенных температур. Само зеркало по форме напоминает круг – это позволяет максимально компактно фокусировать свет на детекторах. Имей «Джеймс Уэбб», например, овальное зеркало, изображение было бы вытянутым. Основное зеркало состоит из 18 сегментов, которые раскроются после вывода аппарата на орбиту. Если бы оно было цельным, то разместить телескоп на ракете «Ариан-5» было бы просто физически невозможно. Каждый из сегментов шестиугольный, что позволяет использовать пространство наилучшим образом. Элементы зеркала имеют золотой цвет. За счет позолоты обеспечивается наилучшее отражение света в инфракрасном диапазоне: золото будет эффективно отражать ИК-излучение с длиной волны от 0,6 до 28,5 микрометра. Толщина золотого слоя составляет 100 нанометров, а общий вес покрытия равен 48,25 грамма.
Сравнение телескопов / ©Space
Перед 18-ю сегментами на специальном крепеже установлено вторичное зеркало: оно будет принимать свет главного зеркала и направлять его на научные инструменты, расположенные в задней части аппарата. Вторичное зеркало намного меньше основного и имеет выпуклую форму.
Как и в случае со многими амбициозными проектами, цена телескопа «Джеймса Уэбб» оказалось выше, чем предполагалось. Изначально эксперты планировали, что космическая обсерватория обойдется в 1,6 млрд долларов, однако новые оценки говорят, что стоимость может возрасти до 6,8 млрд. Из-за этого в 2011 году от проекта даже хотели отказаться, однако потом было решено вернуться к его реализации. И сейчас «Джеймсу Уэббу» ничего не угрожает.
Научные инструменты
Для изучения космических объектов на телескопе установлены следующие научные инструменты:
- NIRCam (камера ближнего инфракрасного диапазона) - NIRSpec (спектрограф ближнего инфракрасного диапазона) - MIRI (прибор среднего инфракрасного диапазона) - FGS/NIRISS (датчик точного наведения и устройство формирования изображения в ближнем инфракрасном диапазоне и бесщелевой спектрограф)
Телескоп «Джеймс Уэбб» / ©wikimedia
NIRCam
Камера ближнего инфракрасного диапазона NIRCam – основной блок формирования изображения. Это своего рода «главные глаза» телескопа. Рабочий диапазон камеры – от 0,6 до 5 микрометров. Снимки, сделанные ею, будут впоследствии изучаться другими инструментами. Именно при помощи NIRCam ученые хотят увидеть свет от самых ранних объектов Вселенной на заре их формирования. Кроме этого, за счет инструмента будут изучены молодые звезды нашей Галактики, создана карта темной материи и многое другое. Важная особенность NIRCam – наличие коронографа, позволяющего увидеть планеты вокруг далеких звезд. Это станет возможным благодаря подавлению света последних.
NIRCam / ©NASA
NIRSpec
При помощи спектрографа ближнего инфракрасного диапазона можно будет собирать информацию, касающуюся как физических свойств объектов, так и их химического состава. Спектрография занимает очень много времени, однако при помощи технологии микрозатворов можно будет проводить наблюдения за сотней объектов на площади неба 3×3 угловых минуты. Каждая ячейка микрозатворов NIRSpec имеет крышку, которая открывается и закрывается под влиянием магнитного поля. Ячейка имеет индивидуальное управление: в зависимости от того, закрыта она или открыта, информация об исследуемый части неба предоставляется или же, наоборот, блокируется.
NIRSpec / ©NASA
MIRI
Прибор среднего инфракрасного диапазона работает в диапазоне 5–28 микрометров. Данное устройство включает в себя камеру с датчиком, который имеет разрешение 1024×1024 пикселя, а также спектрограф. Три массива мышьяко-кремниевых детекторов делают MIRI самым чувствительным прибором в арсенале телескопа «Джеймс Уэбб». Предполагается, что с помощью прибора среднего инфракрасного диапазона удастся различить рождающиеся звезды, многие ранее неизвестные объекты пояса Койпера, красное смещение очень далеких галактик, а также загадочную гипотетическую планету X (она же девятая планета Солнечной системы). Номинальной рабочей температурой для MIRI являются 7 К. Одна лишь пассивная система охлаждения не способна ее обеспечить: для этого используются два уровня. Сначала с помощью пульсационной трубы телескоп охлаждается до 18 К, а потом температура понижается до 7 К при помощи теплообменника с адиабатическим дросселированием.
MIRI / ©NASA
FGS/NIRISS
FGS/NIRISS состоит из двух приборов – датчика точного наведения и устройства формирования изображения в ближнем инфракрасном диапазоне и бесщелевого спектрографа. Фактически NIRISS дублирует функции NIRCam и NIRSpec. Работающее в диапазоне 0,8–5,0 микрометров устройство будет обнаруживать «первый свет» от далеких объектов, наводя на них оборудование. NIRISS также пригодится для обнаружения и изучения экзопланет. Что же касается датчика точного наведения FGS, то при помощи этого оборудования будет наводиться сам телескоп, чтобы иметь возможность получить более качественные изображения. Камера FGS позволяет формировать изображение из двух смежных участков неба, размер которых составляет 2,4×2,4 угловых минуты каждый. Она также считывает информацию 16 раз в секунду с небольших групп пикселей размером 8×8: этого хватает для выявления соответствующей опорной звезды с вероятностью в 95% в любой точке неба, включая высокие широты.
FGS/NIRISS / ©NASA
Установленная на телескопе аппаратура позволит иметь качественную связь с Землей и передавать научные данные со скоростью 28 Мбит/с. Как мы знаем, не все исследовательские аппараты могут похвастаться такой возможностью. Американский зонд «Галилео», например, передавал информацию со скоростью всего лишь 160 бит/с. Это, впрочем, не помешало ученым получить огромный массив информации о Юпитере и его спутниках.
Новый космический аппарат обещает стать достойным правопреемником «Хаббла» и позволит ответить на вопросы, которые остаются тайной за семью печатями до сегодняшнего дня. Среди возможных открытий «Джеймса Уэбба» – обнаружение миров, похожих на Землю и пригодных для обитания. Данные, полученные телескопом, могут быть полезны для проектов, рассматривающих возможность существования инопланетных цивилизаций.
naked-science.ru
Топ 10 Космических телескопов
Космические телескопы – это орбитальные астрономические обсерватории в космосе. Для чего они? Дело в том, что земная атмосфера задерживает основные космические излучения, а ведь именно благодаря им астрономы и астрофизики могут изучать космические объекты, большие астероиды. Космические телескопы на сегодня совершили гигантский прорыв в поисках и определении новых космических тел и метеоритных угроз. Познакомимся с топом самых прогрессивных космических телескопов современности!1Телескоп «Хаббл»
Космический телескоп, названный в честь американского астронома Э. Хаббла – это первый крупный аппарат, который уже более 25 лет является орбитальной космической обсерваторией. Диаметр его «зеркала» (основного считывающего элемента) всего на 2 метра меньше, чем у самых крупных наземных телескопов, однако видит и фиксирует «Хаббл» объекты в сто раз лучше. И все благодаря отсутствию атмосферных искажений!
2Телескоп «Комптон»
Через год после «Хаббла», в 1991м, на орбиту вышел телескоп «Комптон». Эта обсерватория изучает Вселенную только в гамма-лучах. В частности, объектами для изучения стали солнца, квазары, пульсары, сверхновые звезды и чёрные дыры. Телескоп проработал на орбите 10 лет, и за это время обнаружил 400 источников космического гамма-излучения (до этого было известно лишь о сорока), а также зарегистрировал более 2,5 тыс. гамма-всплесков (а до того учеными было зарегистрировано всего около 250-ти).
3Телескоп «Кеплер»
В 2009 году с космодрома был запущен телескоп, призванный искать планеты в других солнечных системах. Результаты появились сразу: за 3 года работы «Кеплер» обнаружил более 3500 планет, из которых более 150 оказались размером с Землю. А это очень обнадеживает, ведь найдя планету подобную нашей, человек может расширить среду своего обитания (кому же помешает убежище на случай столкновения с метеоритом или зомби-апокалипсиса?). К сожалению, в 2013 году телескоп вышел из строя, и его дальнейшая судьба находится под вопросом.
4Телескоп «Спитцер»
В 2003 году на орбите появился телескоп, исследующий инфракрасный спектр излучения, или высокую температуру, излучаемую далекими объектами. Большинство подобной радиации блокируется атмосферой Земли, поэтому в первые же 2 года «Спитцер» проделал колоссальную работу, обнаружив и зафиксировав сотни новых космических объектов.
С 1999 года этот космический телескоп следит за космосом. И он первый в мире «видит» Вселенную в рентгеновском излучении. С конца 40-х годов ХХ века наука мечтала о подобном аппарате, способном помочь ответить на массу фундаментальных вопросов! И «Чандра» стал именно таким инструментом в руках ученых. Мощность этого телескопа можно сравнить с человеческим глазом, если бы тот был способен рассмотреть красную точку на расстоянии в 20 км.
6Телескоп «Вайс»
NASA в 2009 году запустило на орбиту ещё один инфракрасный телескоп. Ему удалось получить чёткие изображения космических объектов, ранее недоступных для изучения. Более того, телескоп «Вайс» решает ещё одну важную задачу – он следит за кометами и астероидами, которые могут быть опасны для нашей планеты.
7Телескоп «Гершель»
Концепция этой обсерватории была предложена европейскими учёными ещё в далёком 1982 году, и только в 2009-м была воплощена в жизнь. Телескоп изучает инфракрасное излучение как в Солнечной системе и Млечном пути, так и в других Галактиках, находящихся в миллиардах световых лет от «старушки Земли». Фактически это уверенный взгляд за грани нашего понимания.
8Телескоп «Планк»
Астрономический спутник «Планк» — также детище Европейского космического агентства, и с 2009 по 2013 гг. он изучал «вариации» космического микроволнового фона – реликтового излучения. Это действительно «глубокая наука», но благодаря этому телескопу ученые выяснили, из чего состоит Вселенная в прямом смысле, а также смогли уточнить ее возраст. Поистине неоценимый вклад!
9Телескоп «Корот»
Этот космический телескоп — совместный проект Франции, Австрии, Испании, Германии, Бельгии и Бразилии. Такое количество участников не могло не дать положительных результатов! С 2006 года телескоп обнаружил и классифицировал несколько десятков экзопланет в созвездиях Единорога, Орла, Змеи, Щита и Андромеды.
10Телескоп «Галекс»
С 2003 года «Галекс» изучает эволюцию галактик в ультрафиолетовом диапазоне. Одним из интереснейших открытий, сделанных благодаря этому аппарату, было определение дальнейшей судьбы звезд, подобных нашему Солнцу. Именно из-за способности детекторов телескопа он смог сфокусироваться на одном, необходимом для этого открытия, типе излучения.Плюсы работы орбитальных космических обсерваторий неоспоримы, а их открытия бесценны как для сегодняшней науки, так и научных изысканий будущего. Похоже, мы на пороге великих космических открытий!
dekatop.com
Космический телескоп Википедия
Телеско́п (от др.-греч.
τῆλε [tele] «далеко» + σκοπέω [skopeo] «смотрю») — прибор, с помощью которого можно наблюдать отдаленные объекты путём сбора электромагнитного излучения (например, видимого света).Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра:
Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.
Оптические телескопические системы используют в астрономии (для наблюдения за небесными светилами[1]), в оптике для различных вспомогательных целей: например, для изменения расходимости лазерного излучения[2]. Также, телескоп может использоваться в качестве зрительной трубы, для решения задач наблюдения за удалёнными объектами[3]. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа были обнаружены в записях Леонардо Да Винчи. Построил телескоп в 1608 Липперсгей. Также создание телескопа приписывается его современнику Захарию Янсену.
История
Годом изобретения телескопа, а вернее зрительной трубы, считают 1608 год, когда голландский очковый мастер Иоанн Липперсгей продемонстрировал своё изобретение в Гааге. Тем не менее в выдаче патента ему было отказано в силу того, что и другие мастера, как Захарий Янсен из Мидделбурга и Якоб Метиус из Алкмара, уже обладали экземплярами подзорных труб, а последний вскоре после Липперсгея подал в Генеральные штаты (голландский парламент) запрос на патент. Позднейшее исследование показало, что, вероятно, подзорные трубы были известны ранее, ещё в 1605 году[4]. В «Дополнениях в Вителлию», опубликованных в 1604 г., Кеплер рассмотрел ход лучей в оптической системе, состоящей из двояковыпуклой и двояковогнутой линз. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа (причем как однолинзового, так и двухлинзового) были обнаружены ещё в записях Леонардо да Винчи, датируемых 1509 годом. Сохранилась его запись: «Сделай стекла, чтобы смотреть на полную Луну» («Атлантический кодекс»).
Первым, кто направил зрительную трубу в небо, превратив её в телескоп, и получил новые научные данные, стал Галилей. В 1609 году он создал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением. В том же году он построил телескоп с восьмикратным увеличением длиной около полуметра. Позже им был создан телескоп, дававший 32-кратное увеличение: длина телескопа была около метра, а диаметр объектива — 4,5 см. Это был очень несовершенный инструмент, обладавший всеми возможными аберрациями. Тем не менее, с его помощью Галилей сделал ряд открытий.
Название «телескоп» предложил в 1611 году греческий математик Иоаннис Димисианос (Giovanni Demisiani-Джованни Демизиани) для одного из инструментов Галилея, показанного на загородном симпосии Академии деи Линчеи. Сам Галилей использовал для своих телескопов термин лат. perspicillum[5].
«Телескоп Галилея», Музей Галилея (Флоренция)В 20-м веке также наблюдалось развитие телескопов, которые работали в широком диапазоне длин волн от радио до гамма-лучей. Первый специально созданный радиотелескоп вступил в строй в 1937 году. С тех пор было разработано огромное множество сложных астрономических приборов.
Оптические телескопы
Телескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную), установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра[6]. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом[7], а сам телескоп превращается в астрограф. Телескоп фокусируется при помощи фокусёра (фокусировочного устройства).
По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:
Это может быть одиночная линза (система Гельмута), система линз (Волосова-Гальперна-Печатниковой, Бэйкер-Нана), ахроматический мениск Максутова (одноимённые системы), или планоидная асферическая пластина (системы Шмидта, Райта). Иногда главному зеркалу придают форму эллипсоида (некоторые менисковые телескопы), сплюснутого сфероида (камера Райта), или просто немного фигуризованную неправильную поверхность. Этим удаётся исправить остаточные аберрации системы.
Кроме того, для наблюдений за Солнцем профессиональные астрономы используют специальные солнечные телескопы, отличающиеся конструктивно от традиционных звездных телескопов.
В любительской астрономии помимо сфокусированного изображения используется несфокусированное, полученное выдвижением окуляра — для оценки блеска туманных объектов, например, комет, сравнением с блеском звёзд[8]:173. Для подобной оценки блеска Луны в полнолуние, например, во время лунного затмения, используется «перевёрнутый» телескоп — наблюдение Луны в объектив[8]:134.
Радиотелескопы
Радиотелескопы Very Large Array в штате Нью-Мексико, США 22-метровый телескоп ПРАО РТ-22, работающий в сантиметровом диапазонеДля исследования космических объектов в радиодиапазоне применяют радиотелескопы. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр — чувствительный радиоприемник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона. В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приемников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры. При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Примером такой сети может служить американская система VLBA (англ. Very Long Baseline Array). С 1997 по 2003 год функционировал японский орбитальный радиотелескоп HALCA (англ. Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), включенный в сеть телескопов VLBA, что позволило существенно улучшить разрешающую способность всей сети. Российский орбитальный радиотелескоп Радиоастрон также планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра.
Космические телескопы
The Einstein Observatory, рентгеновский телескоп первоначально названный HEAO B (High Energy Astrophysical Observatory B) — Обсерватория ЭйнштейнаЗемная атмосфера хорошо пропускает излучения в оптическом (0,3—0,6 мкм), ближнем инфракрасном (0,6—2 мкм) и радио (1 мм — 30 м) диапазонах. Однако с уменьшением длины волны прозрачность атмосферы сильно снижается, вследствие чего наблюдения в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма диапазонах становятся возможными только из космоса. Исключением является регистрация гамма-излучения сверхвысоких энергий, для которого подходят методы астрофизики космических лучей: высокоэнергичные гамма-фотоны в атмосфере порождают вторичные электроны, которые регистрируются наземными установками по черенковскому свечению. Примером такой системы может служить телескоп CACTUS.
В инфракрасном диапазоне также сильно поглощение в атмосфере, однако, в области 2-8 мкм имеется некоторое количество окон прозрачности (как и в миллиметровом диапазоне), в которых можно проводить наблюдения. Кроме того, поскольку большая часть линий поглощения в инфракрасном диапазоне принадлежит молекулам воды, инфракрасные наблюдения можно проводить в сухих районах Земли (разумеется, на тех длинах волн, где образуются окна прозрачности в связи с отсутствием воды). Примером такого размещения телескопа может служить Южнополярный телескоп (англ. South Pole Telescope), установленный на южном географическом полюсе, работающий в субмиллиметровом диапазоне.
В оптическом диапазоне атмосфера прозрачна, однако из-за Рэлеевского рассеяния она по-разному пропускает свет разной частоты, что приводит к искажению спектра светил (спектр сдвигается в сторону красного). Кроме того, атмосфера всегда неоднородна, в ней постоянно существуют течения (ветры), что приводит к искажению изображения. Поэтому разрешение земных телескопов ограничено значением приблизительно в 1 угловую секунду, независимо от апертуры телескопа. Эту проблему можно частично решить применением адаптивной оптики, позволяющей сильно снизить влияние атмосферы на качество изображения, и поднятием телескопа на большую высоту, где атмосфера более разреженная — в горы, или в воздух на самолетах или стратосферных баллонах. Но наибольшие результаты достигаются с выносом телескопов в космос. Вне атмосферы искажения полностью отсутствуют, поэтому максимальное теоретическое разрешение телескопа определяется только дифракционным пределом: φ=λ/D (угловое разрешение в радианах равно отношению длины волны к диаметру апертуры). Например, теоретическая разрешающая способность космического телескопа с зеркалом диаметром 2.4 метра (как у телескопа Хаббл) на длине волны 555 нм составляет 0.05 угловой секунды (реальное разрешение Хаббла в два раза хуже — 0.1 секунды, но все равно на порядок выше, чем у земных телескопов).
Вынос в космос позволяет поднять разрешение и у радиотелескопов, но по другой причине. Каждый радиотелескоп сам по себе обладает очень маленьким разрешением. Это объясняется тем, что длина радиоволн на несколько порядков больше, чем видимого света, поэтому дифракционный предел φ=λ/D намного больше, даже несмотря на то, что размер радиотелескопа тоже в десятки раз больше, чем у оптического. Например, при апертуре 100 метров (в мире существуют только два таких больших радиотелескопа) разрешающая способность на длине волны 21 см (линия нейтрального водорода) составляет всего 7 угловых минут, а на длине 3 см — 1 минута, что совершенно недостаточно для астрономических исследований (для сравнения, разрешающая способность невооруженного глаза 1 минута, видимый диаметр Луны — 30 минут). Однако, объединив два радиотелескопа в радиоинтерферометр, можно существенно повысить разрешение — если расстояние между двумя радиотелескопами (так называемая база радиоинтерферометра) равна L, то угловое разрешение определяется уже не формулой φ=λ/D, а φ=λ/L. Например при L=4200 км и λ=21 см максимальное разрешение составит около одной сотой угловой секунды. Однако, для земных телескопов максимальная база не может, очевидно, превышать диаметр Земли. Запустив один из телескопов в дальний космос, можно значительно увеличить базу, а следовательно, и разрешение. Например, разрешение космического телескопа Радиоастрон при работе совместно с земным радиотелескопом в режиме радиоинтерферометра (база 390 тыс. км) составит от 8 до 500 микросекунд дуги в зависимости от длины волны (1,2-92 см). (для сравнения — под углом 8 мкс виден объект размером 3 м на расстоянии Юпитера, или объект размером с Землю на расстоянии Альфа Центавра).
Известные производители любительских телескопов
Коммерческое применение телескопов
Коммерческое применение телескопов в настоящее время представляет собой использование этих инструментов для поиска искусственных космических объектов и уточнения параметров их орбит, составление каталога космического мусора[9].
Коммерческие компании, работающие на данном рынке:
См. также
Примечания
Литература
Ссылки
wikiredia.ru
Предмет астрономии..doc - Предмет астрономии.
Космогония Космологияизучает происхождение и развитие космических объектов и их систем (в частности Солнечной системы).исследует происхождение, основные физические характеристики, свойства и эволюцию Вселенной. Теоретической основой ее являются современные физические теории и данные астрофизики и внегалактической астрономии.Наблюдения в астрономии основной источник информации. Они имеют особенности:длительные промежутки времени и одновременное наблюдение родственных объектов (примерэволюция звезд) необходимость указания положения небесных тел в пространстве (координаты) Для точности наблюдений, нужны приборы. Наблюдения проводятся в специализированных учреждениях обсерваториях. Телескоп увеличивает угол зрения (разрешающая способность), и собирает больше света (проникающая сила). Виды телескопов: = оптические и радио (Показ)1. Оптические телескопыРефрактор используется преломление света в линзе (преломляющий), первый в 1609г Г. ГалилейРефлектор используется вогнутое зеркало (отражающий), фокусирующее лучи, первый в 1668г изобрел И. Ньютон.Зеркально – линзовый (камера Шмидта) комбинация обеих видов, первый построил в 1930г Б. ШМИДТ. непосредственные наблюдения фотографировать (астрограф) фотоэлектрические – датчик, колебание энергии, излучений назначениеспектральные – дают сведения о температуре, химическом составе, магнитных полях, движений небесных тел. В астрономии расстояние между небесными телами измеряют углом градусы – 5о,2, минуты – 13',4, секунды – 21",3 →угловое расстояние:
Обычным глазом мы видим рядом 2 звезды (разрешающая способность), если угловое расстояние не менее 12'. Угол, под которым мы видим диаметр Солнца и Луны ~ 0,5о= 30'. Вычисления: Разрешающая способность = 14α[где λ длина световой волны, а D – диаметр объектива телескопа]
"/D [D – диаметр объектива телескопа в см.] или = 206265∙αλ/D Светосила Е=~S (или D2 ) объектива. Е=(D/dхр)2, где dхр диаметр зрачка человека в обычных условиях 5мм. β α Увеличение =Фокусное расстояние объектива/Фокусное расстояние окуляра. W=F/f= /. При сильном увеличении >500х видно колебания воздуха, поэтому телескоп необходимо располагать как можно выше в горах и где небо часто безоблачно, а еще лучше за пределами атмосферы ( в космосе).
znanio.ru
Космический телескоп - Википедия
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «»)Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 11 мая 2016; проверки требуют 13 правок. Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 11 мая 2016; проверки требуют 13 правок. Шведский с апертурой 1 м.Телеско́п (от др.-греч. τῆλε [tele] — далеко + σκοπέω [skopeo] — смотреть) — прибор, с помощью которого можно наблюдать отдаленные объекты путём сбора электромагнитного излучения (например, видимого света).
Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра:
Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.
Оптические телескопические системы используют в астрономии (для наблюдения за небесными светилами[1]), в оптике для различных вспомогательных целей: например, для изменения расходимости лазерного излучения[2]. Также, телескоп может использоваться в качестве зрительной трубы, для решения задач наблюдения за удалёнными объектами[3]. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа были обнаружены в записях Леонардо Да Винчи. Построил телескоп в 1608 Липперсгей. Также создание телескопа приписывается его современнику Захарию Янсену.
encyclopaedia.bid
