Оптични телескопи

В продължение на столетия астрономическите наблюдения са се провеждали само с невъоръжено око. Изобретяването на телескопа от Галилей в началото на 17 век довело до истинска революция в астрономията. Сега телескопът е основно средство за астрономическите наблюдения.

Оптическите телескопи събират много повече светлина от човешкото око. Основна оптическа част от всеки телескоп е неговият обектив. Неговата функция е да събира светлинната енергия от небесните обекти и да се получават уголемените им образи. Колкото е по-голяма площта на обектива, толкова повече светлинна енергия събира телескопът и толкова по-слабо светещи обекти могат да се наблюдават с него.

В зависимост от обективите има две основни конструкции телескопи. Ако обективът на един телескоп е леща или комбинация от лещи, той се нарича рефрактор, а ако за обектив се използва огледало - рефлектор.

Полученият с обектив образ може да се разгледа с помощта на окуляр, който изпълнява ролята на лупа. Този образ може да се фотографира или да се регистрира по най-различни други начини, като за тази цел окуляр не е необходим. Вече повече от сто години астрономите практически не наблюдават с око, понеже използват други приемници на светлина.

Основните характеристики на телескопите са диаметърът D на неговия обектив и относителният отвор на телескопа (отношението D/f на диаметъра на обектива на телескопа към фокусното му разстояние f). Например, ако прочетем върху един телескоп надписа "2 - m, f/8", това означава, че диаметърът му е D=2m, а относителният му отвор е 1:8, а фокусното му разстояние е f = 16m.

От тези характеристики зависят яркостта, размерите и детайлността на получения с телескопа образ. Например размерите на образа на Луната, получени с телескоп с фокусно разстояние f=1m, е около 1 см, а ако телескопът има фокусно разстояние f=10m, лунният образ ще има диаметър 10 см. Размерите на образа на такива обекти като Луната (те се наричат площни за разлика от звездите, които поради огромната си отдалеченост от нас изглеждат като точки и в най-големите телескопи) зависят само от фокусното разстояние на телескопа. Яркостта на образа от своя страна зависи само от диаметъра на обектива му.

Освен за събиране на светлинна енергия телескопите подобно на биноклите се използват, за да се увеличат ъгловите размери на образите на космическите обекти и по този начин да позволят да се разгледат повече и по-дребни детайли в тях.

Възможността с един телескоп да се различават дребните детайли в получения с него образ се характеризира от разделителната му способност. Това е минималният ъгъл, под който две близки точки все още могат да се възприемат като отделни.

Способността да се разделят две близки точки зависи от качеството на обектива на телескопа. Ако оптиката на телескопа няма необходимото качество, ще се получават по-лоши образи. Колкото е по-голямо светлинното петно, което съответства на образа на точковите източници на светлина (т. е. на звездите), толкова по-лошо е качеството на образа и толкова по-малка е разделителната способност на телескопа.

Но дори и с телескоп, чийто оптически качества са идеални, не може да се получи образ на точков обект като точка. Когато светлинните вълни минават близо до краищата на обектива на телескопа, те се отклоняват и няма да се концентрират във фокуса, а в една малка зона около него. Това се дължи на дифракцията на светлината. Заради нея образът на точковия източник не е точка, а размито кръгло петънце, заобиколено от слаби пръстени.

Важна характеристика на телескопите е увеличението. Това е отношението на размера на обекта, както се вижда в телескопа, към размера, който виждаме с невъоръжено око. Телескопите увеличават не линейните, а ъгловите размери на обектите. Ефектът от увеличението е такъв, сякаш обектът се е приближил към нас.

Ако при наблюдение с телескоп видимият диаметър на Луната се е увеличил 20 пъти (т. е. от 0,5^о е станал 10^о), значи увеличението е 20 пъти (записва се 20х). Увеличението на телескопа се определя от отношението на фокусното разстояние на обектива f_об към фокусното разстояние на окуляра f_ок т. е.  увеличение = f_об/f_ок

Обикновено телескопите са снабдени с набор от различни окуляри, поради което с един и същ телескоп могат да се получат различни увеличения.

От казаното до тук следва, че предназначението на телескопите е да събират колкото е възможно повече светлинна енергия от космическите обекти и да получават образи на тези обекти с увеличени ъглови размери.

Всеки телескоп може да регистрира светлинната енергия от космическите обекти само до определена граница. Тази граница се нарича проникваща способност на телескопа.

Кое е по-важно в астрономията - проникващата способност на телескопа или неговата разделителна способност? На този въпрос не може да се отговори еднозначно. Когато един космически обект се отдалечава от наблюдателя, намаляват както видимите му размери, така и идващият до нас поток светлинна енергия от него. Следователно, за да можем да проникнем по-дълбоко в глъбините на Вселената, трябва да увеличим и проникващата, и разделителната способност на нашите телескопи.

Колкото е по-голям диаметърът на обектива, толкова е по-добра разделителната способност на телескопа. На пръв поглед е достатъчно да се правят все по-големи телескопи и въпросът за по-дълбокото наблюдателно проникване във Вселената ще бъде решен.

На практика обаче теоретичната граница на разделителната способност не може да се достигне поради ограниченията, внасяни от земната атмосфера. Атмосферата разсейва светлината и разделителната способност под 1" не може да се достигне независимо от размерите на обектива на телескопа. Наистина, това е доста малък ъгъл - под такъв ъгъл се вижда например един кибрит от разстояние около 10 км. Но този ъгъл съответства на теоретичната разделителна способност на телескоп с обектив само около 10 см! Поради влияние на атмосферата, образите, получени и с най-големите телескопи, не са по-добри по количество на детайлите в тях от образите в училищните телескопи. Затова при телескопите не се използват увеличения повече от 200-300 пъти. По-големите увеличения са безполезни поради ограничаващата роля на атмосферата.

Защо тогава въобще се строят големи телескопи? Защото все пак те събират много повече светлинна енергия от космическите обекти и получените с тях образи са значително по-ярки. А това е много важно, понеже в астрономия се работи със слаби източници на светлина и няма друга наука, която да се занимава с изследването на толкова малки потоци електромагнитна енергия.

Радиотелескопи

Радиоизлъчването от Космоса беше открито през 30-те години на миналия век и за неговото изследване бяха създадени радиотелескопите. Антените на някои от тях приличат на обикновените рефлектори. Те събират радиовълните във фокуса на метално вдлъбнато огледало, чиито размери обикновено са няколко десетки метра. Най-големият радиотелескоп с неподвижна антена е разположен е разположен в кратера на изгаснал вулкан в Пуерто Рико и има диаметър 305 метра.

Главното предимство на радиотелескопите е голямата им разделителна способност. Най-добрите радиотелескопи са около 10 000 пъти по-чувствителни от най-големите оптични телескопи.

Основен недостатък на радиотелескопите е малката им разделителна способност. Този недостатък е отстранен при интерферометрите. Те представляват системи от няколко радиотелескопа, отдалечени на големи разстояния един от друг, в които сигналът от космическите обекти се сумира на едно място. Радиоинтерферометрите работят на принципа на интерференцията на падащото върху тях радиоизлъчване, което позволява разделителната им способност да се подобри значително и дори многократно да надмине тази на оптичните телескопи. Най-съвременният радиоинтерферометър се намира в щата Ню Мексико (САЩ) и представлява комбинация от 27 антени, всяка с диаметър 25 метра, разположени във формата на буквата Y върху площ с диаметър около 27 км.

В резултат на появата и усъвършенстването на радиотелескопите се разви нов дял на астрономията - радиоастрономията, което доведе до значително обогатяване на нашите представи за Вселената.