Телескопи – хто вони такі?

Телескоп – слово відоме практично кожному. Існує усталений візуальний образ цього поняття — те, як ми собі уявляємо телескоп — це така труба на підставці, усередині скельця якісь… у цьому конкретика в багатьох вичерпується.

Тому що вже на запитання — «У чому призначення телескопа» — відповідь, як правило, чутна плутана і нешвидка. Дехто вважає, що телескоп щось там наближає; інші думають, що він щось збільшує — ці ближчі до істини, але незначно.

Телескоп — не космічний корабель, і до Місяця за його допомогою ми ближче не станемо. Це не насос, і Місяць ми з його допомогою до великих розмірів не надуємо.

То навіщо ж їх роблять, ці блискучі труби на підставках?

Відкрию таємницю. Як би це не здавалося дивним, але головне призначення телескопа — зібрати від небесного об'єкта якнайбільше світла. Саме тому головною перевагою будь-якого телескопа є діаметр його об'єктиву — у розумінні середньостатистичного землянина — тієї лінзи, що звернена до неба, — саме її прийнято вважати об'єктивом. (Насправді в нашу епоху об'єктивом телескопа найчастіше є дзеркало, і ховається воно глибоко в трубі, але така оптична схема серед неастрономічної публіки непопулярна.) Тут ми стикаємося з другим призначенням телескопа: Збільшити кут зору, під яким може бути мабуть небесне тіло.

О, ці наукові формулювання! Хто б нам тепер пояснив, що означає це словосполучення: «кут зору», і навіщо його збільшувати?

Процитую рядок із пісні Віктора Цоя: «За вікном йде будівництво, працює кран».

Підійдемо до вікна і подивимося на кран — його довга стріла розкинулася на півнеба, і щоб оглянути її всю від кабіни кранівника, до того місця, де вона закінчується, і звисає вниз трос із гаком, доведеться повернути голову. Повернути – ключове слово. Виявляється, стріла баштового крана має деяку кутову довжину, що вимірюється в градусах і дорівнює тій величині, на яку нам доведеться повернути голову навколо уявної осі вставленої в нашу шию — допустимо на 45 градусів.

А якщо будівництво йде у сусідньому дворі? У цьому випадку кран стоїть відносно далеко і щоб перевести погляд з одного кінця його стріли на інший, нам потрібно повернути голову на менший кут, допустимо на 5 градусів, або змістити вічкову зіницю, подивившись трохи в бік, але на ту ж величину - на 5 градусів. .

Та величина, яку нам доводиться змінювати напрямок свого погляду, щоб розглянути об'єкт повністю — це кутовий розмір даного об'єкта. У побутовому розумінні. Астрономія, як наука, оперує геометричними поняттями. Але сенс залишається той самий. Він у тому, що всі видимі об'єкти, чи то далекі планети, чи якісь земні предмети — дерева чи будови — всі видаються нам великими чи маленькими в першу чергу, виходячи з тих кутових розмірів, які вони для нас мають. Реальні розміри для спостерігача вторинні і можуть виявитися несподіваними. Наприклад будинок, що стоїть неподалік, може заступити собою 60 градусів небесної сфери, але висотою він всього метрів 25. Наше денне світило — Сонце — має кутовий діаметр всього півградуса, але діаметр його більше мільйона кілометрів.

Тепер ми вперше торкнулися прикладу кутового розміру небесного об'єкта.Кути, як відомо, вимірюються у кутових величинах - градусах або радіанах, але радіани для любителя - незручна величина. Градуси — звичніші. Але все одно, не багато хто з Вас наведе приклад одного градуса в якості видимого розміру якогось видимого об'єкта. До того ж, так уже вийшло, що й зручного небесного об'єкта на нашому небі розміром 1 градус немає. Зате є два об'єкти, які з хорошою точністю можна вважати еталонами кутового розміру в півградуса - це Сонце або Місяць.

Виявляється, ці два небесні тіла, такі різні за своєю природою (Сонце — зірка, гігантська газова куля діаметром понад мільйон кілометрів і з температурою поверхні 6000°K; Місяць — супутник Землі, маленька холодна планетка діаметром 3600 км), для земного спостерігача на небі мають однаковий кутовий розмір 1/2 градуси.

І, як можна здогадатися, 1/2 градуси — величина не дуже велика, то телескоп покликаний змінити це у велику сторону, опинившись між об'єктом і спостерігачем.

Ось тепер ми наблизилися до того, що іноді називають «збільшенням», але щодо чого правильніше вживати поняття «кратність». Я бачив безліч розчарованих людей, які замість очікуваних десятків тисяч і мільйонів дізнавалися, що хороші телескопи дозволяють застосовувати 100-кратне збільшення. А збільшення понад 500 кратів у спостережній астрономії застосовуються вкрай рідко. Всі ми любимо великі цифри, особливо, якщо це цифри нашої зарплати. Але, на щастя, параметри телескопів не схильні до інфляції і, як за часів винахідника телескопа — італійця Галілео Галілея, — 30-кратне збільшення було цілком актуальним для низки астрономічних спостережень, так і через 400 років, воно нітрохи не втратило своєї актуальності.

Перший в історії телескоп був винайдений італійським ученим та священиком Галілео Галілеєм у 1609 році. Не слід думати, що сам принцип оптичної системи, що збільшує кутовий розмір об'єкта, що спостерігається, був придуманий Галілеєм. Підзорні труби в ті роки з успіхом і вже часто застосовувалися в мореплавстві та під час воєнних дій. Але Галілео був першим, кому вистачило сміливості в епоху інквізиції направити трубу в небо. При цьому він зробив важливий висновок — точність і якість виготовлення лінз в підзорних трубах ніяк не підходять для астрономічних спостережень. Він розробив власний — точніший і якісніший — метод шліфування, полірування та доведення до необхідної форми оптичних деталей, а саму схему «підзорної труби» оптимізував для астрономічних спостережень.

Його завзятість було винагороджено воістину революційними відкриттями. Багато чого, що раніше вважалося незаперечною істиною, набуло іншого вигляду і сенсу. На божественному образі Сонця виявилися темні плями, на гладкому і плоскому Місяці «виросли» гори, планети демонстрували кулястість, а Венера «показувала» фази подібні до місячних. Юпітер обзавівся супутниками і став альтернативним центром світу, а «Найвищу планету» — Сатурн — Галілео Галілей «потрійною спостерігав». Чумацький Шлях з молока, що пролилося колись, перетворився на розсипи зірок, а самих зірок на небосхилі, завдяки прозорим лінзам першого у світі телескопа, виявилося в десятки разів більше.

Чи треба говорити, як поставилася до відкриттів Галілея церква?! — вченого судили і під загрозою тортур змусили зректися всього побаченого. Галілей зрікся. Але подальша доля телескопа не залежала від цих подій.Винахід набув значної популярності і став використовуватися багатьма прогресивно налаштованими вченими. А разом з цим і вдосконалювалася його оптична схема, з'являлися нові конструкції.

Те поєднання лінз, яке використовував у своєму телескопі Галілей, незабаром вийшло з вживання, і хоча схожа оптична схема до цього часу використовується в театральних біноклях, для спостережень небесних тіл вже через кілька років після прем'єри Галілея було винайдено іншу, зручнішу конструкцію.

Її розробив Йоганн Кеплер — математик, фізик, астроном, але здебільшого теоретик, а тому власну конструкцію телескопа жодного разу не використовував. Вперше виготовив її та випробував на астрономічній ниві його колега та сучасник — К. Шейнер.

Система Кеплера мала низку істотних переваг: Більше поле зору, більш якісне зображення і, зважаючи на легше виготовлення короткофокусних збираючих лінз (а як окуляр у Галілея використовувалася негативна — лінза, що розсіює), дозволяла домагатися більшої кратності збільшення. Однак використовувати ту ж схему для підзорних труб уже не вдавалося – схема Кеплера давала перевернуті зображення. Для астрономічних спостережень це стало недоліком, тоді як спостереження земних віддалених об'єктів було неприйнятно.

Телескопічна астрономія почала стрімко розвиватися. Відкрилися нові горизонти, виявилася доступна нова точність вимірів і, звичайно ж, хотілося більшого. Астрономи XVII століття намагалися зазирнути все далі в космос, намагалися детальніше розглянути небесні тіла і застосовували для цього все більші збільшення своїх примітивних інструментів.

Незабаром стало зрозуміло, що переступивши певну кратність, якість зображення, його детальність, кількість зірок у полі зору перестають збільшуватися, і навіть починають знижуватися. Можна з упевненістю сказати, що в епоху Галілея та Кеплера 50-кратне збільшення було граничним і подальше збільшення кратності на користь не йшло.

Якщо звернутися до ілюстрації наведеної вище, можна відзначити закономірність, що чим більша фокусна відстань об'єктива [F] (відстань, на якій лінза будує зображення об'єкта — згадайте, як одержують вогонь у сонячний день за допомогою збільшувального скла — саме на цій відстані сонячні промені збираються в «точку»), і що менше фокусна відстань окуляра [f], то більше вписувалося кратність [ F/f ]. Може здатися, що зробивши дуже довгофокусний об'єктив і взявши короткофокусний окуляр, можна досягти неймовірно великої кратності збільшення. Однак, дуже скоро стає помітно, що чим більша кратність, тим слабша яскравість зображення. Траплялося так, що об'єкт досліджень чудово видно оком, але при великому збільшенні перестає бути видимим у телескоп. Друге несподіване відкриття астрономів полягало в тому, що певного розміру лінза об'єктива, яке б не було величезним використовуваним збільшенням, не в змозі показати детальність дрібніші за певний поріг. Це вже властивість самого світла його хвильової природи.

Виявляється, що є так звана «дифракційна межа», суть якої полягає в тому, що будь-які отвори, що пропускають світловий потік, обмежують детальність картинки, яку цей потік несе з собою.Більше того, всі точкові об'єкти, а зірки в ту далеку пору можна було вважати саме точковими об'єктами, внаслідок «дифракційної межі» при великих збільшеннях видно не точками, а кружками, оточеними кількома кільцями, що спадають по яскравості. І, власне, будь-яке зображення в телескопі начебто складалося із сукупності таких круглих плям.

Щоб підвищити роздільну здатність телескопа, зробити крок за «дифракційну межу», потрібен телескоп з великим діаметром об'єктива. Тоді дифракційні диски стають меншими.

Ах, якби це було все! Лінзи стали робити більше, але тут виявилося, що скло, з якого робили лінзи для телескопів, має властивість дуже по-різному заломлювати промені різної довжини хвилі (а по-народному — різних кольорів). Виявилося, що сині промені фокусуються ближче до лінзи, червоні — далі від неї. А оскільки у світлі небесних об'єктів присутні промені різних кольорів (довжин хвиль), то точно навести різкість при великих збільшеннях ніяк не можна. Чи то зірка чи планета, її зображення так і залишалося нерізким, відливаючи всіма кольорами веселки несфокусованих променів.

Та сама краса - розкладання білого світла на всі його складові, яке ми звикли називати веселкою, - на тривалий час стала головним болем астрономів. Вже й інквізиція відійшла на другий план, а ось упоратися з «хроматичною аберацією» не вдавалося близько сторіччя. За всіх часів існував список неможливого. У XVII столітті в ньому були такі пункти:

• Людина ніколи не зазирне на зворотний бік Місяця
• Людина ніколи не досягне зірок
• Людина ніколи не знайде засіб проти хроматичної аберації.
• До цієї біди додалася "сферична аберація" - принципова нездатність лінз зі сферичними поверхнями будувати якісні зображення. Але це біда була меншою.

Слід зазначити, що тут астрономи проявили себе масштабно, отже, навіть цю епоху в телескопобудуванні назвали епохою телескопів-динозаврів. При діаметрі лінзи об'єктива всього 8 сантиметрів, довжина інструменту іноді перевищувала 100 метрів — можете собі це уявити?! Звичайно ж, виготовити трубу для такого телескопа було неможливо — вона зігнулася б або зламалася під власною вагою. Телескопи робили «повітряними» — такі ґратчасті конструкції кріпилися на високих щоглах і керувалися цілою бригадою спеціально навчених робітників, всюди тяглися троси і канати, ферми телескопа рухалися за допомогою важелів і блоків, причому в повній темряві — користуватися факелами - Від грандіозності задуму і зараз захоплює дух.

Жаль лише, що особливого результату та якості ці інструменти так і не показали. Втім, в епоху телескопів-динозаврів астрономи так само зробили чимало відкриттів. Християн Гюйгенс нарешті зміг зрозуміти, що ж мав на увазі Галілей говорячи про «троїстість найвищої планети», і відкрив кільце Сатурна (виступи в сторони вушка якого Галілей прийняв за дві інші близько розташовані планети — його телескоп не дозволив тоді це детально розглянути), а Кассіні відкрив у кільці Сатурна щілину, що відокремлює зовнішнє кільце від внутрішнього. Цей поділ обручки Сатурна пізніше назвали ім'ям його відкривача.

При цьому астрономи демонстрували неймовірну майстерність фіксації своїх спостережень.Фотографії тоді не було, але малюнки спостерігачів являли собою витвір мистецтва та науковий документ одночасно.

Але нескінченно так продовжуватися не могло. Телескопи завдовжки 90 метрів показували гірше 50-метрових і це був глухий кут. Вихід знайшов найбільший із фізиків усіх часів та народів — сер Ісаак Ньютон. Саме Ньютон належить винахід дзеркального телескопа.

Лінза збирає паралельний пучок променів у крапку та будує зображення. Але те саме може й увігнуте дзеркало. Щоправда, дзеркало збирає пучок перед собою, і, намагаючись розглянути побудоване зображення, спостерігач ризикує перекрити собою весь світловий потік, що ллється з небес. Так можна використовувати ще одне дзеркало, яке відведе пучок променів від головної оптичної осі.

Довелося миритися ще з низкою незручностей та недоліків — дзеркала тоді робили з особливого сплаву міді та олова. Відбивали вони світла небагато (40-50%, а якщо врахувати, що дзеркал було два, то до ока спостерігача доходила в кращому разі 1/5 частина світлового потоку), до того ж такі дзеркала швидко тьмяніли і вимагали частого переполірування. Допоміжне дзеркало також затуляло собою частину головного і це призводило до ще більших втрат. Зате, можете собі уявити, жодної хроматичної аберації! А якщо надати дзеркалу не сферичну, а параболічну форму, то можна позбавитися і від сферичної аберації. Так, звичайно, зображення планет і туманностей при тому ж діаметрі об'єктива набагато тьмяніше, зате яке воно різке, яке чітке! І ніщо не заважає зробити дзеркало в кілька разів більше.

Першим телескопом системи Ньютона був карликовий розмір. Його виготовив сам Ньютон як приклад та ілюстрацію своєї знахідки.Натомість, як розмахнулися виробники справжніх телескопів такої конструкції, один одного більше!

Найчастіше виробником телескопа і спостерігачем був той самий людина. У ті роки не існувало промислового виробництва оптики — все робилося вручну. Вільям Гершель, музикант за освітою, але який захопився у 30-річному віці астрономією, зробив понад десяток телескопів відмінної якості. Серед них найбільший телескоп XVIII століття (довжина труби 12 метрів, діаметр мідно-олов'яного дзеркала 122 см), який до середини наступного століття залишався неперевершеним. Важко собі уявити муки вченого вимушеного буквально цілодобово без перерви продовжувати полірування дзеркала, адже якщо процес зупинити до завершення, почнеться окислення верхнього шару, дзеркало не відбиватиме, і все доведеться почати з початку.

Але воно того варте — інструменти та спостереження Гершеля започаткували галактичну астрономію, астрофізику. Йому вдалося відкрити нову планету - Уран, а також безліч комет і кілька супутників планет. Щоправда, принагідно Гершель створив власну версію дзеркального телескопа — без допоміжного дзеркала:

І далі нові системи дзеркальних телескопів полізли, як гриби після дощу. Якісь набували багатовікової популярності, як система Кассегрена:

Інші залишалися в довідниках, але з реальності незабаром зникали як система Грегорі:

І коли перемога дзеркальних систем вже здавалася остаточною та безповоротною, оптики розгадали таємницю віків — винайшли «ахромат» — лінзовий об'єктив, позбавлений хроматичної аберації.

У середині XVIII століття ця щаслива ідея відвідала Леонарда Ейлера, і через кілька років її втілив, як то кажуть, «у склі» оптик Джон Доллонд.

У склі вся справа й була.Виявляється, різні сорти скла мають різний коефіцієнт заломлення (здатність викривляти природний напрямок світлових променів) — це було відомо давно. Але в різних сортів також була різна та різниця у заломленні променів різних довжин хвиль, яка й призводила до розмиття зображення. Виявляється у важких стекол сорту «флінт» розкид у заломленні різнокольорових променів набагато більше, ніж загальна відмінність коефіцієнта заломлення порівняно з легким склом сорту «Крон». Стало можливим створити таке поєднання двох лінз, в якому позитивна лінза з «Крона» створює пучок променів, що сходяться, «забарвлених» хроматичною аберацією, але лінза, що йде слідом же, з «флінта» трохи зменшуючи збіжність пучка променів, практично повністю усуває різницю в сходим. квітів - тобто прибирає хроматизм.

І «зголоднілі» по лінзах, астрономи знову перекинулися до телескопів із прозорого скла.

Ось, як буває в історії будь-якої справи — немає єдиної вірної дороги, Життя складається з метань, компромісів та крайнощів.

Але за розмірами лінзові телескопи все ж таки не змогли перевершити дзеркальних своїх побратимів. Була недовга доба розквіту лінзових інструментів. Скінчилася вона двома лінзовими велетнями — Лікським та Йєркським рефракторами (рефрактор — лінзовий телескоп, тоді як дзеркальний зветься рефлектором). Джеймс Лік і Чарльз Йеркс — два бізнесмени, два олігархи свого часу, з тією відмінністю від сучасних володарів незліченних багатств, що вирішили той надлишок коштів, який їм самим не витратити, вкласти в науку.А оскільки, і тоді, і зараз, у західному світі найпередовішим і найпрестижнішим напрямом було дослідження Всесвіту, то не змовляючись Лік та Йєркс вирішили профінансувати будівництво найбільшого у світі рефрактора. Обидва звернулися за цим до найвідомішого оптика ХІХ століття — Альвана Кларка. Але Лік це зробив трохи раніше і отримав телескоп трохи менше (93 см діаметр об'єктива). Йеркс виявив бажання, щоб його телескоп був більшим, і отримав, що просив (102 см діаметр об'єктива), але виявилося, що більше – не означає краще. 93 сантиметри Лікського рефрактора виявилися тією самою розумною межею, після якої кожен новий сантиметр у діаметрі об'єктива вже грає проти якості. Тому Єркський рефрактор виявився трохи менш «зорким» телескопом, зате найбільшим досі, і при цьому досить непоганим для своїх велетенських розмірів.

У цьому історія гігантських лінзових телескопів закінчується. Лік і Йеркс нині лежать у фундаменті власних обсерваторій — саме там вони заповідали поховати урни з власним прахом. Їхні величезні телескопи теж спочивають — зараз вони вже не актуальні для сучасної науки і є не більш як музейними експонатами.

Дзеркальні телескопи продовжили свій розвиток і майбутнє поза ними. Хоча для сучасної науки виявилися свого часу дуже корисними дзеркально-лінзові гібриди. Виявляється, якщо не мети зробити повноцінний лінзовий об'єктив, і немає бажання займатися дзеркальними системами зі складними поверхнями, то можна зробити недорогий у виробництві і дуже якісний за зображенням дзеркально-лінзовий телескоп.

Розробив таку несподівану схему наш співвітчизник Дмитро Дмитрович Максутов.

Біда всіх "великокаліберних" лінзових телескопів - маса лінз об'єктива.Лінзи великих рефракторів важать сотні кілограм — їх доводиться робити товстими, або вони прогинатимуться під власною вагою. Їх робили товстими, і вони все одно прогиналися, і плюс до цього — за таких обсягів лінзи вже не вдавалося зварити однорідне оптичне скло для неї.

Але якщо використовувати не лінзу, а тонкий і легкий меніск (теж лінза, але опукло-увігнута - з приблизно однаковими радіусами кривизни обох поверхонь), то відпадає відразу кілька проблем - нехай собі гнеться - прогин однієї поверхні точно компенсується вигином іншої. Через невелику оптичну силу меніск не страждає на хроматизм. Навіщо він тоді потрібен? — щоб виправити сферичну аберацію головного дзеркала — адже виготовлення сферичної поверхні простіше та дешевше, а сфера — за багатьох її недоліків — дозволяє отримати більший корисний зір телескопа.

Зрозуміло, давно вже ніхто не робить дзеркала з олова з міддю — їх також роблять зі скла і покривають алюмінієм у вакуумних камерах. Такі дзеркала відображають до 98% відсотків світла, що потрапляє на них із Всесвіту. Але виявляється, головна перешкода для цього зоряного світла все-таки заступає від нас багато світових таємниць. Це наша атмосфера. Цей природний фільтр захищає нас і все живе на планеті від жорсткого сонячного випромінювання, але і відповідно поглинає левову частку космічних променів, що цікавлять сучасних астрономів.

Башти з телескопами почали піднімати на найзахмарніші вершини, туди, де чистіше повітря, немає міського засвічення і тонше шар атмосфери — ближче до зірок.

Але найфеноменальнішим кроком до зірок став запуск заатмосферного телескопа імені Едвіна Хаббла. Перебуваючи на орбіті Землі, цей телескоп в автоматичному режимі веде спостереження цілодобово.Адже там — поза повітряним океаном — зірки видно завжди. Фото з комп'ютера телескопа ім. Хаббла вирушають на Землю у цифровому форматі радіоканалом.

При тому, що цей космічний телескоп помітно поступається в розмірах багатьом земним, зображення отримані ним з космосу, де немає поглинання світла та турбуленції атмосферних потоків, настільки якісні та детальні, що розвиток наземних спостережних приладів стає менш перспективним.

Хоча, зрозуміло, обмеженою кількістю вкрай дорогих телескопів заатмосфери вся сучасна астрономія сита не буде, і нових веж в горах з'явиться ще немало.

На завершення розповіді хочу згадати, що з цілком звичними оптичними телескопами вже багато десятиліть створюються і використовуються вивчення нашого величезного світу телескопи дещо іншого роду. Досі йшлося про дослідження Всесвіту спираючись на світ, що приходить з космічних далечінь. Але з глибин Всесвіту до нас приходить не лише світло. Приходять радіохвилі, рентгенівське та гамма-випромінювання. Простір пронизаний ультрафіолетовими та інфрачервоними – тепловими – хвилями. Виявляється, для кожного з цих видів випромінювання існують спеціальні телескопи — вони фіксують це випромінювання і показують нам те, як би для нас виглядав Всесвіт, якби ми могли також сприймати своїми органами почуттів усі ці незвичні нам потоки невидимих ​​для очей променів.

Як музичний супровід до цієї статті буквально проситься мій відносно недавній, але напевно найастрофізичніший альбом: Stargazer — Старгейзер.

Ось посилання, де його завантажити:

Телескопи: у космосі, стратосфері та на Землі

Ми живемо на маленькій планеті біля невеликої зірки в гігантській галактиці, яка сама втрачається на неймовірних просторах Всесвіту. Майже все, що є в космосі, від нас дуже далеко, а деякі об'єкти від нас відокремлені просто неймовірною відстанню.

Але ми дуже цікаві і хочемо знати, що нас оточує. Нам пощастило - Всесвіт не безмовний. Всі процеси, що відбуваються в космосі, супроводжуються явищами, наслідки яких у різному вигляді, а насамперед у вигляді електромагнітних хвиль, доходять до нас. Уловлюючи їх, ми пізнаємо суть подій, що відбуваються у Всесвіті, дізнаємося нове про світи, в які ніколи не зможемо потрапити. І допомагають нам у цьому інструменти, які називаються просто телескопи.

Про деякі з них, які здалися нам цікавими, і про те, що ви, можливо, не знаєте, ми сьогодні розповімо. А на їхньому прикладі покажемо, чим телескопи різних типів відрізняються один від одного. Також ви дізнаєтеся, які цілі ставлять перед ними вчені.

Телескопи видимого діапазону

З давніх-давен люди спостерігають небо. Ще до появи телескопів були складені перші зіркові карти, всі нерухомі зірки були об'єднані в сузір'я, а ті, що змінювали своє становище щодо інших зірок, були відзначені як «блукаючі» – так древні астрономи відкрили для себе планети.

Першою планетою, виявленою телескопом, став Уран. Його відкрив англійський астроном Вільям Гершель у 1781 році. Хоча часом планета помітна і неозброєним оком, раніше спостерігачі приймали її за тьмяну зірку. Але Гершель не був першим, хто направив телескоп у небо. Вперше використав телескоп для спостереження космічних об'єктів італійський астроном Галілео Галілей на початку XVII ст.Відкриття чотирьох супутників Юпітера в 1610 стало однією з найважливіших подій того часу.

З того часу астрономія стала іншою. Чумацький шлях розпався на окремі зірки. На небі виявилася величезна кількість нових зірок. На Місяці – гори та кратери, а на Сонці – плями. І все це завдяки оптичному телескопу або телескопу оптичного діапазону. Але якщо ще точніше, то телескоп видимого діапазону, так як більшу частину історії астрономії цими пристроями спостерігали тільки видиме світло. Виявлення хвиль інфрачервоного та ультрафіолетового діапазонів тоді ще не було доступним.

У таких телескопах збільшене зображення небесного тіла спостерігається оком, нашим природним детектором електромагнітних хвиль, або фотографується. Ми і зараз використовуємо оптичні телескопи.

Одним із найбільших телескопів на планеті вважається Very Large Telescope. Його назва так і перекладається - "Дуже великий телескоп". І справді, це навіть не один телескоп, а цілий комплекс із чотирьох основних і такої ж кількості допоміжних. Розташовані ці телескопи в Паранальській обсерваторії – одній із найвідоміших у світі астрономічних обсерваторій. Вона була побудована наприкінці минулого століття і управляється Європейською південною обсерваторією (ESO). Незважаючи на те, що обсерваторія європейська, вона знаходиться в Південній Америці – в Чилі. Тут, на вершині гори Серро-Параналь, у пустелі Атакама, чудові умови для спостереження неба, високий показник прозорості атмосфери та багато ясних днів.

Very Large Telescope

Крім «родини» VLT тут є ще й телескопи оглядові VISTA і VLT Survey Telescope.А поряд, на горі Армасонес, 2017 року розпочато будівництво Європейського надзвичайно великого телескопа (European Extremely Large Telescope, EELT). Діаметр його сегментованого дзеркала становитиме 39,3 метри.

Перший із чотирьох основних телескопів VLT ввели в експлуатацію у 1998 році, і він став найбільшим у світі за діаметром монолітного дзеркала, випередивши російський телескоп БТА (Великий телескоп азимутальний), розташований у селищі Нижній Архиз. Діаметр дзеркала найбільшого вітчизняного телескопа та найбільшого у Євразії – 6 м.

Три телескопи, що залишилися, були добудовані до 2000 року. Усі вони мають однакові дзеркала діаметром 8,2 метри. У січні 2012 року їх вперше вдалося об'єднати у режим інтерферометра – так званий VLTI. Це дозволило отримати телескоп, еквівалентний площею телескопу з одиночним дзеркалом діаметром 16,4 м.

Ще чотири допоміжні телескопи мають діаметри дзеркал 1,8 метра. Вони можуть переміщатися рейками навколо основних телескопів і призначені для інтерферометричних спостережень. VLT дозволяє вести спостереження у широкому спектрі електромагнітних хвиль: як у видимому діапазоні та ближньому ультрафіолетовому, так і в ближньому та середньому інфрачервоних. За деякими показниками Very Large Telescope навіть перевершує «Хаббл» – мабуть, один із найславетніших телескопів сучасності.

Телескоп "Хаббл" - спільний американсько-європейський проект. Це перша з чотирьох Великих космічних обсерваторій NASA, кожна з яких призначена для вивчення космосу в галузі електромагнітного спектру. "Хаббл" "бачить" небо в ультрафіолетовому, видимому та ближньому інфрачервоному спектрах.

Телескоп «Хаббл»

Запущений був на низьку навколоземну орбіту (569 км) в 1990 році човником «Діскавері».За 27 років експлуатації астронавти NASA п'ять разів відвідували обсерваторію обслуговування. Власне, на орбіту «Хаббл» вже прибув із дефектом головного дзеркала. Тільки під час першої місії обслуговування, 1993 року, щоб виправити нестачу дзеркала, на телескоп встановили систему корекції сферичної аберації COSTAR. Заради цього довелося пожертвувати встановленим високошвидкісним фотометром. Діаметр основного дзеркала «Хаббла» – 2,4 м, фокусна відстань телескопа – 57,6 м. Сам телескоп є рефлектором системи Річі-Кретьєна.

Arp 273 – група взаємодіючих галактик у сузір'ї Андромеди, зображення телескопа «Хаббл»

Наша країна поки що не будує гігантські телескопи і не виводить обсерваторії оптичного діапазону в космос. Росія сьогодні йде дещо іншим шляхом. МДУ імені М. В. Ломоносова з початку 2002 року розвиває глобальну мережу роботизованих телескопів МАЙСТЕР (Мобільна астрономічна система телескопів-роботів). Вже вісім телескопів цієї мережі працюють у Росії, Аргентині, Південній Африці та Іспанії (на Канарських островах). До їх завдань входить безперервний огляд піднебіння в автоматичному режимі. Вони виявляють нові об'єкти, багато з яких потім детальніше спостерігають в інших астрономічних обсерваторіях світу.

Кожна обсерваторія має потужні сервери для обробки даних і має спеціальне програмне забезпечення. Усі дії, від відкриття купола, що відбувається за датчиками хмарності, і до обробки отриманої інформації, відбуваються в автоматичному режимі. Роботи самі визначають напрямок огляду неба. Інформація по Мережі передається до центру даних МДУ.

Глобальна мережа космічного моніторингу МАЙСТЕР МДУ

Телескопи мають надшвидкі пристрої наведення і підключені до системи алертних попереджень. Вони можуть за кілька десятків секунд повернутись у задану точку піднебіння після отримання цілевказівки (алерта).

Розкидана на різних континентах мережа складається з невеликих подвійних телескопів-роботів системи Гамільтона з діаметром дзеркала 0,4 метра, фокусною відстанню 1 метр і полем зору 4 квадратних градуси. Глобальна мережа МАЙСТЕР є лідером за ранніми спостереженнями оптичного випромінювання гамма-сплесків. Серед її відкриттів – потенційно небезпечні астероїди, комети та наднові різних типів.

Інфрачервоний діапазон

Пройшло вже понад двісті років з того моменту, як англійський астроном Вільям Гершель у 1800 році відкрив невидиме оку випромінювання, назване ним калорифічним, тобто тепловим (пізніше його перейменували на інфрачервоне). Розклавши сонячне світло на спектр, Гершель виявив, що найменше у веселці нагрілася зона, освітлена фіолетовим світлом, а найбільше – червоним. Але темна зона поблизу червоної ділянки нагрілася ще більше.

Однак по-справжньому інфрачервона астрономія почала розвиватися з 50-х років минулого століття, коли після перших успіхів, зроблених у радіоастрономії, вчені зрозуміли, що поза видимого діапазону хвиль знаходиться великий обсяг інформації.

Але спостереження із Землі в інфрачервоному діапазоні мають низку складнощів. Атмосфера планети не сприяє якісному прийому інфрачервоного випромінювання. Азот та кисень його розсіюють, а вуглекислий газ, озон і насамперед пари води його поглинають. Тому інфрачервоні обсерваторії розташовують у високогірних районах, або піднімають у стратосферу та на орбіту.
Найпотужніший інфрачервоний оглядовий телескоп у світі, розташований на висоті 2518 м над рівнем моря, знаходиться у чилійській пустелі Атакама у вже відомій нам Паранальській обсерваторії. Це телескоп VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy). Працює він у ближній інфрачервоній галузі спектра.

Vista InfraRed CAMera

Його головне дзеркало має діаметр 4,1 метра. І виготовлено воно в Росії, Московській області, на Литкаринському заводі оптичного скла. Для його полірування потрібно 2 роки. Фокусна відстань телескопа – 12,1 м, кутова роздільна здатність – 0,34 секунди дуги.

Телескоп має лише один інструмент-детектор – VIRCAM (Vista InfraRed CAMera), тритонну камеру, що містить 16 спеціальних детекторів, чутливих до інфрачервоного світла, із загальною роздільною здатністю 67 мільйонів пікселів. Цей телескоп, як і VLT, управляється Європейської південної обсерваторією. Її головний офіс знаходиться далеко від телескопів, у невеликому німецькому науковому містечку Гархінг за 16 кілометрів на північ від Мюнхена.

Телескоп прийнято в експлуатацію у грудні 2009 року. Його призначення – систематичне картографування південної півкулі піднебіння. Щоночі VISTA генерує 300 гігабайт інформації. Основне його завдання – пошук цікавих об'єктів їхнього подальшого, вже детальнішого, вивчення з допомогою інших телескопів. Наприклад, за допомогою розташованого поряд VLT.

Водяна пара, що знаходиться в атмосфері, поглинає більшу частину інфрачервоних хвиль на їх шляху до поверхні Землі. Щоб побачити небо не лише у ближньому ІЧ-діапазоні, потрібно піднятися вище. У 50–70-х роках минулого століття США для таких спостережень використовували розміщені на повітряних кулях і керовані по радіо телескопи «Стратоскоп-1» і «Стратоскоп-2».Піднімаючись на висоту до 24 кілометрів, вони дозволяли вивчати інфрачервоний спектр планет та зірок. Нині такі телескопи розміщують на літаках.

Американську стратосферну обсерваторію SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) розміщено на борту широкофюзеляжного літака Boeing 747SP. Польоти проходять на висотах 12-14 км. Тут є вже близько 85% всього інфрачервоного спектру. Це дозволяє наблизити якість одержуваної «картинки» до рівня космічних обсерваторій. Телескоп-рефлектор розташований у задній частині фюзеляжу літака. Його основне дзеркало має ефективний діаметр 2,5 метри. У розпорядженні вчених – сім наукових інструментів, до списку яких входять камери, спектрометри та фотометри, що працюють у ближньому, середньому та далекому інфрачервоних діапазонах. Одні призначені для спостереження конкретних явищ, інші – широкого спектра завдань. Проект являє собою партнерство NASA та Німецького аерокосмічного центру (DLR). Повітряна обсерваторія базується на Дослідницькому центрі Армстронга в Палмдейлі, Каліфорнія (США). Перше світло телескоп SOFIA побачив 26 травня 2010 року.

Американська стратосферна обсерваторія SOFIA

Безперечним плюсом повітряної обсерваторії є те, що літак може перелетіти практично в будь-яку точку планети, дозволяючи цим вести спостереження як у північній, так і в південній півкулях неба. Об'єктом останніх спостережень цього літака став астероїд поясу Койпера 2014 MU69. Як відомо, це нова мета, обрана NASA на дослідження космічним апаратом New Horizons. Зонд має пролетіти повз нього 1 січня 2019 року. Тому в агентстві поставили за мету перевірити околиці астероїда, щоб зробити проліт зонда повз об'єкт безпечнішим. Цього року видався зручний випадок.Можливий кандидат у карликові планети має пройти диском далекої зірки. Як показали спостереження, 2014 MU69, найімовірніше, є унікальним подвійним об'єктом, а не поодиноким, як передбачалося раніше. Для того, щоб спостерігати це явище, SOFIA вирушила в небо над Тихим океаном.

Ще вище, вже на орбіті, і аж ніяк не навколоземної, а геліоцентричної, плідно відпрацював свої чотири роки телескоп «Гершель». Він став першою космічною обсерваторією повномасштабного вивчення інфрачервоного випромінювання на орбіті. І, крім того, найбільшою на сьогоднішній день інфрачервоною обсерваторією, відібравши пальму першості у четвертій Великій обсерваторії NASA – телескопа «Спітцер» з діаметром дзеркала 0,85 метра та фокусною відстанню 10,2 метра.

Аналогічні параметри «Гершеля» значно більші. Його дзеркало, «склеєне» з 12 елементів, має діаметр 3,5 метра. Фокусна відстань телескопа – 28,5 метри. По ширині доступного спектру він також випереджає попередника, його хвильовий діапазон - від 60 до 670 мкм проти 3-180 мкм у "Спітцера".

Телескоп «Гершель»

Офіційно «Гершель» завершив свою наукову місію у червні 2013 року. Протягом чотирирічної роботи космічна обсерваторія знаходилася за 1,5 мільйона кілометрів від нашої планети, поблизу другої точки Лагранжа (L2) системи Земля—Сонце.

На борту обсерваторії – три наукові прилади: фотокамера зі спектрометром низької роздільної здатності (PACS), приймач спектральних та фотометричних зображень (SPIRE) та гетеродинний датчик для виявлення далекого інфрачервоного випромінювання (HIFI).

Метою телескопа «Гершель» було вивчення інфрачервоної частини випромінювання об'єктів Сонячної системи та Чумацького Шляху, а також об'єктів поза нашою Галактикою, аж до тих, що перебувають у мільярдах світлових років від нас.

У жовтні наступного року на орбіту, як очікується, виведуть космічний телескоп імені Джеймса Вебба. Він вважається змінником телескопа "Хаббл", але, на відміну від нього, "Вебб" - насамперед космічна обсерваторія інфрачервоного діапазону. Діаметр головного дзеркала нової обсерваторії – 6,5 метри. Це мінімальний розмір дзеркала, що дозволяє побачити світло від найдальших галактик.

Космічний телескоп імені Джеймса Вебба

Ультрафіолетовий діапазон

Як відомо, надлишок ультрафіолетового випромінювання шкідливий для живих організмів. Ультрафіолетові лампи застосовуються для знезараження води, повітря та різних поверхонь. Але від космічного ультрафіолету нас також захищає земна атмосфера. І вона ж заважає астрономам вести спостереження у цьому діапазоні. Все це насамперед завдяки озоновому шару, розташованому на висотах 20-70 км. Тому спостереження в ультрафіолетому діапазоні доводиться вести із верхніх шарів атмосфери або з космосу.

Ультрафіолетове випромінювання за межами фіолетового краю веселки відкрив німецький фізик Йоганн Ріттер у 1801 році. А історія ультрафіолетової астрономії почалася 1947 року. У перші спостереження вели з використанням трофейних німецьких ракет ФАУ-2. Продовжилися дослідження з допомогою висотних геофізичних ракет.

Починаючи з кінця 60-х стали застосовувати спеціалізовані штучні супутники Землі. 1972 року США запустили космічну обсерваторію «Коперник» (ОАО-3), а 1983 року полетів вітчизняний «Астрон» із 80-сантиметровим ультрафіолетовим телескопом на борту. Прилади для зйомки та дослідження об'єктів в ультрафіолетовому діапазоні встановлені на телескопі «Хаббл». Завдяки останньому вдалося вперше спостерігати ультрафіолетові полярні сяйва на Сатурні, Юпітері та його супутнику Ганімеді.Невеликий телескоп далекого ультрафіолетового діапазону (Far Ultraviolet Camera/Spectrograph, UVC) брали із собою на Місяць та астронавти NASA.

Астрофізична обсерваторія "Астрон"

Космічний апарат Swift – одна з сучасних обсерваторій, на якій встановлений ультрафіолетовий телескоп UVOT (UltraViolet/Optical Telescope), призначений для спостережень у діапазоні довжин хвиль від 170 до 650 нм та має діаметр дзеркала 0,3 м. Це стандартний для космічних обсервацій телескоп системи Річі-Кретьєна.

Космічний апарат Swift

Проте запущена в космос у 2004 році орбітальна обсерваторія Swift має особливе призначення. Оснащена трьома науковими інструментами багатохвильова космічна обсерваторія призначена для вивчення гамма-сплесків. UVOT – лише один із трьох її інструментів, необхідний для виявлення оптичного (ультрафіолетового) післясвічення гамма-сплесків.
Космічні гамма-сплески - масштабні короткострокові викиди енергії, які спостерігаються у віддалених галактиках. За початковим сплеском у гамма-діапазоні, як правило, слідує довгоживуча «посвічення», що випромінюється на більш довгих хвилях, у тому числі і в УФ-діапазоні. Більшість гамма-сплесків, що спостерігаються, випромінюється під час спалахів наднових. Завдяки інструментам Swift вдалося вперше спостерігати такий спалах із самого початку. Наднова зірка SN 2008D, що спалахнула 9 лютого 2008 року, знаходиться на відстані близько 88 мільйонів світлових років від нас в галактиці NGC 2770 (сузір'я Рисі).

Одним з найуспішніших проектів в галузі ультрафіолетової астрономії став орбітальний ультрафіолетовий космічний телескоп GALEX (Galaxy Evolution Explorer), запущений на орбіту в 2003 році з борту літака-космодрому L-1011 Stargazer за допомогою ракети-носія Pegas

Космічний апарат Galex

Спочатку передбачалося, що на орбіті обсерваторія пропрацює два з половиною роки, але насправді місія розтягнулася на дев'ять років. та фокусною відстанню 3 метри. 1,2 градуси.

Одне з найдивовижніших відкриттів телескопа GALEX – велетенський хвіст із пилу та газу, виявлений у зірки Світу в сузір'ї Кіта. Ця подвійна зірка, розташована від нас на відстані 417 св. не спостерігалася в ультрафіолетовому діапазоні. 13 світлових років - це втричі більше, ніж відстань від Сонця до найближчої до нас зірки Проксіми Центавра.

Зірка світу у сузір'ї Кита, знімок телескопа GALEX

Рентгенівський діапазон

Недоступні для спостереження із Землі і джерела рентгенівського випромінювання – квазари, нейтронні зірки, чорні дірки.

Оскільки для рентгенівських променів земна атмосфера непрозора, для перших спостережень у цьому діапазоні рентгенівські детектори розміщували на висотних ракетах і повітряних кулях.Тоді й вдалося з'ясувати, що Сонце є джерелом рентгенівського випромінювання. Щоправда, воно випромінює в рентгенівському діапазоні лише одну мільйонну частку всієї своєї енергії.

Першим космічним апаратом із рентгенівським детектором на борту став супутник Uhuru, запущений США у 1970 році. Незвичайна назва пояснюється тим, що запуск було здійснено 12 грудня, у 7-у річницю незалежності Кенії. А італійський морський космодром "Сан-Марко", з якого і був відправлений на орбіту супутник, був біля узбережжя цієї країни. Суахілі, офіційною мовою Кенії, назва супутника означає «свобода». Його проектна назва КА X-Ray Explorer. Але як тільки він опинився на орбіті, його одразу перейменували.

Супутник Uhuru

Результатом роботи супутника стала ціла серія фундаментальних відкриттів в астрофізиці. Завдяки обсерваторії виявили рентгенівські пульсари – джерела рентгенівського змінного випромінювання. Вперше склали карту всього неба у рентгенівському діапазоні. До створеного за результатами роботи Uhuru каталогу увійшли 339 рентгенівських джерел.

Але Uhuru важко назвати повною мірою телескопом. Космічний апарат не мав оптичної системи, призначеної для збору та фокусування випромінювання, що проходить через апертуру. Тут потрібно розуміти, що рентгенівські кванти мають дуже велику енергію. А це означає, що вони практично не заломлюються в речовині і майже завжди поглинаються ним. Створити рентгенівське дзеркало дуже складно, лінзи – тим паче.

Космічна обсерваторія «Чандра» – один із найвідоміших рентгенівських телескопів. Третя за рахунком із чотирьох Великих обсерваторій NASA. Разом із розгінним блоком IUS обсерваторію вивели на орбіту у вантажному відсіку шатла «Колумбія» у 1999 році.

Космічна обсерваторія «Чандра»

Телескоп є одним із найвіддаленіших супутників Землі. Розгінний блок підняв обсерваторію на високоеліптичну орбіту з апогеєм 134527,6 км і перигеєм 14307,9 км. Така орбіта дозволяє проводити безперервні спостереження протягом 55 годин із 65-годинного періоду звернення космічного апарату. В апогеї орбіта виходить за межі орбіт геостаціонарних супутників та радіаційних поясів. Названо обсерваторію на честь американського вченого індійського походження Субрахманьяна Чандрасекара – одного з найбільших астрофізиків XX століття.
Звичайні дзеркала, і більше лінзи, для ренгенівської астрономії не підходять. Тому в рентгенівських телескопах застосовують оптичні системи, які використовують лише дзеркала косого падіння. Вони рентгенівський промінь «ковзає» вздовж поверхні дзеркала (система Вольтера). Максимальний діаметр багатошарового рентгенівського дзеркала «Чандри» – 1,2 м. Кутова роздільна здатність – 0,5 кутової секунди. Фокусна відстань – 10 метрів.

Рентгенівський інструмент також встановлений на борту космічної обсерваторії Swift. XRT (X-ray Telescope) застосовується для вимірювання потоку, спектру та кривих світності гамма-сплесків, а також їх післясвічень у широкому динамічному діапазоні. Його діаметр становить 0,51 метра, а фокусна відстань – 3,5 метра. Як і телескоп обсерваторії «Чандра», XRT є телескоп системи Вольтера.

Гамма-діапазон

Гамма-випромінювання є сусідами з рентгенівським, але гамма-кванти мають ще більшу енергію. Це найенергійніша форма електромагнітного випромінювання з енергіями фотонів понад 100 кеВ. Випромінювання нижче 100 кев вважається рентгенівським і є предметом рентгенівської астрономії.Для випромінювання гамма-променів потрібна колосальна енергія, тому, як і рентгенівської, в гамма-астрономії об'єктами вивчення стають досить «екзотичні» об'єкти: пульсари, залишки наднових зірок, активні ядра галактик та ін.

Більшість гамма-променів, що виходять з космосу, поглинаються земною атмосферою, тому гамма-астрономія не могла розвиватися, поки не було можливості підняти гамма-детектори над усією або хоча б більшою частиною атмосфери за допомогою повітряних куль та космічних апаратів.

Космічна обсерваторія «Комптон» була запущена на орбіту шатлом «Атлантіс» 5 квітня 1991 року та пропрацювала до 4 червня 2000 року. Після чого супутник звели з орбіти в контрольованому режимі, і залишки, що його не згоріли в атмосфері, впали в Тихий океан.

Космічна обсерваторія "Комптон"

На відміну від обсерваторії "Чандра", "Комптон", щоб уникнути впливу радіаційних поясів, розмістили на навколоземній орбіті заввишки 450 км. Тобто під поясами. Комптонівська обсерваторія була частиною серії Великих обсерваторій, друга після космічного телескопа «Хаббл». Названа на честь Артура Холлі Комптона, американського вченого, лауреата Нобелівської премії з фізики за роботи, пов'язані з фізикою гамма-випромінювання.

Чотири основні інструменти обсерваторії покривали разом енергетичний діапазон від 20 кэВ до 30 геВ.

Серед найбільш значущих результатів, які дала місія «Комптона», – складання високоякісної карти піднебіння у гамма-променях з енергією понад 100 МеВ. За період роботи телескоп зареєстрував понад 3000 гамма-сплесків. Виявлено короткі гамма-сплески від грозових хмар у земній атмосфері.

Космічний гамма-телескоп "Фермі" вважається одним із наступників "Комптона".Обсерваторію вивели на орбіту 11 червня 2008 на борту ракети Delta II 7920-H. Це спільний проект США, Франції, Німеччини, Італії, Японії та Швеції. Висота орбіти супутника – 550 км. До 26 серпня 2008 року апарат називався GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) і був перейменований на честь італійського фізика Енріко Фермі, піонера фізики високих енергій, лауреата Нобелівської премії з фізики 1938 року та одного з батьків.

Телескоп "Фермі"

Його основним інструментом є Large Area Telescope (LAT) – гамма-телескоп, призначений для спостережень у діапазоні енергій від кількох десятків МеВ до сотень ГеВ. У його полі зору знаходиться близько п'ятої частини неба. Інший інструмент – Fermi GBM – це прилад для реєстрації гамма-сплесків, які він може виявляти по всьому небу, крім частини, закритої від нього нашою планетою.

Одним із найцікавіших відкриттів, зроблених телескопом, стало виявлення у 2010 році бульбашок Фермі – гігантських утворень, що тягнуться в обидва боки від площини диска Чумацького Шляху на відстань близько 25 тисяч світлових років у кожний бік. Обидва бульбашки є джерелом високоенергетичного випромінювання.

Бульбашки «Фермі»

Інше значуще відкриття відбулося невдовзі після першого виявлення гравітаційних хвиль обсерваторією LIGO. Астрофізики, що працюють із телескопом «Фермі», заявили, що змогли орієнтовно встановити ділянку неба, де знаходилися дві чорні дірки, злиття яких породило знайдені гравітаційні хвилі. Детектор Fermi GBM зафіксував сплеск високої енергії, що збігається з часом реєстрації гравітаційної хвилі. Приблизний район охоплює сузір'я Кіта та Риб.

Інструмент для гамма-астрономії встановлений на борту обсерваторії Swift.Монітор гамма-сплесків BAT (Burst Alert Telescope) є її третім інструментом і призначений для виявлення та визначення координат гамма-сплесків. Працює він у діапазоні 15–150 кеВ.

Радіодіапазон

Об'єктами вивчення радіоастрономії є майже всі космічні об'єкти. Вперше радіохвилі, що мають астрономічне походження, виявив американський фізик та радіоінженер Карл Янскі у 1932 році. Вивчаючи атмосферні радіоперешкоди у метровому діапазоні хвиль, учений зафіксував постійний радіошум невідомого походження. Шум корелював із зірковою добою, а отже, його джерело однозначно перебував у космосі. Найбільшу інтенсивність "зоряний шум" мав, коли радіоантена була спрямована на центральну частину нашої Галактики. З того часу на Землі та в космосі з'явилося безліч радіотелескопів як великих, і малих.

У 2016 році Китай закінчив будівництво телескопа, який називають найбільшим радіотелескопом у світі. FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope), як уже випливає з назви, має діаметр поверхні, що відбиває (рефлектора) 500 метрів. Тільки варто зауважити, що радіотелескопи бувають різні. Російський РАТАН-600, розташований у Карачаєво-Черкесії, неподалік станиці Зеленчукська, має діаметр 576 м. Але, на відміну від свого китайського колеги, це радіотелескоп із незаповненою апертурою. Простіше кажучи, його антена є кільцем. РАТАН-600 – найбільший кільцевий радіотелескоп із антеною змінного профілю. Ввели в дію його ще 1974 року.

Телескоп FAST

Збиральна площа телескопа FAST – 70 000 м2, а фокусна відстань – 140 м2.Він відібрав пальму першості серед радіотелескопів із заповненою апертурою у американського радіотелескопа, встановленого в Аресібо (діаметр 304,8 м). FAST розташований на півдні Китаю в провінції Гуйчжоу. Побудований він у природному заглибленні. А за його будівництва з прилеглих районів довелося переселити близько 9000 осіб.

Робочий діапазон частот радіотелескопа – від 70 МГц до 3,0 ГГц, що відповідає електромагнітному випромінюванню із довжиною хвилі від 0,10 м до –4,3 м. Завдяки новому гігантському телескопу можна буде досліджувати об'єкти епохи реіонізації, спостерігати за пульсарами, вивчати формування та еволюцію галактик і вирішувати багато інших наукових завдань.

Радіотелескоп SKA (Square Kilometre Array), що знаходиться сьогодні ще на стадії будівництва, – один з найамбіційніших проектів у радіоастрономії нинішнього століття. Назву можна перекласти як «Квадратний кілометр збираючої поверхні». Але це, звичайно, не означає, що він матиме дзеркало такої площі та випередить у цьому плані FAST. Ні, цей телескоп буде влаштований інакше.

Радіотелескоп SKA

SKA є інтерферометр, тобто буде складатися з декількох радіотелескопів, розташованих на відстані один від одного. А якщо точніше, то із тисяч невеликих радіотелескопів-антен, розташованих один від одного на відстані від десятків метрів до тисяч кілометрів. Більш того, цей один із найбільших у світі радіоінтерферометрів буде розташований відразу на двох континентах: в Африці (Південно-Африканська Республіка) та Австралії. Австралійська частина при цьому частково перебуватиме у сусідній Новій Зеландії. Штаб-квартира проекту базується на обсерваторії Джодрелл-Бенк у Великій Британії.Вибір Південної півкулі і, зокрема, зазначених країн для розміщення антен телескопа не випадковий, оскільки саме в цій частині планети забезпечується найкращий огляд Галактики, а рівень радіоперешкод менший.

Початкові спостереження планується провести вже до 2020 року, а завершення будівництва – до 2030 року. SKA дозволить проводити спостереження у безперервному діапазоні від 50 МГц до 30 ГГц. Щоб забезпечити настільки широкий діапазон радіочастот, що приймаються, в телескопі використовують різні типи антенних елементів. Як передбачається, його чутливість більш ніж у 50 разів перевищить можливості будь-якого іншого радіотелескопа, що існує на сьогоднішній день.

Можливості SKA будуть розраховані для вирішення широкого кола питань в астрофізиці, космології та астрофізиці частинок. Телескоп дозволить розширити діапазон Всесвіту, що спостерігається. З його допомогою, як передбачається, можна буде заглянути в її раннє минуле і отримати дані про неї у віці всього кілька мільйонів років після Великого вибуху, тобто в момент, коли почали формуватися перші зірки і галактики.

На орбіті також є телескопи радіодіапазону. Перший у світі космічний радіотелескоп встановили у липні 1978 р. на радянській орбітальній станції "Салют-6". Це був «КРТ-10» (Космічний радіотелескоп з діаметром дзеркала антени 10 метрів). Він був доставлений на станцію вантажним космічним кораблем «Прогрес-7» та пропрацював два місяці.

Сьогодні на орбіті знаходиться його фактичний наступник - космічна обсерваторія "Спектр-Р", також відома як "Радіоастрон". Космічний апарат вивела на навколоземну орбіту 18 липня 2011 ракета «Зеніт». Він звертається по еліптичній орбіті з перигеєм 10651,6 км і апогеєм 338541,5 км.В апогеї він практично досягає орбіти Місяця та використовує її гравітацію для повороту площини своєї орбіти.

Космічна обсерваторія "Спектр-Р"

Діаметр антени «Спектра-Р» складає 10 метрів, фокусна відстань – 4,22 м. Що стосується роздільної здатності, то проект «Радіоастрон» дозволяє отримати найвищий кутовий дозвіл за всю історію спостережень Всесвіту. спільно з наземними та застосування інтерферометричних Методів. Ось ці майже 340 000 кілометрів і є максимальний діаметр умовної «тарілки» радіотелескопа, або, як кажуть вчені, – наддовга база. об'єктів з кутовим дозволом до кількох мільйонних часток секунди. Для астрономічних спостережень доступні чотири частотні діапазони: 92 см, 18 см, 6,2 см і 1,19-1,63 см.

Телескоп призначений для радіоастрофізичних спостережень позагалактичних об'єктів з ультрависокою роздільною здатністю, а також для дослідження характеристик навколоземної та міжпланетної плазм.

Нейтринні обсерваторії

Отримати інформацію про процеси, що відбуваються у Всесвіті, можна, реєструючи не тільки електромагнітні хвилі. Є ще один спосіб. настільки мала, що нещодавно вдалося встановити, що частка все-таки є. нейтрино народжуються в ході ядерних реакцій та несуть унікальну інформацію про фізичні процеси в надрах зірок.Нейтрино надзвичайно слабо взаємодіє з речовиною та її дуже складно детектувати. Проте це вдається.

Розташована на Південному полюсі обсерваторія IceCube є найбільшою нейтринною обсерваторією у світі. Вона знаходиться на американській антарктичній станції Амундсен-Скотт. IceCube – це гігантський нейтринний детектор, вміщений глибоко під поверхню. У товщі антарктичного льоду проробили глибокі отвори, куди на глибину від 1450 до 2450 метрів опустили вертикальні гірлянди із міцних тросів із закріпленими на них оптичними детекторами (фоторозмножувачами). Кожна така гірлянда складається із 60 детекторів.

Обсерваторія IceCube

Тисячі датчиків розподілені обсягом одного кубічного кілометра прозорого антарктичного льоду. І крига у виявленні нейтрино грає першорядну роль.

Виявити частинку, що практично не взаємодіє з матерією, можна тільки спіймавши мюони, – вторинні частки, які народжуються при зіткненні нейтрино з атомами кисню в молекулі води (у даному випадку замороженої води). У свою чергу мюони, рухаючись у досить щільному середовищі, народжують фотони видимого черенківського випромінювання – спалахи блакитного світла. Їх у товщі прозорого арктичного льоду і реєструють оптичні детектори IceCube. Незважаючи на те, що IceCube розташований на Південному полюсі, його завдання – реєструвати астрофізичні нейтрино, що прийшли крізь Землю з боку північної півсфери неба.

І хоча вважається, що нейтринна астрономія лише на початку свого шляху, не можна сказати, що такими дослідженнями раніше ніхто не займався. Звання найстарішої у світі нейтринної обсерваторії носить розташована у Кабардино-Балкарії під схилом гори Андирчі Баксанська нейтринна обсерваторія.Працює вона з 1970-х років і перебуває у віданні Російської академії наук. Але тут як мета замість води і льоду використовується близько 50 тонн розплавленого металевого галію, який знаходиться в 7 хімічних реакторах.

Наявність великої обсерваторії у Південній півкулі зажадала створення нейтринної обсерваторії аналогічної потужності й у Північній півкулі. Це дозволить спостерігати джерела нейтрино високих енергій у всій небесній сфері. І така обсерваторія буде збудована у нашій країні. А найкраще для цього місце – відоме своєю прозорою водою і глибиною озеро Байкал.

З 2015 року на дні Байкалу вже отримав глибоководний нейтринний телескоп мультимегатонного масштабу «Дубна». Він є першим кластером створюваного нейтринного телескопа кубокілометрового масштабу Baikal-GVD (Gigaton Volume Detector).

"Дубна" містить у своєму складі 192 оптичних датчика, занурених у прозору воду Байкалу на глибину до 1300 метрів. На сьогоднішній день цей телескоп – вже один із трьох найбільших детекторів нейтрино на планеті. Подальшим кроком у розвитку проекту буде поступове збільшення обсягу телескопа за рахунок додавання нових кластерів. У результаті вже до 2020 року планується створити установку, що складається з 10–12 кластерів загальним обсягом близько 0,5 куб. км.

Гравітаційно-хвильові обсерваторії

На початку цього літа міжнародна колаборація LIGO-Virgo знову оголосила про реєстрацію гравітаційно-хвильового сплеску. І це вже втретє в історії, коли вдається зловити такий сигнал. Він виник близько трьох мільярдів років тому внаслідок зближення по спіралі та подальшого злиття двох чорних дірок масою приблизно в 19 та 31 сонячних. Вони злилися в одну велику чорну дірку, втративши при цьому близько двох сонячних мас.Таке злиття – вибух грандіозної потужності. Але тільки вся його енергія йде не в електромагнітне випромінювання, не в частки, а коливання простору і часу - гравітаційні хвилі. Процес злиття зайняв менше секунди, а в момент злиття швидкість чорних дірок досягла 60% швидкості світла.
Гравітаційно-хвильова астрономія є галуззю спостережної астрономії, що розвивається. І на даний момент ми маємо лише дві лабораторії у світі, призначені для виявлення гравітаційних хвиль.

Американський проект LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) включає два однакові детектори. Один – на південному сході США у Лівінгстоні (штат Луїзіана), інший – на північному заході у Ханфорді (штат Вашингтон). Відстань між детекторами складає 3002 кілометри. Через це два детектори реєструють сигнал із невеликим інтервалом. А це дозволяє визначити зразковий напрям, звідки надійшов цей сигнал.

Детектор LIGO (Лівінгстон)

Кожна установка є L-подібною системою, що складається з двох чотирикілометрових рукавів з високим вакуумом усередині. Усередині такої системи встановлено модифікований інтерферометр Майкельсон.

Є й інша причина, через яку важлива наявність двох детекторів. Тільки якщо сигнал буде зареєстрований усіма детекторами, вважатиметься, що він справді був, а видимий сплеск на моніторі не є помилкою приладів. А от коли до ладу остаточно вступить франко-італійський детектор Virgo, тоді підстав сумніватися буде ще менше, та й точність виявлення помітно підвищиться.

Детектор Virgo розташований у Європейській гравітаційній обсерваторії (EGO) у комуні Кашина поблизу італійського міста Піза. Він трохи менший, ніж детектори LIGO: довжина кожного з його рукавів складає 3 кілометри.

Детектор Virgo

Virgo чутливий до гравітаційних хвиль у широкому діапазоні частот від 10 до 10 000 Гц. Це повинно дозволити виявляти гравітаційні хвилі, спричинені злиттям подвійних систем (зірок, чорних дірок, пульсарів), а також хвилі, що супроводжують вибухи наднових. Причому як у Чумацькому Шляху, так і в інших галактиках, наприклад, у галактиках найближчого до нас скупчення Діви (Virgo cluster). Звідси й назва проекту.

Гравітаційно-хвильова астрономія лише на початку шляху. Незабаром на планеті з'явиться ще кілька таких обсерваторій. Одну з них уже будують у Японії (KAGRA), а в Індії до 2022 планують запустити детектор LIGO-India.

І, природно, рано чи пізно гравітаційно-хвильові інструменти з'являться у космосі. 18 липня цього року закінчилася місія супутника LISA Pathfinder. Запущений ESA у 2015 році космічний апарат тестував технології, необхідні для будівництва космічної гравітаційно-хвильової обсерваторії eLISA (Evolved Laser Interferometer Space Antenna, eLISA). Її Європейське космічне агентство планує запустити до 2034 року.

Обсерваторія eLISA

Проект передбачає відправку до космосу трьох космічних апаратів, які будуть розташовані у вершинах рівностороннього трикутника зі сторонами завдовжки 2,5 мільйона кілометрів кожна. Як і наземні гравітаційно-хвильові обсерваторії, eLISA використовує метод лазерної інтерферометрії. Три його супутники утворюють гігантський інтерферометр Майкельсона, в якому два залежні супутники відіграють роль відбивачів, а один, головний супутник, виступає джерелом лазерного променя і детектором.У той час як гравітаційна хвиля проходить через інтерферометр, довжини двох плечей eLISA змінюються через просторово-часові спотворення.

Висновок

Астрономія перебуває у постійному розвитку. Мине кілька десятиліть – і сьогоднішні телескопи будуть доповнені ще більш досконалими інструментами спостереження.

Астрономія за час існування вже пережила кілька революцій. На початку XVII століття завдяки Галілею людина вперше глянула на небо озброєним оком. У минулому столітті ліквідували «оптичну монополію», а астрономія стала універсальною – небо «засвітилося» у всьому спектрі електромагнітного випромінювання. Сьогодні ми перебуваємо на порозі нової революції, пов'язаної з нейтрино та гравітаційними хвилями. І цей ривок буде не останнім.

Майбутнє астрономії обіцяє бути цікавим. Ми знайдемо відповіді на багато загадок Всесвіту і, як хороші учні, отримаємо від неї порцію нових. І вже шукатимемо відповіді за допомогою нових телескопів, принцип роботи яких ми сьогодні, можливо, навіть не можемо собі уявити.