Історію сучасної астрономії відраховують від 1609 року, коли Галілео Галілей уперше подивився на небо у свою зорову трубу. Назва «телескоп» з’явилася трохи пізніше. Він дійсно дозволив здійснити справжній прорив у науці, та й досі багато астрономічних відкриттів робиться завдяки вдосконаленню інструментів для спостережень за небесною сферою.
Великі сучасні професійні телескопи абсолютно не схожі на труби Галілея, а науковці зазвичай вже дивляться не «в них» — результати спостережень відображаються на комп’ютерних моніторах, де їх одразу можна зберегти та проаналізувати. Але практично до кінця XIX століття астрономи спостерігали за небом за допомогою власних очей, озброївши їх відповідною оптикою. Які ж переваги вона їм надала?
Людське око — найскладніший і найважливіший орган відчуттів. За його допомогою здорова людина отримує понад 80% інформації про навколишній світ. Щоб воно змогло побачити зображення джерела світла чи взагалі якогось предмета, потрібно, аби його випромінювання сфокусувалось у крихітну цятку розміром зі світлочутливу клітину сітківки ока. Проблема в тому, що промені від кожного джерела розходяться зі збільшенням відстані від нього. Отже, треба знову зібрати їх в одну точку. Для цього служить кришталик, що фактично являє собою опуклу збільшувальну лінзу. Фокусування здійснюється за рахунок ефекту заломлення — зміни напрямку руху електромагнітної хвилі (хвильового фронту) при перетині під кутом межі середовищ із різною густиною, або ж із різними показниками заломлення. В даному випадку це повітря та матеріал кришталика.
Важко сказати, що підказало давньогрецьким ученим використати прозору скляну кульку для розглядання дрібних предметів — вивчення будови людського ока чи спостереження за природними об’єктами на кшталт крапель води. Перша згадка використання лінзи для добування вогню зустрічається в комедії Аристофана «Хмари», датованої 424-м роком до н.е. Однак тодішні збільшувальні пристрої виконували функцію, протилежну телескопу: вони перетворювали промені світла, що розходяться під великим кутом від близького предмета, в умовно паралельні, з якими зручніше працювати оку. Зараз для цього використовуються мікроскопи.
Як працює телескоп?
Щоб помітити точкове джерело світла, оку треба його сфокусувати. Щоб побачити два різних джерела окремо одне від одного, потрібно, аби промені, які йдуть від них, сфокусувалися на двох різних світлочутливих клітинах, причому не на сусідніх. Діаметр «виходів» колбочок — найменших таких клітин, зосереджених у центрі сітківки — складає близько 2 мкм. Глибина очного яблука, тобто розмір у поздовжньому напрямку (його форма трохи відрізняється від сферичної) становить у середньому 23,5 мм. Ділимо одне на друге, множимо на 2, щоб урахувати фактор «несусідності», й отримуємо 0,00017. Це й є мінімальна роздільна здатність людського ока, виражена в радіанах. Відповідний показник у градусах — 0,01, або ж 2/3 кутової мінути. Насправді ж у багатьох людей він у півтора-два рази більший і до того ж погіршується з віком.
Як цю роздільну здатність можна збільшити? Суттєво вплинути на розмір ока чи світлочутливих елементів ми не можемо. Але можна поставити перед кришталиком додаткову лінзу з більшою фокусною відстанню…
Насправді обійтись однією лінзою не вийде, оскільки око «не вміє» фокусувати на сітківці промені, що сходяться — воно для цього еволюційно не пристосоване. Тому перед самим кришталиком треба поставити ще одну лінзу, цього разу увігнуту (розсіювальну), яка знову зробить світловий потік паралельним. Через те, що вона обернена до ока, її назвали окуляром, а збиральну лінзу, що дивиться на об’єкт спостережень — об’єктивом.
Саме так був влаштований найпростіший телескоп Галілея. Зараз цю схему використовують у найменших (так званих театральних) біноклях зі збільшенням до 4 крат. Досягти за її допомогою серйозних збільшень неможливо, бо це вимагає встановлення дуже сильної розсіювальної лінзи, а вона відчутно спотворює зображення. Ще один важливий недолік такої системи — маленьке поле зору. Але вона дає так зване пряме зображення, у якому «верх» і «низ» розташовані на своїх звичних місцях.
Що придумали Кеплер і Ньютон
Невдовзі після винайдення зорової труби з її конструкцією ознайомився математик і астроном Йоганн Кеплер. Він побачив усі її недоліки й уже 1613 року запропонував власну конструкцію, що фактично стала базовою для всіх астрономічних інструментів, призначених для візуальних спостережень.
Ідея полягала в тому, щоб не ставити між об’єктивом і оком розсіювальну лінзу, а дати світловим променям від далеких джерел сфокусуватися. У так званій фокальній площині виникне віртуальне зображення (тим більшого масштабу, чим більша фокальна відстань об’єктивної лінзи), яке, втім, цілком можна побачити. А краще навіть розглядати його за допомогою збільшувального скла, тобто додатково підвищити роздільну здатність.
І хоча система Кеплера давала на виході перевернуте зображення (що для астрономічних спостережень несуттєво), вона допомагала досягти значно кращої роздільної здатності й мала більше поле зору. Як додатковий бонус вона могла за певних умов зібрати весь світловий потік, що потрапив у об’єктив, у невелику пляму, меншу за розміром за людську зіницю. Таким чином телескопи цієї системи багатократно збільшують кількість світла, що потрапляє в око від об’єкта спостережень. Це дозволяло бачити набагато слабші небесні тіла.
Досі йшлося лише про телескопи, які змінюють напрямок руху світлових променів за рахунок заломлення у прозорих предметах (скляних лінзах), оброблених відповідним чином. Їх ще називають рефракторами. Незайвим буде згадати, що скло у перших зорових трубах було не таким уже й прозорим, мало внутрішні неоднорідності та пухирці. Всі ці недоліки поступово усували, вдосконалюючи технологію скловаріння, та від одного з них позбавитися було найважче. Річ у тім, що заломлення світла з різною довжиною хвилі, тобто різного кольору, відбувається трохи по-різному. Внаслідок цього навіть у перших інструментах цього типу з порівняно невеликими об’єктивами зображення небесних світил були оточені різнобарвними ореолами, які заважали роздивитися дрібні деталі. Цей ефект отримав назву хроматичної аберації.
Великий англійський учений Айзек Ньютон чудово розумів цю проблему і запропонував вирішити її радикальним способом — взагалі відмовитися від лінзового об’єктива. В його системі світлові промені фокусувались увігнутим дзеркалом (рефлектором) із ретельно обробленою поверхнею, причому оптимальною він вважав форму параболи обертання. Звичайно, дивитися в такий телескоп треба було з того ж напрямку, з якого в нього потрапляє світло. І щоб голова спостерігача не затуляла об’єкт спостережень, Ньютон увів у систему невеличке вторинне пласке дзеркало, нахилене до оптичної осі первинного дзеркала на 45°. Воно «ловило» пучок променів недалеко від фокуса та відхиляло його під прямим кутом. За такою схемою зараз будується переважна більшість любительських інструментів.
Перші телескопи-рефлектори мали важкі металеві дзеркала, що дорого коштували та швидко тьмяніли при контакті з повітрям, тому їх доводилося часто полірувати. Але на початку XIX століття було винайдено технологію шліфовки і поліровки скляних дисків із подальшим покриттям їх тонким шаром срібла шляхом хімічного осадження. Разом із появою порівняно нескладних методів контролю форми поверхні це зробило подібні інструменти більш доступними — тепер любителі могли виготовляти їх власними силами. Причому прозорість скла вже не мала жодного значення, оскільки світло крізь нього не проходило. Важливіше були його міцність, однорідність і здатність мінімально розширюватися при підвищенні температури.
Еволюція телескопів
Як і вся техніка, телескопи з плином часу вдосконалювалися, виникали їхні різновиди, пристосовані для різних задач. Замість звичайних збільшувальних скелець у якості окулярів стали використовувати невеличкі «мікроскопчики» з двох або більше лінз — саме такі системи зараз і називають окулярами (якісний окуляр із великим полем зору часом коштує більше за непоганий телескоп). Об’єктиви рефракторів теж почали робити з двох або трьох лінз із різних сортів скла, підбираючи форму їхніх поверхонь таким чином, щоб істотно зменшити хроматичну аберацію.
Трансформації рефлекторів стосувалися головним чином вторинного дзеркала: у версії, запропонованій французьким священиком Лораном Кассегреном, воно має опуклу форму і гіперболічну поверхню (ось де витоки «Гіперболоїда інженера Гаріна») та відбиває промені у напрямку первинного дзеркала, в центрі якого зроблений отвір для окуляра. Така конструкція, попри складність виготовлення, давала дуже якісні зображення і набула широкого поширення. Зараз вона має декілька модифікацій, що відрізняються формою відбивальних поверхонь.
Нарешті, в 40-х роках минулого століття радянський оптик Дмитро Максутов винайшов цікаву комбінацію рефрактора з рефлектором, що отримала назву катадіоптричного, або меніскового телескопа. Також її часто називають його іменем. Вона має герметичну трубу, з об’єктивного кінця закриту опукло-увігнутою лінзою (меніском) зі спеціально розрахованими поверхнями, що зводять до мінімуму хроматичні аберації та компенсують спотворення, викликані первинним дзеркалом. Неважко зрозуміти, що така система найбільш трудомістка у виготовленні, а отже — найдорожча. Але вона дуже проста у використанні, має порівняно коротку трубу при великій фокусній відстані та, на відміну від класичних рефлекторів, не потребує постійного налаштування для отримання чітких зображень. Оптика такого типу найчастіше встановлюється на супутники, призначені для спостережень за земною поверхнею. Для космічних телескопів використання меніска все ж небажане.
Всі перелічені в цьому розділі оптичні схеми, попри значні відмінності, мають одну спільну рису: вони фокусують світло від далеких об’єктів у фокальній площині, створюючи уявне зображення, яке можна розглядати за допомогою окуляра. Збільшення конкретного телескопа неважко розрахувати, розділивши фокусну відстань об’єктива на фокусну відстань окуляра. Але зараз, як уже згадувалося, в нього найчастіше не дивляться оком, а розташовують у фокальній площині якийсь інший приймач зображення — фотопластинку чи напівпровідниковий світлочутливий елемент (ПЗЗ-матрицю). Тоді ми отримуємо можливість «зробити фото на пам’ять» і зазирнути в ті частини спектра, яких людина не бачить — в інфрачервоний і ультрафіолетовий діапазон. Для останнього краще використовувати телескопи-рефлектори, оскільки не всі сорти скла є для нього достатньо прозорими.
Розмір має значення
Коли було досягнуто найкращої можливої якості скла та найточнішої обробки поверхні дзеркал, підвищення роздільної здатності телескопів уперлося в іншу перешкоду — хвильову природу світла. Річ у тім, що електромагнітна хвиля взаємодіє з краєм лінзи чи первинного дзеркала, утворюючи додаткове джерело випромінювання. Завдяки цьому зображення нескінченно віддаленого точкового джерела насправді фокусується не в точку, а у невеликий кружечок (дифракційний диск), тим більший, чим більше довжина хвилі.
Але для світла тої самої довжини хвилі дифракційний диск зменшуватиметься при збільшенні діаметра об’єктива. Це накладає обмеження на кратність телескопів фіксованого розміру. Не можна просто розглядати зображення у фокальній площині в якомога сильніший мікроскоп, намагаючись отримати вищу роздільну здатність. Для зеленого світла в лінії 501 нм, до якого людське око найчутливіше в темряві, максимальне збільшення приблизно дорівнюватиме діаметру об’єктива в міліметрах, помноженому на півтора. Отже, якщо ми маємо 10-сантиметровий об’єктив із фокусною відстанню 900 мм, немає сенсу комбінувати його з окуляром з еквівалентним фокусом менше 6 мм (тобто таким, що дає збільшення 150×) — жодних додаткових деталей зображення ми не побачимо.
Ще однією причиною будувати дедалі більші телескопи є бажання підвищити їхню проникну здатність, тобто можливість побачити слабші небесні світила. Збиральна поверхня об’єктива пропорційна квадрату його розміру, тому, наприклад, 20-сантиметрова лінза збере в чотири рази більше світла від далекого джерела, ніж 10-сантиметрова, що відповідає збільшенню чутливості на півтори зоряних величини.
Здавалося б, рефрактори тут матимуть безумовну перевагу, оскільки в них світловий потік не перекривається вторинним дзеркалом. Але насправді в гонитві за розмірами вони зійшли з дистанції першими: при розмірах більше метра лінза починає неприпустимо сильно прогинатися під власною вагою у позиції телескопа, що наближається до вертикалі. В конструкції рефлектора цього можна уникнути, «підперши» первинне дзеркало спеціальною системою розвантаження. Тому найбільший у світі рефрактор Єркської обсерваторії (штат Вісконсин, США) має діаметр 102 см, а найбільший телескоп-рефлектор, встановлений на обсерваторії Маунт Грем у штаті Арізона, оснащений суцільними дзеркалами діаметром 8,4 м.
Однак це теж був своєрідний максимум — дзеркала більшого розміру дуже важко встановлювати та підтримувати в робочому стані. Не варто забувати, що телескоп у процесі роботи націлюється на різні ділянки неба, і коли він дивиться в зеніт, об’єктив піддається зовсім іншим механічним навантаженням, ніж коли спрямований до горизонту. Рішенням стали сегментовані дзеркала, що складаються з великої кількості окремих елементів (шестикутної форми) розміром 1,4-1,5 м. Вперше цю технологію використали при будівництві 9-метрових рефлекторів Keck I і Keck II обсерваторії Мауна Кеа на Гавайських островах. Їй же ми завдячуємо успішному проєкту космічного телескопа James Webb. Його 6,5-метрове головне дзеркало утворюють 18 шестикутних елементів, які під час виведення в космос перебували у складеному стані — інакше їх не вдалося би розмістити під головним обтічником ракети Ariane 5.
Трохи майбутнього
Обмежений об’єм статті не дозволяє докладно розповісти про радіотелескопи, а також рентгенівські та гамма-обсерваторії. Ці діапазони електромагнітного спектра мають суттєво відмінні характеристики, тому вимагають інших приладів для фокусування та реєстрації зображень. До того ж значна їх частина затримується земною атмосферою. Тож найбільш перспективним напрямком розвитку астрономії в найближчому майбутньому є запуск космічних телескопів. Навіть при спостереженнях у видимому світлі вони дають багато переваг, дозволяючи уникнути спотворень, пов’язаних із атмосферними неоднорідностями, та повністю виключити вплив штучного засвічення. Орбітальні обсерваторії дозволяють спостерігати при повному Місяці. Їхній головний, але вирішальний недолік — висока вартість створення, запуску та обслуговування.
Через це відмовлятися від наземних інструментів астрономи поки що не збираються. Новітні технології дозволяють будувати сегментовані дзеркала дуже великих розмірів. Наприклад, зараз у Південній Америці триває спорудження 39-метрового рефлектора під назвою Extremely Large Telescope. Він належатиме до комплексу Європейської Південної обсерваторії (ESO). На його вторинному дзеркалі встановлять найсучаснішу систему адаптивної оптики. Ця система змінюватиме його форму, компенсуючи спотворення зображення, що виникають при проходженні світла крізь атмосферу. Завдяки тому, що телескоп установлять на високогір’ї в умовах низької вологості, він зможе зазирнути досить далеко в інфрачервону частину спектра. Саме вона є дуже перспективною для пошуків і досліджень екзопланет.
А що очікує в цій галузі любителів астрономії? З одного боку, подальше здешевлення простих невеликих інструментів, які стануть доступнішими для початківців. З іншого — телескопи дорожчого цінового сегмента, які можна вже назвати напівпрофесійними, ставатимуть якіснішими. З’явиться більше оптики, заточеної під вузькі задачі (наприклад, астрофотографію). Нарешті, у всьому світі зараз будується багато обсерваторій, на які за допомогою інтернету можуть «зайти» всі бажаючі, заплативши невелику суму за доступ до обладнання на певний час, і вести спостереження, не покидаючи власної домівки. Вже зараз ми можемо слідкувати в режимі онлайн майже за всіма визначними астрономічними подіями — затемненнями, зближеннями з кометами й астероїдами тощо. В майбутньому таких можливостей стане ще більше, і це можна лише вітати.
Ця стаття була опублікована у №1 (189) 2023 року журналу Universe Space Tech. Придбати цей номер в електронній версії можна у нашому магазині.
