Fluturimet e anijeve hapësinore kanë hapur mundësi të paprecedentë për astronomët që astronomia me bazë tokësore nuk i ka pasur kurrë dhe nuk mund t'i kishte kurrë. Për të studiuar trupat qiellorë të Sistemit Diellor, galaktikën tonë dhe objekte të shumta ekstragalaktike, stacionet e specializuara të observatorëve astronomikë të pajisur me instrumentet më të fundit fizikë janë nisur tani në hapësirë. Ata kapin rrezatim të padukshëm që përthithet nga atmosfera dhe nuk arrin në sipërfaqen e tokës. Si rezultat, të gjitha llojet e rrezatimit elektromagnetik që vijnë nga thellësitë e hapësirës janë bërë të disponueshme për kërkime. E thënë figurativisht, nëse më parë e vëzhgonim Universin në një ngjyrë bardh e zi, sot ai na shfaqet në të gjitha “ngjyrat” e spektrit elektromagnetik. Por për të marrë rrezatim të padukshëm nevojiten teleskopë specialë. Si dhe me çfarë ndihme mund të kapni dhe studioni rrezet e padukshme?
Kur dëgjojnë fjalën "teleskop", të gjithë kanë një ide për një tub astronomik me lente ose pasqyra, domethënë një ide të optikës. Në të vërtetë, deri vonë, objektet qiellore studioheshin ekskluzivisht me ndihmën e instrumenteve optike. Por për të kapur rrezatim të padukshëm, i cili është shumë i ndryshëm nga drita e dukshme për syrin, nevojiten pajisje speciale marrëse. Dhe nuk është aspak e nevojshme që pamja e tyre të ngjajë me teleskopin me të cilin jemi mësuar.
Marrësit me valë të shkurtra janë krejtësisht të ndryshëm nga teleskopët optikë. Dhe nëse themi, për shembull, "Teleskopi me rreze X" ose "teleskop me rreze gama", atëherë këta emra duhen kuptuar si: marrës me rreze X ose marrës me rreze gama.
E gjithë vështirësia e marrjes së rrezatimit me valë të shkurtër qëndron në faktin se për rrezatimin elektromagnetik me gjatësi vale më të vogël se 0,2 mikron, sistemet konvencionale refraktive (thjerrëza) dhe reflektuese (pasqyrë) janë plotësisht të papërshtatshme.
Kështu, rrezet X dhe veçanërisht rrezet gama janë aq energjike sa mund të "shpojnë" lehtësisht thjerrëzat e bëra nga çdo material: drejtimi origjinal i lëvizjes së këtyre rrezeve dhe kuanteve nuk ndryshon. Me fjalë të tjera, ata nuk mund të fokusohen! Por si t'i studiojmë ato? Si të hartoni një teleskop për ta?
Në gjuhën e fizikantëve, rrezatimi me valë të shkurtër është rrezatim i fortë! Kjo do të thotë se fotonet e rrezeve X dhe rrezet gama janë të ngjashme në vetitë e tyre me grimcat me energji të lartë të rrezeve kozmike (grimcat alfa, protonet) që vijnë në Tokë nga thellësia e hapësirës. Por atëherë, ndoshta, numëruesit e grimcave, si ata që përdoren për të studiuar rrezet kozmike, do të jenë të përshtatshëm për regjistrimin e kuanteve të forta? Janë këta numërues që përdoren si pajisje marrëse në teleskopët me rreze X dhe rreze gama. Për të zbuluar se nga vijnë rrezet X, banaku është i mbyllur në një tub metalik masiv. Dhe nëse banaku është i mbuluar me filma të përbërjeve të ndryshme, atëherë numërues të ndryshëm do të pranojnë kuanta me fortësi të ndryshme. Rezultati është një lloj spektrografi me rreze X, i cili ju lejon të përcaktoni përbërjen e rrezatimit me rreze X.
Por një teleskop i tillë është ende shumë i papërsosur. Pengesa e tij kryesore është që rezolucioni i tij është shumë i ulët. Numëruesi regjistron rrezatimin që hyn në tub. Dhe vjen nga disa gradë katrore të qiellit, ku mijëra yje janë të dukshëm përmes një teleskopi të rregullt. Cilat lëshojnë rreze X? Nuk është gjithmonë e mundur të zbulohet. E megjithatë, me ndihmën e teleskopëve me rreze X dhe rreze gama që veprojnë në stacionet orbitale hapësinore, tashmë janë marrë shumë informacione interesante rreth burimeve të rrezatimit të valëve të shkurtra të padukshme.
Një burim i tillë është Dielli ynë. Në vitin 1948, me ndihmën e pllakave fotografike të ngritura nga një raketë V-2 në një lartësi prej rreth 160 km (SHBA, Laboratori Detar), u zbulua rrezatimi me rreze X nga ylli i madh. Dhe në vitin 1962, duke zëvendësuar pllakën fotografike me një numërues Geiger, astronomët zbuluan një burim të dytë të rrezeve X shumë përtej Sistemit Diellor. Ky është burimi më i ndritshëm i rrezeve X në yjësinë e Akrepit, i quajtur Akrepi X-1. Objekti i tretë i astronomisë me rreze X në 1963 ishte Mjegullnaja e famshme e Gaforres në konstelacionin Demi - Demi X-1.
Faza më e rëndësishme në zhvillimin e astronomisë me rreze X ishte lëshimi i satelitit të parë amerikan me rreze X në botë, Uhuru, në 1970 dhe teleskopi i parë reflektues me rreze X, Ajnshtajni, në 1978. Me ndihmën e tyre, u zbuluan yje të dyfishtë me rreze X, pulsare me rreze X, bërthama aktive galaktike dhe burime të tjera të rrezatimit me rreze X.
Deri më sot, mijëra burime të rrezatimit me rreze X janë të njohura në qiellin me yje. Në përgjithësi, teleskopët me rreze X kanë qasje në rreth një milion burime të tilla, domethënë po aq sa radio teleskopët më të mirë. Si duket qielli me rreze X?
Në rrezet X, Universi duket krejtësisht ndryshe nga sa shihet në teleskopët optikë. Nga njëra anë, ka një rritje të përqendrimit të burimeve të rrezatimit të shndritshëm ndërsa i afrohemi rrafshit të mesëm të Rrugës së Qumështit - ato i përkasin galaktikës sonë. Nga ana tjetër, ekziston një shpërndarje uniforme e burimeve të shumta ekstragalaktike të rrezeve X në të gjithë qiellin. Shumë trupa qiellorë që dekorojnë qiellin e Tokës - Hëna dhe planetët - nuk janë të dukshëm në rrezet X.
Astronomia e rrezeve gama lindi gjithashtu së bashku me teknologjinë e raketave. Siç dihet, rrezatimi gama kozmik lind si rezultat i proceseve fizike në të cilat marrin pjesë grimca me energji të lartë - procese që ndodhin brenda bërthamave atomike. Megjithatë, burimi më intensiv i rrezeve gama është procesi i asgjësimit, domethënë bashkëveprimi i grimcave dhe antigrimcave (për shembull, elektroneve dhe pozitroneve), i shoqëruar nga shndërrimi i materies (grimcave) në rrezatim të fortë. Rrjedhimisht, duke studiuar rrezet gama, një astrofizikan mund të bëhet një ditë dëshmitar i ndërveprimit teorikisht të mundshëm me trupat e botës sonë të zakonshme të trupave. antibotë, i përbërë ekskluzivisht nga antimateries.
Në galaktikën tonë, rrezatimi gama i shpërndarë (i shpërndarë) është i përqendruar kryesisht në diskun galaktik; ajo intensifikohet drejt qendrës së Galaxy. Përveç kësaj, janë zbuluar burime diskrete (pikësore) të rrezeve gama, si Gaforrja (Mjegullnaja e Gaforres në Demi), Hercules X-1, Geminga (në konstelacionin Binjakët) dhe disa të tjera. Qindra burime diskrete të rrezeve gama ekstragalaktike janë të shpërndara fjalë për fjalë në të gjithë qiellin. Ishte e mundur të merrej rrezatimi gama që dilte nga rajonet aktive të Diellit gjatë ndezjeve diellore.
Në kufi me spektrin e dukshëm, në të majtë të rrezeve vjollce, është e padukshme rrezatimi ultravjollcë. Duke filluar nga një gjatësi vale prej 0,29 mikron, atmosfera e tokës thith plotësisht rrezatimin ultravjollcë kozmik, ndoshta "në vendin më interesant"...
Me fillimin e kërkimeve hapësinore, filluan të bëhen edhe vëzhgime në rangun e gjatësisë së valës ultraviolet. Më 23 Mars 1983, në vendin tonë, stacioni astronomik Astron u hodh në një orbitë shumë eliptike pranë Tokës (lartësia në perigje 2000 km, në apogje 200 mijë km). Ky ishte stacioni i parë shtëpiak i pajisur me pajisje për vëzhgime me rreze X dhe ultravjollcë.
Tani pajisjet që zbulojnë rrezet ultravjollcë janë instaluar në shumë anije kozmike. Dhe nëse do të mund të shikonim qiellin me yje përmes "syzeve ultravjollcë", atëherë ai do të bëhej plotësisht i panjohur për ne, si, në të vërtetë, në rrezet e tjera të padukshme të spektrit. Kështu, për shembull, për banorët e Hemisferës Veriore të Tokës, ylli Zeta Orion do të dallohej veçanërisht në qiell - ndriçuesi më i majtë në "rripin" e tij. Disa yje të tjerë, veçanërisht ato të nxehtët, do të dukeshin gjithashtu jashtëzakonisht të shndritshëm.
Ajo që është befasuese është se ka shumë mjegullnaja të mëdha, me shkëlqim në qiellin ultravjollcë. Mjegullnaja e famshme e Orionit, e cila në formën e një njolle të vogël mjegullore është e vështirë për t'u dalluar nga syri, do të zinte të gjithë plejadën e "gjuetarit qiellor". Një mjegullnajë gjigante ultravjollcë mbështjell yllin kryesor të yjësisë së Virgjëreshës - Spica që shkëlqen. Kjo mjegullnajë është shumë e ndritshme dhe pothuajse rrethore. Diametri i saj i dukshëm është afërsisht 50 herë më i madh se diametri i dukshëm i Hënës së plotë. Por vetë Spica nuk është e dukshme me sy të lirë: rrezatimi i saj ultravjollcë doli të ishte shumë i dobët.
Në diapazonin e gjatësisë së valës nga 22 mikron në 1 mm (në të djathtë të rrezeve të kuqe të spektrit të dukshëm), atmosfera e tokës absorbohet fuqishëm rrezatimi infra i kuq (termik). trupat qiellorë Përveç kësaj, ajri në vetvete është një burim i rrezeve të nxehtësisë, i cili ndërhyn në vëzhgimet në intervalin e gjatësisë së valës infra të kuqe. Këto pengesa u kapërcyen vetëm kur marrësit e rrezatimit infra të kuq filluan të vendosen jashtë atmosferës - në anijen kozmike.
Teknologjia infra të kuqe ka bërë të mundur marrjen e të dhënave më të sakta mbi topografinë e planetëve, duke hapur për studiuesit e Universit perden e pluhurit që fshehu thelbin e galaktikës sonë nga sytë e njeriut, i ndihmoi astrofizikanët të shikonin "djepat" yjor - mjegullnajat e gazit dhe pluhurit dhe “prek” sekretet e lindjes së yjeve.
Kështu, heqja e instrumenteve astrofizike në hapësirë hapi horizonte të reja për astronominë: filloi të krijohej astronomia ultravjollcë, rreze x dhe infra të kuqe dhe në vitet '70 filluan vëzhgimet në gamën e gamës. Sot, studiuesit e Universit kanë mundësinë të vëzhgojnë qiellin në pothuajse të gjithë gamën e spektrit elektromagnetik - nga rrezet gama ultra të shkurtra deri tek valët ultra të gjata të radios. Astronomia është bërë një shkencë e të gjitha valëve. "Të korrat" e pasura shkencore të mbledhura nga "fushat" kozmike shkaktuan një revolucion të vërtetë në astrofizikë dhe një rimendim të ideve tona për Universin e Madh.
Një teleskop me rreze X është një teleskop i krijuar për të vëzhguar objekte të largëta në spektrin e rrezeve X. Për të përdorur teleskopë të tillë zakonisht kërkohet që ata të ngrihen mbi atmosferën e Tokës, e cila është e errët ndaj rrezeve X. Prandaj, teleskopët vendosen në raketa ose satelitë me lartësi të madhe.
Dizajni optik
Për shkak të energjisë së tyre të lartë, kuantet e rrezeve X praktikisht nuk përthyhen në lëndë (prandaj, është e vështirë të bëhen thjerrëza) dhe nuk reflektohen në asnjë kënd të incidencës përveç më të cekëtit (rreth 90 gradë).
Teleskopët me rreze X mund të përdorin disa metoda për të fokusuar rrezet. Teleskopët më të përdorur janë teleskopët Voltaire (me pasqyra të incidencës së kullotjes), kodimi i hapjes dhe kolimatorët e modulimit (lëkundës).
Aftësitë e kufizuara të optikës me rreze X rezultojnë në një fushë shikimi më të ngushtë në krahasim me teleskopët që veprojnë në rrezet UV dhe rrezet e dukshme të dritës.
Histori
Shpikja e teleskopit të parë shpesh i atribuohet Hans Lipperschlei të Holandës, 1570-1619, por pothuajse me siguri nuk ishte ai zbuluesi. Me shumë mundësi, merita e tij është se ai ishte i pari që e bëri pajisjen e re të teleskopit të njohur dhe të kërkuar. Ishte gjithashtu ai që aplikoi për një patentë në 1608 për një palë lente të vendosura në një tub. Ai e quajti pajisjen një spyglass. Megjithatë, patenta e tij u refuzua sepse pajisja e tij dukej shumë e thjeshtë.
Shumë kohë përpara tij, Thomas Digges, një astronom, u përpoq të zmadhonte yjet në 1450 duke përdorur një lente konveks dhe një pasqyrë konkave. Sidoqoftë, ai nuk pati durimin për të finalizuar pajisjen dhe gjysmë-shpikja u harrua shpejt. Sot Digges mbahet mend për përshkrimin e tij të sistemit heliocentrik.
Nga fundi i vitit 1609, teleskopët e vegjël, falë Lipperschlei, u bënë të zakonshëm në të gjithë Francën dhe Italinë. Në gusht 1609, Thomas Harriot rafinoi dhe përmirësoi shpikjen, duke lejuar astronomët të shikonin krateret dhe malet në Hënë.
Zbulimi i madh erdhi kur matematikani italian Galileo Galilei mësoi për përpjekjen e një holandezi për të patentuar një tub lente. I frymëzuar nga zbulimi, Halley vendosi të bënte një pajisje të tillë për vete. Në gusht 1609, ishte Galileo ai që bëri teleskopin e parë të plotë në botë. Në fillim, ishte vetëm një fushë diktimi - një kombinim i lenteve të syzeve, sot do të quhej refraktor. Para Galileos, ka shumë të ngjarë, pak njerëz menduan ta përdornin këtë tub argëtues për të mirën e astronomisë. Falë pajisjes, vetë Galileo zbuloi male dhe kratere në Hënë, vërtetoi sfericitetin e Hënës, zbuloi katër satelitë të Jupiterit, unazat e Saturnit dhe bëri shumë zbulime të tjera të dobishme.
Personit të sotëm, teleskopi Galileo nuk do t'i duket i veçantë; çdo fëmijë dhjetëvjeçar mund të ndërtojë lehtësisht një instrument shumë më të mirë duke përdorur lente moderne. Por teleskopi Galileo ishte i vetmi teleskop i vërtetë i punës i ditës me zmadhim 20x, por me një fushë të vogël shikimi, një imazh paksa të paqartë dhe mangësi të tjera. Ishte Galileo ai që hapi epokën e refraktorit në astronomi - shekulli i 17-të.
Koha dhe zhvillimi i shkencës bënë të mundur krijimin e teleskopëve më të fuqishëm që bënë të mundur shikimin e shumë më tepër. Astronomët filluan të përdorin lente me gjatësi fokale më të mëdha. Vetë teleskopët u shndërruan në tuba të mëdhenj dhe të rëndë në madhësi dhe, natyrisht, nuk ishin të përshtatshëm për t'u përdorur. Pastaj u shpikën trekëmbësha për ta. Teleskopët u përmirësuan dhe rafinuan gradualisht. Sidoqoftë, diametri i tij maksimal nuk i kalonte disa centimetra - nuk ishte e mundur të prodhoheshin lente të mëdha.
Deri në vitin 1656, Christian Huyens bëri një teleskop që zmadhonte objektet e vëzhguara 100 herë; madhësia e tij ishte më shumë se 7 metra, me një hapje prej rreth 150 mm. Ky teleskop tashmë konsiderohet të jetë në nivelin e teleskopëve të sotëm amator për fillestarët. Në vitet 1670, tashmë ishte ndërtuar një teleskop 45 metra, i cili zmadhonte më tej objektet dhe siguronte një kënd më të gjerë shikimi.
Por edhe era e zakonshme mund të shërbejë si pengesë për marrjen e një imazhi të qartë dhe me cilësi të lartë. Teleskopi filloi të rritet në gjatësi. Zbuluesit, duke u përpjekur të përfitonin maksimumin nga kjo pajisje, u mbështetën në ligjin optik që zbuluan - një rënie në devijimin kromatik të një lente ndodh me një rritje në gjatësinë e saj fokale. Për të eliminuar ndërhyrjet kromatike, studiuesit bënë teleskopë me gjatësi të jashtëzakonshme. Këta tuba, të cilët atëherë quheshin teleskopë, arrinin 70 metra gjatësi dhe bënin shumë bezdi në punën me to dhe vendosjen e tyre. Mangësitë e refraktorëve i detyruan mendjet e mëdha të kërkojnë zgjidhje për të përmirësuar teleskopët. Përgjigja dhe një metodë e re u gjet: mbledhja dhe fokusimi i rrezeve u bë duke përdorur një pasqyrë konkave. Refraktori u rilind në një reflektor, i çliruar plotësisht nga kromatizmi.
Kjo meritë i përket tërësisht Isak Njutonit, ishte ai që mundi t'i jepte jetë të re teleskopëve me ndihmën e një pasqyre. Reflektori i tij i parë kishte një diametër prej vetëm katër centimetra. Dhe ai bëri pasqyrën e parë për një teleskop me një diametër prej 30 mm nga një aliazh bakri, kallaji dhe arseniku në 1704. Imazhi u bë i qartë. Nga rruga, teleskopi i tij i parë ruhet ende me kujdes në Muzeun Astronomik në Londër.
Por për një kohë të gjatë, optikët nuk mund të bënin pasqyra të plota për reflektorët. Viti i lindjes së një lloji të ri teleskopi konsiderohet të jetë 1720, kur britanikët ndërtuan reflektorin e parë funksional me një diametër prej 15 centimetrash. Ishte një përparim. Në Evropë, ka një kërkesë për teleskopë portativë, pothuajse kompakt dy metra të gjatë. Ata filluan të harrojnë për tubat refraktor 40 metra.
Sistemi me dy pasqyra në teleskop u propozua nga francezi Cassegrain. Cassegrain nuk ishte në gjendje ta zbatonte plotësisht idenë e tij për shkak të mungesës së aftësisë teknike për të shpikur pasqyrat e nevojshme, por sot vizatimet e tij janë zbatuar. Ishin teleskopët Njutonian dhe Cassegrain që konsiderohen teleskopët e parë "modern", të shpikur në fund të shekullit të 19-të. Nga rruga, teleskopi Hapësinor Hubble funksionon pikërisht në parimin e teleskopit Cassegrain. Dhe parimi themelor i Njutonit duke përdorur një pasqyrë të vetme konkave është përdorur në Observatorin Special Astrofizik në Rusi që nga viti 1974. Kulmi i astronomisë refraktore ndodhi në shekullin e 19-të, kur diametri i lenteve akromatike u rrit gradualisht. Nëse në 1824 diametri ishte akoma 24 centimetra, atëherë në 1866 madhësia e tij u dyfishua, në 1885 diametri u bë 76 centimetra (Observatori Pulkovo në Rusi), dhe deri në 1897 u shpik refraktori Ierka. Mund të llogaritet se gjatë 75 viteve thjerrëza është rritur me një ritëm prej një centimetër në vit.
Nga fundi i shekullit të 18-të, teleskopët kompaktë dhe të përshtatshëm erdhën për të zëvendësuar reflektorët e mëdhenj. Pasqyrat metalike doli gjithashtu të mos ishin shumë praktike - ato janë të shtrenjta për t'u prodhuar dhe gjithashtu zbehen me kalimin e kohës. Deri në vitin 1758, me shpikjen e dy llojeve të reja të qelqit: të lehta - kurorë dhe të rënda - stralli, u bë e mundur krijimi i lenteve me dy lente. Kjo u shfrytëzua me sukses nga shkencëtari J. Dollond, i cili bëri një lente me dy lente, e quajtur më vonë thjerrëza Dollond.
Pas shpikjes së thjerrëzave akromatike, fitorja e refraktorit ishte absolute; gjithçka që mbetej ishte përmirësimi i teleskopëve të lenteve. Ata harruan pasqyrat konkave. Ata u kthyen në jetë nga duart e astronomëve amatorë. William Herschel, muzikant anglez që zbuloi planetin Uran në 1781. Zbulimi i tij nuk ka qenë i barabartë në astronomi që nga kohërat e lashta. Për më tepër, Urani u zbulua duke përdorur një reflektor të vogël të bërë vetë. Suksesi bëri që Herschel të fillonte të bënte reflektorë më të mëdhenj. Vetë Herschel shkriu pasqyra nga bakri dhe kallaji në punëtorinë e tij. Puna kryesore e jetës së tij ishte një teleskop i madh me një pasqyrë me diametër 122 cm Ky është diametri i teleskopit të tij më të madh. Zbulimet nuk vonuan; falë këtij teleskopi, Herschel zbuloi satelitin e gjashtë dhe të shtatë të planetit Saturn. Një tjetër, jo më pak i famshëm, astronom amator, pronari anglez i tokës Lord Ross, shpiku një reflektor me një pasqyrë me një diametër prej 182 centimetrash. Falë teleskopit, ai zbuloi një numër mjegullnajash spirale të panjohura. Teleskopët Herschel dhe Ross kishin shumë disavantazhe. Lentet metalike të pasqyrës doli të ishin shumë të rënda, reflektuan vetëm një pjesë të vogël të dritës që binte mbi to dhe u zbehën. Kërkohej një material i ri i përsosur për pasqyrat. Ky material doli të ishte qelqi. Fizikani francez Leon Foucault u përpoq të fuste një pasqyrë të bërë nga xhami i argjendtë në një reflektor në 1856. Dhe përvoja ishte një sukses. Tashmë në vitet '90, një astronom amator nga Anglia ndërtoi një reflektor për vëzhgime fotografike me një pasqyrë xhami 152 centimetra në diametër. Një tjetër përparim në ndërtimin e teleskopit ishte i dukshëm.
Ky zbulim nuk mund të kishte ndodhur pa pjesëmarrjen e shkencëtarëve rusë. UNE JAM NE. Bruce u bë i famshëm për zhvillimin e pasqyrave speciale metalike për teleskopët. Lomonosov dhe Herschel, në mënyrë të pavarur nga njëri-tjetri, shpikën një dizajn krejtësisht të ri teleskopi në të cilin pasqyra kryesore anon pa një dytësore, duke zvogëluar kështu humbjen e dritës.
Optika gjermane Fraunhofer vendosi prodhimin dhe cilësinë e lenteve në rripin transportues. Dhe sot në Observatorin Tartu ka një teleskop me një lente Fraunhofer të paprekur dhe funksionale. Por refraktorët e optikës gjermane gjithashtu nuk ishin pa një të metë - kromatizmin.
Vetëm në fund të shekullit të 19-të u shpik një metodë e re për prodhimin e lenteve. Sipërfaqet e qelqit filluan të trajtohen me një film argjendi, i cili u aplikua në një pasqyrë xhami duke ekspozuar sheqerin e rrushit ndaj kripërave të nitratit të argjendit. Këto lente thelbësisht të reja reflektonin deri në 95% të dritës, në kontrast me lentet e vjetra prej bronzi, të cilat reflektonin vetëm 60% të dritës. L. Foucault krijoi reflektorë me pasqyra parabolike, duke ndryshuar formën e sipërfaqes së pasqyrave. Në fund të shekullit të 19-të, Crossley, një astronom amator, e ktheu vëmendjen te pasqyrat e aluminit. Pasqyra parabolike e qelqit konkave me diametër 91 cm që ai bleu u fut menjëherë në teleskop. Sot, teleskopë me pasqyra kaq të mëdha janë instaluar në observatorë modernë. Ndërsa rritja e refraktorit u ngadalësua, zhvillimi i teleskopit reflektues fitoi vrull. Nga viti 1908 deri në vitin 1935, observatorë të ndryshëm në mbarë botën ndërtuan më shumë se një duzinë e gjysmë reflektorë me një lente më të madhe se ajo e Yerk. Teleskopi më i madh është instaluar në Observatorin Mount Wilson, diametri i tij është 256 centimetra. Dhe edhe ky kufi së shpejti do të dyfishohet. Një reflektor gjigant amerikan u instalua në Kaliforni; sot është më shumë se pesëmbëdhjetë vjeç.
Më shumë se 30 vjet më parë në 1976, shkencëtarët e BRSS ndërtuan një teleskop BTA 6 metra - Teleskopi i Madh Azimutal. Deri në fund të shekullit të 20-të, BTA konsiderohej teleskopi më i madh në botë. Shpikësit e BTA ishin novatorë në zgjidhjet teknike origjinale, si instalimi alt-azimut i drejtuar nga kompjuteri. Sot, këto risi përdoren pothuajse në të gjithë teleskopët gjigantë. Në fillim të shekullit të 21-të, BTA u fut në dhjetë teleskopët e dytë të mëdhenj në botë. Dhe degradimi gradual i pasqyrës me kalimin e kohës - sot cilësia e saj ka rënë me 30% të vlerës fillestare - e kthen atë vetëm në një monument historik të shkencës.
Gjenerata e re e teleskopëve përfshin dy teleskopë të mëdhenj binjakë 10 metra KECK I dhe KECK II për vëzhgime optike me rreze infra të kuqe. Ato janë instaluar në vitin 1994 dhe 1996 në SHBA. Ato u mblodhën falë ndihmës së Fondacionit W. Keck, pas së cilës janë emëruar. Ai siguroi më shumë se 140,000 dollarë për ndërtimin e tyre. Këta teleskopë kanë madhësinë e një ndërtese tetëkatëshe dhe peshojnë më shumë se 300 tonë secili, por funksionojnë me saktësinë më të lartë. Parimi i funksionimit është një pasqyrë kryesore me një diametër prej 10 metrash, e përbërë nga 36 segmente gjashtëkëndore, duke punuar si një pasqyrë reflektuese. Këta teleskopë janë instaluar në një nga vendet optimale të Tokës për vëzhgime astronomike - në Hawaii, në shpatin e vullkanit të shuar Manua Kea 4200 m të lartë. Deri në vitin 2002, këta dy teleskopë, të vendosur në një distancë prej 85 m nga njëri-tjetri, filloi të funksionojë në modalitetin e interferometrit, duke dhënë të njëjtën rezolucion këndor si një teleskop 85 metra. Historia e teleskopit ka bërë një rrugë të gjatë - nga prodhuesit italianë të xhamit te teleskopët satelitorë gjigantë modernë. Observatorët e mëdhenj modernë janë kompjuterizuar prej kohësh. Megjithatë, teleskopët amatorë dhe shumë pajisje si Hubble bazohen ende në parimet e funksionimit të shpikur nga Galileo.
Vëzhgimet e bazuara në tokë në dritaret e transparencës kryhen duke përdorur teleskopë optikë konvencionalë dhe teleskopë specialë IR. Teleskopët specialë IR kanë më pak rrezatim të brendshëm dhe janë të pajisur me një pasqyrë dytësore lëkundëse dhe janë instaluar në zona të larta malore. Katër teleskopë specialë infra të kuqe janë instaluar në majë të vullkanit të shuar Mauna Kea. (Ishujt Hawaiian). Në lartësinë 4200 m mbi nivelin e detit: frëngjisht me diametër pasqyre D = 375 cm; anglisht, D = 360 cm; teleskopi i Administratës Kombëtare të Astronautikës dhe Hapësirës në SHBA - NASA, D = 300 cm; teleskopi i Universitetit të Havait, D = 224 cm.
teleskopë me rreze X (ri).
Detektorë RI:
Në vitin 1978, në satelitin HEAO-B (Observatori Ajnshtajn) në SHBA u lëshua një teleskop me rreze X me incidencë të pjerrët me rezolucion prej 2'. Janë marrë disa mijëra burime me rreze X (deri në vitin 1986)
Teleskopët gama.
Në zonë rrezatimi i butë gama(GI), e përdorur teleskop shkintilues.
Në zonë GI e vështirë– teleskop me udhë detektor. Regjistrohet trajektorja e secilës grimcë të ngarkuar të formuar gjatë përthithjes - fotoneve. Detektori mund të jetë dhoma e shkëndijës dhe dhoma e lëvizjes. Në një dhomë të shkëndijës, një ndarje e shkëndijës zhvillohet përgjatë trajektores së një grimce që jonizon atomet. Një zinxhir shkëndijash riprodhon trajektoren e një grimce. Në dhomën e zhvendosjes, pozicioni i trajektores përcaktohet nga koha e zhvendosjes së elektroneve nga pista e grimcave në elektrodat fqinje.
Në zonë GI e ndërmjetme - zvogëlohet efikasiteti i detektorëve të scintilimit dhe gjurmës.
Në zonë GI ultra i lartë– duke regjistruar rrezatimin Cherenkov, i cili gjenerohet nga elektronet dhe pozitronet e një dushi grimcash që shoqërojnë thithjen e një fotoni me energji ultra të lartë në atmosferë.
Shënim: Rrezatimi Cherenkov - Vavilov(1934) - emetimi i valëve elektromagnetike nga një bartës i ngarkesës elektrike që lëviz me shpejtësi , tejkalimi i fazës " U» shpejtësia e valëve elektromagnetike në materie. . Efekti Cherenkov-Vavilov ndodh nëse n> 1;
Teleskopë neutrino
Në BRSS: në Kaukaz në Observatorin e Neutrinos Baksan; në një minierë kripe në Artemovsk në një thellësi prej 600 m ekuivalent uji; në Itali, SHBA.
Parimi i regjistrimit: detektorë të scintilacionit të lëngshëm - regjistron pozitronet që rezultojnë, lëvizja e të cilave shoqërohet me një blic.
Observatorë të mëdhenj dhe teleskopë më të mëdhenj në botë
OBSERVATORI(nga latinishtja observator - vëzhgues), institucion i specializuar shkencor i pajisur për të kryer kërkime astronomike, fizike, meteorologjike etj. Aktualisht ka më shumë se 500 observatorë në botë, shumica e tyre në hemisferën veriore të Tokës.
Tabela 2. Observatorët kryesorë të botës.
|
Observatori |
Informacion i shkurtër |
|
Observatori Astrofizik Abastumani |
E themeluar në vitin 1932 në malin Kanobili (1650 m) pranë Abastumani në Gjeorgji. Në vitin 1937, filluan vëzhgimet në reflektorin e parë sovjetik 33 cm (vëzhgimet u kryen mbi të që nga viti 1932 në kullën e vjetër) me fotometrin e parë sovjetik. Drejtori i parë ishte Evgeniy Kirillovich Kharadze. Në fillim të viteve 50, u instalua një teleskop menisk 70 cm dhe instrumente të tjera. Në vitin 1980, u instalua teleskopi reflektues më i madh 125 cm plotësisht i automatizuar i observatorit. |
|
Observatori Algonquin |
Observatori radio astronomik në Ontario (Kanada). Instrumenti kryesor është një teleskop 46 metra me një antenë plotësisht të drejtuar. |
|
Observatori Allegheny |
Observatori Kërkimor i Universitetit të Pitsburgut në Pensilvani (SHBA). Ndërtesat moderne të observatorit u ndërtuan në vitin 1912, por puna për krijimin e tij filloi në 1858 nga disa biznesmenë të Pitsburgut. Të inkurajuar nga pamja e kometës Donati atë vit, ata formuan Shoqatën e Teleskopit Allegheny dhe blenë një refraktor 33 centimetrash. Në 1867, teleskopi dhe observatori u transferuan në Universitetin Perëndimor të Pensilvanisë, paraardhësi i Universitetit të Pitsburgut. Drejtori i parë me kohë të plotë ishte Samuel Pierpont Langley, i cili u pasua nga James E. Keeler, një nga themeluesit e Astrophysical Journal dhe më vonë drejtor i Observatorit Lick. Në vitin 1912, tre teleskopë u instaluan në ndërtesën e observatorit. Refraktori i parë 33 cm tani përdoret kryesisht për qëllime edukative dhe për testim. Dy të tjerët (76 cm Tau Refractor dhe 79 cm Keeler Memorial Refractor) vazhdojnë të përdoren për kërkime shkencore. |
|
Observatori Anglo-Australian (AAO) |
Observatori, i bashkëvendosur me Observatorin Siding Spring (New South Wales, Australi), financohet bashkërisht nga qeveritë Australiane dhe MB. Observatori menaxhohet nga Drejtoria e Teleskopit Anglo-Australian (DAAT), e cila u formua në fillim të viteve 1970 kur u ndërtua teleskopi anglo-australian 3.9 metra me një instalim ekuatorial. Vëzhgimet rutinë filluan në vitin 1975. Ishte teleskopi i parë i kontrolluar nga kompjuteri. Së bashku me këtë teleskop universal përdoren shumë instrumente të ndryshme, të cilat çuan në zbulime të rëndësishme shkencore dhe bënë të mundur marrjen e fotografive spektakolare të qiellit të jugut.Në vitin 1988, DAAT mori në dispozicion teleskopin anglez Schmidt 1.2 metra (vën në funksion në vitin 1973 dhe për disa kohë nën juridiksionin e Observatorit Mbretëror të Edinburgut), i cili filloi të përdoret nga shumë astronomë. Teleskopët e njohur Schmidt prodhojnë fotografi me format të madh me cilësi të lartë (6,4° × 6,4°). Pjesa më e madhe e kohës së funksionimit të teleskopit i kushtohet vëzhgimeve afatgjata të qiellit. |
|
Observatori Aresib |
Observatori i Radio Astronomisë në Porto Riko. Gropa me diametër 305 m përshtatet mirë në palosjen natyrore të zonës kodrinore në jug të Arecibos. Teleskopi, ndërtimi i të cilit përfundoi në vitin 1963, operohet nga Qendra Kombëtare Jonosferike dhe Astronomisë në Universitetin Cornell (SHBA). Sipërfaqja reflektuese nuk mund të lëvizë, por burimet e radios mund të gjurmohen duke lëvizur marrësin fokal përgjatë një strukture të veçantë mbështetëse. Në vitin 1997, ky teleskop u modernizua. Gjurma e teleskopit është më e madhe se të gjithë radio teleskopët e tjerë në botë së bashku. Me një sipërfaqe kaq të madhe, teleskopi mund të zbulojë sinjale më të dobëta se çdo teleskop tjetër radio |
|
Observatori Astrofizik Dominion |
Observatori i Këshillit Kombëtar të Kërkimeve të Qendrës Kanadeze për Astronominë Optike, i vendosur afër Victoria (Kolumbia Britanike). Është pjesë e Institutit të Astrofizikës me emrin. Herzberg. Ajo u themelua nga J.S. Plaskett, dhe në vitin 1918 aty filloi të funksiononte një teleskop 1.85 metra, të cilit në vitin 1962 iu shtua një teleskop 1.2 metra. Në vitin 1988, aty u krijua Qendra Kanadeze e të Dhënave Astronomike. |
|
Observatori Detar i Shteteve të Bashkuara |
Observatori zotëron teleskopë astrografikë të vendosur në malin Anderson, afër Flagstaff, Arizona, në Black Birch, Zelanda e Re dhe në Uashington. Observatori u themelua në 1830 dhe mori emrin e tij aktual në 1842. Për pesëdhjetë vjet ai ishte vendosur në atë që tani është Memorial Lincoln. Në 1893, observatori u zhvendos në vendndodhjen e tij aktuale (pranë rezidencës zyrtare të Zëvendës Presidentit). Teleskopi më i madh i vendosur këtu është një refraktor 66 centimetra, që funksionon që nga viti 1873, me ndihmën e të cilit Asaph Hall zbuloi hënat e Marsit Phobos dhe Deimos në 1877. Instrumente të tjera përfshijnë një refraktor Elvan Clark 30 cm, dy reflektorë 61 cm dhe një rreth meridian 15 cm. Teleskopi më i madh në pronësi të observatorit është Reflektori Astrometrik 1.5 metra në Flagstaff. Duke përdorur këtë instrument, James Christie zbuloi hënën e Plutonit Charon në 1978. Në vendin e tij në Arizona, observatori ka një interferometër optik, Interferometrin Optik Detar Eksperimental, i cili ishte teleskopi më i madh i llojit të tij kur hyri në veprim në 1995. Observatori Detar i Shteteve të Bashkuara strehon një nga bibliotekat më të pasura astronomike në botë. Observatori përpilon dhe boton vjetarë astronomikë për marinën, aviacionin dhe drejtorinë ndërkombëtare "Vendet e dukshme të Yjeve Fundamental". |
|
Observatori në lartësi të madhe |
Observatori Fizik Diellor dhe Instituti i Kërkimeve në Kolorado, SHBA. E themeluar në vitin 1940 nën kujdesin e Observatorit të Kolegjit të Harvardit dhe tani një degë e Qendrës Kombëtare për Kërkime Atmosferike. Pajisjet për studimin e Diellit gjenden gjithashtu në qendra të tjera tokësore dhe në satelitë. |
|
Observatori Kryesor Astronomik i Akademisë së Shkencave të Ukrainës |
E themeluar në vitin 1944 (12 km në jug të Kievit, h=180 m mbi nivelin e detit). U hap në vitin 1949 Është përpiluar një katalog i konsoliduar i koordinatave të disa mijëra pikave referente në sipërfaqen e dukshme të Hënës.Ai ka një bazë astronomike vëzhguese në rajonin e Elbrusit në majën Terskol (h=3100m) me 40-cm, 80-cm dhe 2- teleskopët metër. Instrumentet kryesore: rrethi i madh vertikal 19 cm, astrograf i dyfishtë me kënd të gjerë 12 cm, teleskop reflektues 70 cm (1959), teleskop diellor horizontal 44 cm (1965) dhe instrumente të tjera. Që nga viti 1985, Observatori ka botuar revistën shkencore "Kinematika dhe fizika e trupave qiellorë", dhe që nga viti 1953 ka botuar "Izvestia e Okrug Administrativ Shtetëror të Akademisë së Shkencave të SSR të Ukrainës". Regjisori i parë ishte Alexander Yakovlevich Orlov (1880-1954) në vitet 1944-1948 dhe 1950-1951. |
|
Observatori Evropian Jugor (ESO) |
Organizata Evropiane e Kërkimeve u themelua në vitin 1962. Anëtarë të ESO-s janë tetë vende - Belgjika, Danimarka, Franca, Gjermania, Italia, Holanda, Suedia dhe Zvicra. Selia e organizatës është në Garching afër Mynihut në Gjermani, dhe observatori i saj është në La Silla në Kili. |
|
Observatori Astrofizik i Krimesë (CrAO) |
Observatori ukrainas i vendosur në Krime afër Simeiz. E themeluar në vitin 1908 pranë Simeizit si një degë e Observatorit Pulkovo, por e shkatërruar plotësisht me shpërthimin e luftës në 1941. Me Dekret të Qeverisë së BRSS të 30 qershorit 1945, ai u shndërrua në një institucion të pavarur shkencor - Observatori Astrofizik i Krimesë i Akademisë së Shkencave të BRSS. Në vitin 1946, filloi ndërtimi i observatorit në një vend të ri, më të përshtatshëm në fshatin Mangush (fshati Nauchny, 12 km nga Bakhchisarai). Instrumenti i parë i madh ishte një astrograf me një lente 40 cm, i instaluar në verën e vitit 1946 në Simeizm, ku vazhduan vëzhgimet. Drejtori i parë ishte G.A. Shine (1892-1956), më pas në 1952 u zëvendësua nga A. B. Severny (1913-1987). I porositur në vitin 1950. Këtu në vitin 1961 u instalua teleskopi më i madh në Evropë me një pasqyrë 264 cm, F = 10 m, dhe në vitin 1981 u instalua teleskopi 125 cm për vëzhgime fotografike. Një nga teleskopët diellorë të kullës më të mirë në botë u instalua gjithashtu këtu në vitin 1954, dhe një radio teleskop i fuqishëm me valë 22 milimetrash u instalua në vitin 1966. |
|
Observatori Kombëtar i Radio Astronomisë (NRAO) |
Një shoqatë organizatash që kryejnë punën e radioastronomisë në Shtetet e Bashkuara nën kujdesin e një konsorciumi privat të universiteteve, Associated Universities Inc. Shoqata merr fonde sipas një marrëveshjeje konsorciumi me Fondacionin Kombëtar të Shkencës të SHBA. Teleskopët e përdorur nga NRAO janë të vendosur në tre vende të ndryshme. Ky është një "Very Large Array" (VLA - Abbr. Very Large Array. Një radio teleskop i përbërë nga 27 antena, secila me diametër 25 m, që funksionon duke përdorur metodën e sintezës së hapjes bazuar në rrotullimin e tokës. E vendosur në Socorro, New Mexico , ky teleskop është teleskopi më i madh në botë i sintezës së hapjes. Ky grup antenash është i rregulluar në formën "Y", secili krah i të cilit është 21 km i gjatë. Antenat janë të ndërlidhura në mënyrë elektronike, duke rezultuar në grupin që funksionon si një sistem i vetëm 351 radio interferometra që kryejnë vëzhgime të njëkohshme. Rezolucioni maksimal i disponueshëm i një radioteleskopi në një gjatësi vale 1.3 cm është 0.05 sekonda hark. Megjithatë, në praktikë, shumica e vëzhgimeve bëhen në një gjatësi vale prej 6 cm me një rezolucion prej një sekonde harku, pasi kjo zvogëlon shumë kohën e nevojshme për ndërtimin e hartave të radios), teleskopin me valë milimetrash në Kitt Peak, si dhe antenën 42 metra dhe interferometrin e teleskopit Green Bank, i vendosur në Green Bank (West Virginia). E ndërtuar në vitin 1962, Antena e pjatës 92 metra ishte plotësisht jashtë funksionit deri në vitin 1988. Ndërtimi i "pasardhësit" të tij - teleskopi 100 metra përfundoi në 1998. Kjo është antena parabolike më e madhe në botë me kontroll plotësisht të automatizuar. Antena parabolike 43 metra, e lëshuar në vitin 1965, është ende teleskopi ekuatorial më i madh në botë. Ekziston gjithashtu një interferometër radio i përbërë nga tre antena parabolike 26 metra, dy prej të cilave mund të lëvizin përgjatë një trase të gjatë 1.6 km). NRAO e ka selinë në Charlottesville, Virxhinia. |
|
Observatori Pulkovo |
Observatori afër Shën Petersburgut në Rusi, i organizuar në vitin 1718 si Observatori i Shën Petersburgut dhe Akademia e Shkencave të Shën Petersburgut, kishte të vetmin observator të ndërtuar në qendër të qytetit në 1760. Që nga viti 1835 ndodhet në Pulkovo. Më 19 gusht 1839, Observatori Pulkovo hyri në funksion në lartësitë e Pulkovo (75 m mbi nivelin e detit). Ndërtimi filloi më 21 qershor 1835, 70 km në jug të Shën Petersburgut sipas projektit të A.P. Bryullov (1798-1877), i zhvilluar në 1834. Më 3 korrik 1835, u vendos ndërtesa e Observatorit Kryesor. 07/02/1838 - themelimi i Observatorit Pulkovo në Akademinë e Shkencave. Historia e observatorit është e lidhur, në veçanti, me historinë e familjes Struve, gjashtë anëtarë të së cilës u bënë astronomë të famshëm. Vasily Yakovlevich Struve ishte drejtor i observatorit nga 1839 deri në 1862, dhe djali i tij Otto Vasilyevich Struve ishte nga 1862 deri në 1889, i cili ndërtoi një laborator astrofizik në 1886, dhe në 1890-1895 F.A. e pajisi dhe e forcoi observatorin në Bredikh me instrumente të përshtatshme. Observatori u bë "kryeqyteti astronomik i botës" për krijimin e katalogëve më të saktë të yjeve të yjeve themelorë: 1865, 1885, 1905 dhe 1930, duke matur me saktësi pozicionin e 8700 çifteve të yjeve të dyfishtë dhe përcaktimin e konstantave kryesore astronomike. Që në fillim, observatori përmbante, në atë kohë, teleskopin më të madh në botë përthyes 38 cm (15 inç), të bërë nga studentët e J. Flaunhofer - Merz dhe Mahler, dhe në 1888, më të madhin në botë përthyes 30 inç (76 cm). teleskopi, i bërë nga optika amerikane A. Clark. Ishte Observatori Pulkovo që ishte një nga të parët që përdori fotografinë në astrometri. Në vitin 1920, u organizua një shërbim me orar të saktë dhe në vitin 1924, një komitet ndërkombëtar i shërbimit të kohës u krijua në observator. Në vitin 1932 u organizua Shërbimi i Diellit. Ndërtesat e asaj kohe u shkatërruan gjatë Luftës së Dytë Botërore, por më pas u rivendosën në formën e tyre origjinale në 1954. Hapja u bë më 21 maj 1954. Observatori u zgjerua ndjeshëm dhe u pajis me instrumentet më të fundit. U instalua një teleskop refraktor 65 cm (F=10.4m), më i madhi në BRSS. Bazat e vëzhgimit në Kaukaz dhe Pamirs, stacioni astronomik malor Kislovodsk, në Blagoveshchensk (laboratori gjerësor në Amur), ekspeditë në Bolivi (që nga viti 1983). Kërkime: astrometri, radioastronomi, instrumente astronomike, astronomi ekstraatmosferike etj. Observatori boton “Proceedings” (që nga viti 1893), “Izvestia” (që nga viti 1907), “Solar Data” (që nga viti 1954) dhe të tjera. |
Figura 46. Observatori Pulkovo
Një teleskop është një pajisje që përdoret për të vëzhguar objekte të largëta. Përkthyer nga greqishtja, "teleskop" do të thotë "larg" dhe "vëzhgoj".
Për çfarë shërben teleskopi?
Disa njerëz mendojnë se një teleskop i zmadhon objektet, ndërsa të tjerë besojnë se i afron ato. Të dyja janë gabim. Detyra kryesore e një teleskopi është të marrë informacion rreth objektit të vëzhguar duke mbledhur rrezatimin elektromagnetik.
Rrezatimi elektromagnetik nuk është vetëm dritë e dukshme. Valët elektromagnetike përfshijnë gjithashtu valët e radios, rrezatimin terahertz dhe infra të kuqe, ultravjollcë, rrezet x dhe rrezatimin gama. Teleskopët janë të dizajnuar për të gjitha rrezet e spektrit elektromagnetik.
Teleskopi optik
Detyra kryesore e një teleskopi është të rrisë këndin e shikimit, ose të dukshëm madhësia këndore objekt i largët.
Madhësia këndore është këndi midis vijave që lidhin pikat diametralisht të kundërta të objektit të vëzhguar dhe syrit të vëzhguesit. Sa më larg të jetë objekti i vëzhguar, aq më i vogël do të jetë këndi i shikimit.
Le të lidhim mendërisht dy pika të kundërta të bumit të vinçit të kullës me vija të drejta me syrin tonë. Këndi që rezulton do të jetë këndi i shikimit, ose madhësia këndore. Le të bëjmë të njëjtin eksperiment me një vinç që qëndron në oborrin fqinj. Madhësia këndore në këtë rast do të jetë shumë më e vogël se në atë të mëparshme. Të gjitha objektet na duken të mëdha ose të vogla në varësi të dimensioneve të tyre këndore. Dhe sa më larg të jetë objekti, aq më e vogël do të jetë madhësia e tij këndore.
Një teleskop optik është një sistem që ndryshon këndin e prirjes së boshtit optik të një rrezeje paralele drite. Ky sistem optik quhet fokale. E veçanta e saj qëndron në faktin se rrezet e dritës hyjnë në të në një rreze paralele, dhe dalin në të njëjtën rreze paralele, por në kënde të ndryshme, të ndryshme nga këndet e vëzhgimit me sy të lirë.
Sistemi afokal përbëhet nga një lente dhe një okular. Thjerrëza drejtohet nga objekti i vëzhguar dhe okulari është përballë syrit të vëzhguesit. Ato janë të pozicionuara në mënyrë që fokusi i përparmë i okularit të përkojë me fokusin e pasmë të thjerrëzës.
Një teleskop optik mbledh dhe fokuson rrezatimin elektromagnetik në spektrin e dukshëm. Nëse në dizajnin e tij përdoren vetëm lente, një teleskop i tillë quhet refraktor , ose një teleskop me dioptri. Nëse ka vetëm pasqyra, atëherë quhet reflektor , ose një teleskop kataprik. Ekzistojnë teleskopë optikë të tipit të përzier, të cilët përmbajnë thjerrëza dhe pasqyra. Ata quhen pasqyrë-thjerrëza , ose katadioptrike.
Teleskopi "klasik", i cili u përdor në ditët e flotës së lundrimit, përbëhej nga një lente dhe një okular. Lente ishte një lente konvergjente pozitive që krijonte një imazh real të objektit. Imazhi i zmadhuar u pa nga vëzhguesi përmes okularit - një lente negative divergjente.
Vizatimet e teleskopit më të thjeshtë optik u krijuan nga Leonardo para Vinçit në vitin 1509. Optika holandeze konsiderohet autori i teleskopit John Lippershey, i cili demonstroi shpikjen e tij në Hagë në 1608.
Galileo Galilei e ktheu një teleskop në teleskop në vitin 1609. Pajisja që ai krijoi kishte një lente dhe një okular dhe siguronte zmadhim 3x. Galileo më vonë krijoi një teleskop me zmadhim 8x. Por dizajnet e tij ishin shumë të mëdha. Kështu, diametri i thjerrëzës së një teleskopi me zmadhim 32x ishte 4.5 m, dhe vetë teleskopi ishte rreth një metër i gjatë.
Matematikani grek sugjeroi t'i jepej emri "teleskop" instrumenteve të Galileos. Xhovani Demisiani në 1611
Ishte Galileo ai që drejtoi i pari një teleskop në qiell dhe pa njolla në Diell, male dhe kratere në Hënë dhe ekzaminoi yjet në Rrugën e Qumështit.
Teleskopi Galileas është një shembull i një teleskopi të thjeshtë përthyes. Thjerrëza në të është një lente konvergjente. Në rrafshin fokal ( pingul me boshtin optik dhe duke kaluar nëpër fokus), fitohet një imazh i reduktuar i objektit në fjalë. Okuli, i cili është një lente divergjente, bën të mundur shikimin e një imazhi të zmadhuar. Teleskopi Galileo siguron një zmadhim të dobët të një objekti të largët. Nuk përdoret në teleskopët modernë, por një skemë e ngjashme përdoret në dylbi teatrore.
Në 1611, një shkencëtar gjerman Johannes Kepler doli me një dizajn më të avancuar. Në vend të një lente divergjente, ai vendosi një lente konvergjente në okular. Imazhi doli me kokë poshtë. Kjo krijoi bezdi për vëzhgimin e objekteve në tokë, por për objektet hapësinore ishte mjaft e pranueshme. Në një teleskop të tillë, pas fokusit të thjerrëzës kishte një imazh të ndërmjetëm, në të cilin mund të ndërtohej një shkallë matës ose pllakë fotografike. Ky lloj teleskopi gjeti menjëherë aplikimin e tij në astronomi.
NË teleskopët reflektues Në vend të një lente, elementi grumbullues është një pasqyrë konkave, rrafshi fokal i pasmë i së cilës është në linjë me rrafshin fokal të përparmë të okularit.
Teleskopi pasqyrë u shpik nga Isaac Newton në 1667. Në dizajnin e tij, pasqyra kryesore mbledh rrezet paralele të dritës. Për të parandaluar që vëzhguesi të bllokojë rrjedhën e dritës, një pasqyrë e sheshtë vendoset në rrugën e rrezeve të reflektuara, e cila i shmang ato nga boshti optik. Imazhi shihet përmes okularit.
Në vend të një okular, mund të vendosni një film fotografik ose një matricë të ndjeshme ndaj dritës, e cila e shndërron imazhin e projektuar në të në një sinjal elektrik analog ose në të dhëna dixhitale.
NË teleskopët me lente pasqyre Lente është një pasqyrë sferike dhe sistemi i lenteve kompenson devijimet - gabimet e imazhit të shkaktuara nga devijimi i rrezes së dritës nga drejtimi ideal. Ato ekzistojnë në çdo sistem të vërtetë optik. Si rezultat i devijimeve, imazhi i një pike turbullohet dhe bëhet i paqartë.
Teleskopët optikë përdoren nga astronomët për të vëzhguar trupat qiellorë.
Por Universi dërgon më shumë sesa thjesht dritë në Tokë. Valët e radios, rrezet X dhe rrezatimi gama na vijnë nga hapësira.
Radio teleskop
Ky teleskop është projektuar për të marrë valë radio të emetuara nga objektet qiellore në Sistemin Diellor, Galaktikë dhe Megagalaktikë, duke përcaktuar strukturën hapësinore, koordinatat, intensitetin dhe spektrin e rrezatimit. Elementet kryesore të tij janë një antenë marrëse dhe një marrës shumë i ndjeshëm - një radiometër.
Antena është e aftë të marrë valë milimetër, centimetër, decimetër dhe metër. Më shpesh ky është një reflektor pasqyre në formë parabolike, fokusi i të cilit është rrezatuesi. Kjo është një pajisje në të cilën grumbullohet rrezatimi radio i drejtuar nga një pasqyrë. Ky rrezatim më pas transmetohet në hyrjen e radiometrit, ku përforcohet dhe shndërrohet në një formë të përshtatshme për regjistrim. Ky mund të jetë një sinjal analog, i cili regjistrohet nga një regjistrues, ose një sinjal dixhital, i cili regjistrohet në një hard disk.
Për të ndërtuar një imazh të objektit të vëzhguar, radioteleskopi mat energjinë e rrezatimit (shkëlqimin) në çdo pikë.
Teleskopët hapësinorë
Atmosfera e Tokës transmeton rrezatim optik, rreze infra të kuqe dhe radio. Dhe rrezatimi ultravjollcë dhe rreze X vonohet nga atmosfera. Prandaj, ato mund të vëzhgohen vetëm nga hapësira, të instaluara në satelitë artificialë të Tokës, raketa hapësinore ose stacione orbitale.
teleskopë me rreze X janë krijuar për të vëzhguar objektet në spektrin e rrezeve X, kështu që ato instalohen në satelitët artificialë të Tokës ose raketat hapësinore, pasi atmosfera e tokës nuk transmeton rreze të tilla.
Rrezet X lëshohen nga yjet, grupimet e galaktikave dhe vrimat e zeza.
Funksionet e thjerrëzave në një teleskop me rreze X kryhen nga një pasqyrë me rreze X. Meqenëse rrezatimi me rreze X pothuajse plotësisht kalon përmes materialit ose absorbohet prej tij, pasqyrat konvencionale nuk mund të përdoren në teleskopët me rreze X. Prandaj, për të përqendruar rrezet, përdoren më shpesh pasqyra kullotjeje ose të pjerrëta të bëra prej metali.
Përveç teleskopëve me rreze X, teleskopët ultravjollcë , duke vepruar në rrezatim ultravjollcë.
Teleskopë me rreze gama
Jo të gjithë teleskopët me rreze gama janë të vendosur në objekte hapësinore. Ka teleskopë me bazë tokësore që studiojnë rrezatimin gama kozmik me energji ultra të lartë. Por si të zbulohet rrezatimi gama në sipërfaqen e Tokës nëse ai absorbohet nga atmosfera? Rezulton se fotonet kozmike gama të energjive ultra të larta, pasi kanë hyrë në atmosferë, "ngrenë" elektronet sekondare të shpejta nga atomet, të cilat janë burime të fotoneve. Duket, e cila është regjistruar nga një teleskop i vendosur në Tokë.
Rrezet X janë një varg rrezatimi elektromagnetik me një gjatësi vale nga 0,01 deri në 10 nm, e ndërmjetme midis rrezeve ultravjollcë dhe rrezeve gama. Meqenëse fotonet në këtë varg kanë energji të lartë, ato karakterizohen nga aftësia e lartë jonizuese dhe depërtuese, e cila përcakton qëllimin e përdorimit të tyre praktik. Të njëjtat veti i bëjnë ato shumë të rrezikshme për organizmat e gjallë. Atmosfera e tokës na mbron nga rrezet X që vijnë nga hapësira. Sidoqoftë, nga këndvështrimi i astronomëve, ata janë me interes të veçantë, pasi ato mbartin informacione të rëndësishme për lëndën e nxehtë në temperatura ultra të larta (në rendin e miliona kelvinëve) dhe proceset që çojnë në një ngrohje të tillë.
Ashtu si me rrezen UV, përpjekjet e para për të fotografuar sferën qiellore në spektrin e rrezeve X u bënë me pajisje të instaluara në raketa gjeofizike në lartësi të madhe. Problemi kryesor këtu ishte se metodat "konvencionale" të fokusimit - duke përdorur lente ose pasqyra konkave - janë të papranueshme për rrezet me energji të lartë, kështu që duhej përdorur teknologjia komplekse "incidenca e kullotjes". Sisteme të tilla përqendrimi kanë masa dhe dimensione dukshëm më të mëdha se instrumentet optike dhe duhej të shfaqeshin mjete lëshimi mjaft të fuqishme në mënyrë që teleskopët me rreze X të hynin përfundimisht në orbitat e ulëta të Tokës.
Përpjekja e parë e tillë e suksesshme ishte sateliti amerikan Uhuru (Explorer 42), i cili operoi nga viti 1970 deri në vitin 1973. Gjithashtu ia vlen të përmendet anija e parë kozmike holandeze ANS (Astronomical Netherlands Satellite), e lëshuar në gusht 1974, dhe dy NEAO (NASA) në hapësirë. observatorë - i dyti prej tyre, i lëshuar në orbitë më 13 nëntor 1978, u emërua pas Albert Ajnshtajnit. Më 21 shkurt 1979, Japonia nisi aparatin Hakucho (CORSA-b), i cili vëzhgoi "qiellin me rreze X" deri në vitin 1985. Për më shumë se tetë vjet, nga 1993 deri në 2001, teleskopi i dytë japonez me energji të lartë ASCA (ASTRO- D) operuar. Agjencia Evropiane e Hapësirës e “shënoi” veten në këtë drejtim me satelitët EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite, 1983-1986) dhe BeppoSAX (1996-2003). Në fillim të vitit 2012, funksionimi i një prej "mëlçive të gjata kozmike" - teleskopi orbital Rossi X-ray Timeming Explorer, i nisur në 30 dhjetor 1995, u ndal.
E treta e Katërs së Madhe
Teleskopi me rreze X Chandra, i dorëzuar në orbitë më 23 korrik 1999 në bordin e anijes kozmike të ripërdorshme Columbia (misioni STS-93), u bë i treti nga katër observatorët e mëdhenj të NASA-s të nisura midis viteve 1990 dhe 2003. Ai u emërua për nder të fizikantit amerikan dhe astrofizikani me origjinë indiane Subramanian Chandrasekhar.
Një orbitë gjeocentrike me një lartësi apogjee prej 139 mijë km dhe një perigje prej rreth 16 mijë km lejon seanca të vazhdueshme vëzhgimi që zgjasin deri në 55 orë, që është dukshëm më shumë në krahasim me të njëjtin tregues për satelitët e Tokës me orbitë të ulët. Zgjedhja e orbitës është gjithashtu për shkak të faktit se rrezatimi me rreze X absorbohet dukshëm edhe nga gazrat e rrallë që përmbahen në shtresat më të larta të atmosferës së tokës - në lartësitë ku veprojnë shumica e satelitëve artificialë. Periudha orbitale është 64.2 orë, ku Chandra kalon 85% të kësaj kohe jashtë rripave të rrezatimit të Tokës. Disavantazhi i një orbite të tillë është, në veçanti, pamundësia për të dërguar një ekip riparimi në teleskop (siç është bërë vazhdimisht në rastin e Observatorit Hubble).
 |
|
KARAKTERISTIKAT TEKNIKE TË TELESKOPIT CHANDRA
> Pesha: 4620 kg OBJEKTIVAT KRYESORE SHKENCORE: > Studimi i vrimave të zeza në qendrat e galaktikave |
| TELESKOPI HAPËSINOR |
Teleskopi me rreze X ka një specializim mjaft të ngushtë. Është projektuar për të vëzhguar rrezatimin e objekteve shumë të nxehta në Univers - të tilla si yjet që shpërthejnë, grupimet e galaktikave dhe materia në afërsi të vrimave të zeza. Megjithatë, ai gjithashtu mund të zbulojë rrezatimin me energji të lartë që lind në një mënyrë ose në një tjetër në atmosferat dhe në sipërfaqet e trupave të ndryshëm në Sistemin Diellor. Fillimisht ishte planifikuar që Chandra të operonte në hapësirë për 5 vjet, por duke pasur parasysh gjendjen e mirë të sistemeve të saj në bord, funksionimi i tij tashmë është zgjatur disa herë (më së fundi në 2012).
Vëzhgimi i parë i teleskopit
Mbetjet galaktike të shpërthimeve të supernovës janë një burim informacioni të vlefshëm për Universin, siç dëshmohet nga rezultatet e një analize të vëzhgimeve nga teleskopi Chandra. Në veçanti, me ndihmën e saj, struktura e mbetjes Cassiopeia A u detajua, u krijua një hartë e të gjitha flukseve hyrëse dhe dalëse të materies dhe valëve goditëse, daljet e materies ndëryjore dhe rreth yjore para shpërthimit të Supernovës u ndanë hapësinor, dhe zonat e përshpejtimit të rrezeve kozmike u lokalizuan. Jo më pak rezultate të rëndësishme ishin zbulimi i besueshëm i linjave të forta të emetimit të gjerë të mbetjes në mënyrën e spektroskopisë me rezolucion hapësinor ultra të lartë dhe hartëzimi i shpërndarjes së elementeve nga karboni në hekur në emetimet e substancës. Mosha e mbetjes së përcaktuar nga këto vëzhgime është afërsisht 140 vjet, që është pothuajse identike me vlerësimet e bëra nga metoda të tjera. Krahasimi i moshës dhe madhësive lineare të mbetjeve të tjera të supernovës tregoi aftësinë e teleskopit Chandra për të matur shpejtësinë e zgjerimit të tyre radial në pothuajse mikroshkalla: për shembull, gjatë 22 viteve, madhësia e mbetjes së Supernovës SN 1987A në Renë e Madhe Magelanik6 ndryshoi nga vetëm 4 sekonda harkore.
Një mjegullnajë e ndezur nga një pulsar
Shumë astronomë vërejnë se një nga avantazhet më mbresëlënëse të teleskopit Chandra është aftësia e tij për të studiuar strukturën e imët të të ashtuquajturave plerione (Mjegullnaja e erës Pulsar - PWN) - mjegullnajat "ushqehen" nga materia pulsar, tipari i së cilës është madhësi jashtëzakonisht e vogël - në rendin e disa sekondave të harkut. Chandra ishte veçanërisht i suksesshëm në studimin e një objekti të tillë në konstelacionin Vela - pulsar Vela. Për momentin, ky është plerioni më i studiuar.
Ky imazh Chandra i mjegullnajës kompakte rreth pulsarit Vela tregon një strukturë interesante të përbërë nga dy valë goditëse harkore. Ato u formuan kur një re gazi që rrethonte pulsarin u përplas me materialin e mjegullnajës ndërsa lëvizte nëpër të. Avionët e emetuar nga pulsari janë të dukshme si segmente të drejta të ndritshme pingul me harqet. Drejtimi i tyre praktikisht përkon me drejtimin e lëvizjes së objektit super të dendur. Ata besohet se lindin për shkak të rrotullimit të saj, si dhe ndërveprimit të materies me fusha të fuqishme elektrike dhe magnetike në afërsi të saj.
 |
| Ndryshimet në formën dhe shkëlqimin e avionëve. |
| TELESKOPI HAPËSINOR |
Ri-fotografimi i pulsarit Vela nga Observatori i rrezeve X Chandra zbuloi ndryshime të dukshme në formën dhe shkëlqimin e avionëve gjatë periudhave relativisht të shkurtra kohore. Këtu janë paraqitur katër nga 13 imazhet e tij, të realizuara gjatë dy viteve e gjysmë. Gjatësia e avionëve arrin gjysmë viti dritë (rreth 5 trilion km), dhe gjerësia e tyre mbetet pothuajse konstante në të gjithë dhe nuk i kalon 200 miliardë km, gjë që mund të shpjegohet me praninë e një fushe magnetike "kufizuese" në to. Shpejtësia e lëndës që nxirret nga pulsari është pothuajse gjysma e shpejtësisë së dritës. Në rrjedhat e tilla relativiste të grimcave të ngarkuara, duhet të lindin paqëndrueshmëri që tashmë janë vërejtur në eksperimentet në përshpejtues të veçantë. Tani ata kanë qenë në gjendje të regjistrohen duke përdorur një shembull të një objekti të vërtetë astrofizik. Rrezatimi me rreze X në këtë rast lind nga bashkëveprimi i elektroneve ultra të shpejta dhe pozitroneve me linjat e fushës magnetike.
Shkencëtarët presin të gjejnë paqëndrueshmëri të ngjashme në avionët e emetuar nga vrimat e zeza supermasive në qendrat e galaktikave, por shkalla e saj kohore duhet të jetë shumë më e madhe (në rendin e qindra e mijëra viteve).
Mjegullnaja e Gaforres (Ml) është mbetja e një prej shpërthimeve më të ndritura të Supernovës në historinë njerëzore, e vëzhguar në vitin 1054. Informacioni për të gjendet në japoneze, kineze dhe në disa kronika arabe.
|
1. Yje të rinj si dielli. Vëzhgimet afatgjata të grupeve të yjeve në Mjegullnajën e Orionit (M42) kanë treguar se yjet e rinj me masë diellore, me moshë nga 1 deri në 10 milionë vjet, demonstrojnë aktivitet të ndezjes në shkallë të gjerë, veçanërisht të dukshme në rrezen X, ndërsa Frekuenca e ndezjeve dhe energjia e tyre është pothuajse një rend i madhësisë më i lartë se proceset e llojeve të ngjashme të vëzhguara në Diellin tonë, mosha e të cilit është afër 4.6 miliardë vjet. Kjo mund të ndikojë ndjeshëm në formimin e planetëve dhe zonave të banueshme rreth yjeve të tillë. 2. Supernova dhe mbetjet e supernovës. Imazhet dhe spektrat e supernovave të marra nga teleskopi Chandra bënë të mundur studimin e dinamikës së valëve goditëse të krijuara nga shpërthimet e yjeve masive, si dhe mekanizmat e përshpejtimit të elektroneve dhe protoneve në shpejtësinë afër dritës, përcaktimin e sasisë dhe shpërndarjes. të elementëve të rëndë të formuar gjatë shpërthimeve dhe studioni vetë mekanizmat e shpërthimeve. 3. Unaza rreth pulsarëve dhe avionëve. Imazhet e Chandra të Mjegullnajës së Gaforres dhe mbetjeve të tjera të supernovës tregojnë unaza dhe avionë mahnitës - nxjerrjet e grimcave me energji të lartë të emetuara nga yjet neutrone që rrotullohen me shpejtësi. Kjo tregon se ato mund të shërbejnë si gjenerues të fuqishëm të grimcave të tilla. 4. Vrimat e zeza të masave yjore. Zbulimi i dy vrimave të zeza (BH), masat e të cilave tejkalojnë 15 masa diellore, shërbeu si pikënisje për rishikimin e ideve rreth mekanizmave të mundshëm të evolucionit të tyre. 5. Shigjetari A* është një vrimë e zezë në qendër të Rrugës së Qumështit. Teleskopi Chandra mati prodhimin e energjisë dhe shkallën e humbjes së materies në burimin radio Shigjetari A*, një vrimë e zezë supermasive e vendosur në qendër të galaktikës sonë (në drejtim të yjësisë së Shigjetarit). Këto të dhëna i lejuan astronomët të arrinin në përfundimin se niveli aktual i ulët i aktivitetit të tij nuk është pasojë e drejtpërdrejtë e mungesës së rezervave të "karburantit" në afërsi të tij. 6. Vrimat e zeza të dyfishta. Në një galaktikë, Chandra zbuloi dy vrima të zeza supermasive, të cilat, sipas llogaritjeve, së shpejti do të bashkohen. Është e mundur që pikërisht kështu rriten vrimat e zeza në qendrat e galaktikave. 7. Vrimat e zeza që nxjerrin materien. Imazhet e Chandra të grupimeve të galaktikave u ofrojnë vëzhguesve dëshmi dramatike të aktivitetit shpërthyes afatgjatë dhe të përsëritur të lidhur me vrimat e zeza supermasive rrotulluese. Ky aktivitet rezulton në shndërrimin shumë efikas të energjisë gravitacionale të materies që bie në vrimën e zezë në rryma grimcash me energji të lartë. Kështu, vrimat e zeza nga "mbytet" bëhen burime të fuqishme energjie, për shkak të të cilave ato luajnë një rol kyç në evolucionin e galaktikave masive. 8. “Regjistrimi” i vrimave të zeza. Gjatë përpunimit të rezultateve të vëzhgimit brenda programit Chandra Deep Field, u zbuluan qindra vrima të zeza supermasive, disqet e grumbullimit në afërsi të të cilave lëshojnë rreze X gjatë rrotullimit. Ekzistenca e këtyre burimeve mund të shpjegojë pothuajse të gjithë "shkëlqimin" e përhapur të rrezeve X të qiellit, i zbuluar më shumë se 40 vjet më parë dhe vetëm tani ka marrë një shpjegim adekuat. "Regjistrimi" i vrimave të zeza supermasive jep një pasqyrë të kohës së formimit të këtyre objekteve dhe evolucionit të tyre. Ekspertët flasin gjithashtu për zbulimin e mundshëm të të ashtuquajturave "vrima të zeza me masë të ndërmjetme" - në fakt, një kategori e re e objekteve të kësaj klase. 9. Materie e errët. Vëzhgimet e grupit të plumbave dhe një sërë grupesh të tjera galaktikash, të kryera nga teleskopi Chandra në lidhje me disa teleskopë optikë, janë bërë dëshmi e padiskutueshme se pjesa më e madhe e materies në Univers është në formën e materies së errët. Prania e tij manifestohet përmes ndikimit gravitacional në lëndën "normale" - elektronet, protonet dhe neutronet, të cilat përbëjnë atomet "të zakonshëm". Sidoqoftë, zbulimi i drejtpërdrejtë i këtij komponenti të universit nuk është i mundur (të paktën në kohën tonë). Studimet anketuese të shumë grupimeve galaktikash kanë konfirmuar se Universi përmban pesë herë më shumë lëndë të errët sesa lëndë "e zakonshme". 10. Energjia e errët. Të dhënat vëzhguese të marra nga teleskopi Chandra mbi shkallën e rritjes së grupimeve të galaktikave treguan se zgjerimi i Universit po përshpejtohet - kryesisht për shkak të mbizotërimit të një substance në hapësirë të quajtur "energji e errët". Ky konfirmim i pavarur i zbulimit, i bërë përmes analizës së vëzhgimeve optike të supernovave të largëta, përjashton çdo alternativë ndaj Relativitetit të Përgjithshëm dhe forcon kufizimet mbi natyrën e energjisë së errët. Arritjet e tjera shkencore të teleskopit më të suksesshëm me rreze X përfshijnë studime të detajuara spektrale të aktivitetit të vrimave të zeza supermasive në qendrat e galaktikave (duke përfshirë zbulimin e vrimave të zeza supermasive dy herë më aktive se vlerësimet e mëparshme), të dhëna të reja mbi proceset e formimit e grupimeve të galaktikave dhe evolucionit të tyre, si dhe krijimi i një katalogu të përbashkët Katalogu i Burimeve Chandra (CSC), që përmban mbi 250 mijë burime të rrezeve X në 1% të sipërfaqes totale të qiellit dhe duke përdorur të dhëna nga 10 mijë vëzhgime individuale të shumë burimeve të llojeve të ndryshme (yje në afërsi të qendrës së Rrugës së Qumështit, binarët e rrezeve X galaktike dhe ekstragalaktike, bërthamat e galaktikave aktive etj.). |
| TOP 10 ARRITJET SHKENCORE TË CHANDRA |
Më shumë se 900 vjet pas shpërthimit të një Supernova të ndritshme në yjësinë Demi, në vendin e saj është e dukshme një mjegullnajë gazi në zgjerim, në qendër të së cilës ka një yll neutron super të dendur - një pulsar. Ai vazhdon të rrezatojë energji dhe të lëshojë rryma grimcash me energji të lartë. Përkundër faktit se mund të shihet vetëm përmes teleskopëve të mëdhenj, çlirimi total i energjisë i këtij objekti është 100 mijë herë më i madh se fuqia e rrezatimit të Diellit.
Elektronet me energji të lartë që lëshojnë rreze X humbasin energjinë më shpejt dhe nuk kanë kohë të "fluturojnë" larg qendrës së mjegullnajës nga ku janë hedhur, kështu që madhësia e dukshme e rajonit që lëshon në intervalin më të madh të gjatësisë valore është shumë më e madhe se plerioni i fotografuar nga teleskopi Chandra.
Mjegullnaja e Gaforres monitorohet pothuajse vazhdimisht nga instrumente me bazë në tokë dhe në hapësirë, me përjashtim të periudhave kohore kur Dielli nuk është larg tij në qiell. Pa ekzagjerim, ky objekt mund të quhet një nga "tërheqjet" qiellore më të studiuara.