Рентгеновские телескопы принцип работы. Телескопы инфракрасного излучения

Телескоп - прибор, с помощью которого наблюдают удалённые объекты. В переводе с греческого «телескоп» означает «далеко» и «наблюдаю».

Для чего же нужен телескоп?

Кто-то думает, что телескоп увеличивает объекты, а кто-то полагает, что он их приближает. Ошибаются и те, и другие. Главная задача телескопа - получить информацию о наблюдаемом объекте, собирая электромагнитное излучение.

Электромагнитное излучение - это не только видимый свет . К электромагнитным волнам относятся ещё и радиоволны , терагерцовое и инфракрасное излучение, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение. Телескопы созданы для всех диапазонов электромагнитного спектра.

Оптический телескоп

Главная задача телескопа - увеличить угол зрения, или видимый угловой размер удалённого объекта.

Угловым размером называют угол между линиями, соединяющими диаметрально противоположные точки наблюдаемого объекта и глаз наблюдателя. Чем дальше находится наблюдаемый объект, тем меньшим будет угол зрения.

Мысленно соединим прямыми линиями две противоположные точки стрелы башенного крана с нашим глазом. Полученный угол и будет углом зрения, или угловым размером. Проделаем такой же эксперимент с краном, стоящим в соседнем дворе. Угловой размер в этом случае будет гораздо меньше, чем в предыдущем. Все объекты кажутся нам большими или маленькими в зависимости от угловых размеров. И чем дальше расположен объект, тем меньшим будет его угловой размер.

Оптический телескоп представляет собой систему, которая изменяет угол наклона оптической оси параллельного пучка света. Такая оптическая система называется афокальной . Её особенность заключается в том, что световые лучи поступают в неё параллельным пучком, а выходят таким же параллельным пучком, но уже под другими углами, отличающимися от углов наблюдения невооружённым глазом.

Афокальная система состоит из объектива и окуляра. Объектив направлен на наблюдаемый объект, а окуляр обращён к глазу наблюдателя. Их располагают таким образом, чтобы передний фокус окуляра совпадал с задним фокусом объектива.

Оптический телескоп собирает и фокусирует электромагнитное излучение видимого спектра. Если в его конструкции используются только линзы, такой телескоп называется рефрактором , или диоптрическим телескопом. Если же только зеркала, то его называют рефлектором , или катаприческим телескопом. Существуют оптические телескопы смешанного типа, в составе которых есть и линзы, и зеркала. Их называют зеркально-линзовыми , или катадиоптрическими.

«Классическая» подзорная труба, которой пользовались ещё во времена парусного флота, состояла из объектива и окуляра. Объектив представлял собой положительную собирающую линзу, которая создавала действительное изображение объекта. Увеличенное изображение рассматривалось наблюдателем в окуляр - отрицательную рассеивающую линзу.

Чертежи простейшего оптического телескопа были созданы ещё Леонардо до Винчи в 1509 г. Автором зрительной трубы считают голландского оптика Иоанна Липперсгея , который продемонстрировал своё изобретение в Гааге в 1608 г.

В телескоп зрительную трубу превратил Галилео Галилей в 1609 г. Прибор, созданный им, имел объектив и окуляр и давал 3-хкратное увеличение. Позднее Галилей создал телескоп с 8-кратным увеличением. Но его конструкции имели очень большие размеры. Так, диаметр объектива у телескопа с 32-кратным увеличением был равен 4,5 м, а сам телескоп имел длину около метра.

Название «телескоп» приборам Галилея предложил дать греческий математик Джованни Демизиани в 1611 г.

Именно Галилей первым направил телескоп в небо и увидел пятна на Солнце, горы и кратеры на Луне, рассмотрел звёзды в Млечном пути.

Труба Галилея - пример простейшего телескопа-рефрактора. Объективом в нём служит собирающая линза. В фокальной плоскости (перпендикулярной оптической оси и проходящей через фокус) получается уменьшенное изображение рассматриваемого предмета. Окуляр, представляющий собой рассеивающую линзу, даёт возможность видеть увеличенное изображение. Труба Галилея даёт слабое увеличение удалённого объекта. В современных телескопах не используется, но подобная схема применяется в театральных биноклях.

В 1611 г. немецкий учёный Иоганн Кеплер придумал более совершенную конструкцию. Вместо рассеивающей линзы он поместил в окуляр собирающую линзу. Изображение получалось перевёрнутым. Это создавало неудобства для наблюдения наземных объектов, а для космических объектов это было вполне приемлемо. В таком телескопе за фокусом объектива имелось промежуточное изображение, В него можно было встроить измерительную шкалу или фотопластинку. Такой тип телескопа сразу же нашёл своё применение в астрономии.

В телескопах-рефлекторах собирающим элементом вместо линзы служит вогнутое зеркало, задняя фокальная плоскость которого совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра.

Зеркальный телескоп изобрёл Исаак Ньютон в 1667 г. В его конструкции главное зеркало собирает параллельные световые лучи. Чтобы наблюдатель не перекрыл собой световой поток, на пути отражённых лучей ставят плоское, зеркало, которое отклоняет их от оптической оси. Изображение рассматривают в окуляр.

Вместо окуляра можно разместить фотоплёнку или светочувствительную матрицу, которая преобразует проецируемое на неё изображение в аналоговый электрический сигнал или в цифровые данные.

В зеркально-линзовых телескопах объективом служит сферическое зеркало, а система линз компенсирует аберрации - погрешности изображения, причиной которых служит отклонение светового луча от идеального направления. Они существуют в любой реальной оптической системе. В результате аберраций изображение точки размывается и становится нечётким.

Оптические телескопы используют астрономы для наблюдения за небесными светилами.

Но Вселенная посылает на Землю не только свет. Из космоса к нам приходят радиоволны, рентгеновское и гамма-излучение.

Радиотелескоп

Этот телескоп предназначен для приёма радиоволн, излучаемых небесными объектами в Солнечной системе, Галактике и Мегагалактике, определения их пространственной структуры, координат, интенсивности излучения и спектра. Его главные элементы - принимающая антенна и очень чувствительный приёмник - радиометр.

Антенна способна принимать миллиметровые, сантиметровые, дециметровые и метровые волны. Чаще всего это зеркальный отражатель параболической формы, в фокусе которого находится облучатель. Это устройство, в котором собирается радиоизлучение, направленное зеркалом. Далее это излучение передаётся на вход радиометра, где усиливается и преобразуется в форму, удобную для регистрации. Это может быть аналоговый сигнал, который фиксируется самописцем, или цифровой сигнал, записывающийся на жёсткий диск.

Чтобы построить изображение наблюдаемого объекта, радиотелескоп измеряет энергию излучения (яркость) в каждой его точке.

Космические телескопы

Атмосфера Земли пропускает оптическое излучение, инфракрасное и радиоизлучение. А ультрафиолетовое и рентгеновское излучения атмосферой задерживается. Поэтому наблюдать их можно наблюдать только из космоса, установив на искусственных спутниках Земли, космических ракетах или орбитальных станциях.

Рентгеновские телескопы предназначены для наблюдения объектов в рентгеновском спектре, поэтому их устанавливают на искусственных спутниках Земли или космических ракетах, так как земная атмосфера такие лучи не пропускает.

Рентгеновские лучи испускаются звёздами, скоплениями галактик и чёрными дырами.

Функции объектива в рентгеновском телескопе выполняет рентгеновское зеркало. Так как рентгеновское излучение почти полностью проходит через материал или поглощается им, то обычные зеркала в рентгеновских телескопах применять нельзя. Поэтому для фокусировки лучей чаще всего используют зеркала скользящего, или косого, падения, сделанные из металлов.

Кроме рентгеновских телескопов созданы ультрафиолетовые телескопы , работающие в ультрафиолетовом излучении.

Гамма-телескопы

Не все гамма-телескопы размещаются на космических объектах. Существуют наземные телескопы, изучающие космическое гамма-излучение сверхвысоких энергий. Но как зафиксировать гамма-излучение на поверхности Земли, если оно поглощается атмосферой? Оказывается, космические гамма-фотоны сверхвысоких энергий, попав в атмосферу, «выбивают» из атомов вторичные быстрые электроны, которые являются источниками фотонов. Возникает , которое фиксируется телескопом, находящимся на Земле.

Рентгеновский телескоп (англ. X-ray telescope, XRT ) - телескоп , предназначенный для наблюдения удаленных объектов в рентгеновском спектре. Для работы таких телескопов обычно требуется поднять их над атмосферой Земли, непрозрачной для рентгеновских лучей. Поэтому телескопы размещают на высотных ракетах или на искусственных спутниках Земли.

Оптическая схема

Из-за большой энергии рентгеновские кванты практически не преломляются в веществе (следовательно, тяжело изготовить линзы) и не отражаются при любых углах падения, кроме самых пологих (88-89 градусов к нормали) .

Рентгеновские телескопы могут использовать несколько методов для фокусирования лучей. Наиболее часто используются телескопы Вольтера (с зеркалами скользящего падения), кодирование апертуры и модуляционные (качающиеся) коллиматоры. Ограниченные возможности рентгеновской оптики приводят к более узкому полю зрения по сравнению с телескопами, работающими в диапазонах УФ и видимого света .

Зеркала

Использование рентгеновских зеркал для внесолнечной астрономии требует одновременно:

• возможность определить исходное направление рентгеновского фотона по двум координатам и
• достаточную эффективность детектирования.

Зеркала могут быть изготовлены из керамики или металлической фольги. Наиболее часто для рентгеновских зеркал скользящего падения используются золото и иридий . Критический угол отражения сильно зависит от энергии фотонов. Для золота и энергии в 1 кэВ, критический угол составляет 3,72 °.

Кодирование апертуры

Многие рентгеновские телескопы используют кодирование апертуры для получения изображений. В этой технологии перед матричным детектором устанавливается маска в виде решетки из чередующихся особым образом прозрачных и непрозрачных элементов (например, квадратная маска в виде матрицы Адамара). Данный элемент для фокусировки и получения изображений весит меньше, чем другие варианты рентгеновской оптики (поэтому часто используется на спутниках), но при этом требует большей пост-обработки для получения изображения.

Телескопы

Exosat

На борту Exosat размещено два низкоэнергетических рентгеновских телескопа типа Wolter I с возможностью получения изображений. В фокальной плоскости могут быть установлены

Телескопы жёсткого рентгеновского диапазона

На борту Седьмой орбитальной солнечной обсерватории (OSO 7) находился рентгеновский телескоп жёсткого диапазона. Характеристики: диапазон энергий 7 - 550 кэВ, поле зрения 6,5° эффективная площадь ~64 см²

Телескоп ФИЛИН

Телескоп ФИЛИН, установленный на станции Салют-4 , состоял из трёх газовых пропорциональных счётчиков с общей рабочей площадью 450 см², диапазон энергий 2-10 кэВ, и одного с рабочей площадью 37 см², диапазон энергий 0,2-2 кэВ. Поле зрения было ограничено щелевым коллиматором полушириной 3° x 10°. Инструменты включали фотоэлементы, смонтированные вне станции вместе с датчиками. Измерительные модули и питание были расположены внутри станции.

Калибровка датчиков по наземным источникам производилась параллельно с полётными операциями в трёх режимах: инерциальная ориентация, орбитальная ориентация и обзор. Данные собирались в четырёх энергетических диапазонах: 2-3,1 кэВ, 3,1-5,9 кэВ, 5,9-9,6 кэВ и 2-9,6 кэВ на больших детекторах. Малый датчик имел ограничители, устанавливаемые на уровни 0,2, 0,55, 0,95 кэВ.

Телескоп SIGMA

Телескоп жесткого рентгеновского и низкоэнергетического гамма-диапазона SIGMA покрывает диапазон 35-1300 кэВ с эффективной площадью 800 см² и полем зрения максимальной чувствительности ~5° × 5°. Максимальное угловое разрешение 15 минут дуги Энергетическое разрешение - 8 % при 511 кэВ. Благодаря сочетанию кодирующей апертуры и позиционно-чувствительных датчиков на основе принципов камеры Ангера, телескоп способен строить изображения.

Рентгеновский телескоп АРТ-П

Фокусирующий рентгеновский телескоп

Широкополосный рентгеновский телескоп (BBXRT) был выведен на орбиту шаттлом Колумбия (STS-35) как часть полезной нагрузки ASTRO-1. BBXRT был первым фокусирующим телескопом, действующим в широком энергетическом диапазоне 0,3-12 кэВ со средним энергетическим разрешением 90 эВ при 1 кэВ и 150 эВ при 6 кэВ. Два сонаправленных телескопа с сегментированным твердотельным спектрометром Si(Li) каждый (детекторы A и B), состоящим из пяти пикселей. Общее поле зрения 17.4’ в диаметре, поле зрения центрального пикселя 4’ в диаметре. Общая площадь: 765 см² при 1,5 кэВ, 300 см² при 7 кэВ.

HEAO-2

Первая в мире орбитальная обсерватория с зеркалами с скользящим отражением рентгеновских фотонов. Запущена в 1978 году. Эффективная площадь около 400 кв.см на энергии 0.25 кэВ и около 30 кв.см на энергии 4 кэВ.

Чандра

XMM-Newton

Спектр-РГ

XRT на КА Swift (миссия MIDEX)

Труба телескопа диаметром 508 мм сделана из двух секций графитовых волокон и циановых эфиров. Внешний слой из графитовых волокон создан уменьшить продольный коэффициент теплового расширения, тогда как внутренняя сложная труба облицована изнутри парозащитным барьером (vapor barrier) из алюминиевой фольги от проникновения внутрь телескопа водяных паров или эпоксидных загрязнителей. XRT содержит переднюю часть, окружённую зеркалами и держащую затворную сборку и астронавигационный блок, и заднюю, держащую камеру фокальной плоскости (focal plane camera) и внутренний оптический экран.

Зеркальный модуль содержит 12 вложенных зеркал скользящего падения типа Wolter I, закреплённых на передних и задних крестовинах. Пассивно нагреваемые зеркала - позолоченные никелевые оболочки длиной 600 мм и диаметром от 191 до 300 мм.

X-ray imager имеет эффективную площадь 120 см2 на 1,15 кэВ, поле зрения 23,6 x 23,6 угловых минут и угловое разрешение (θ) 18 секунд дуги на диаметре половинной мощности (HPD, half-power diameter). Чувствительность детектора - 2⋅10 −14 эрг см −2 с −1 10 4 секунд. Функция рассеяния точки (PSF, point spread function) зеркала - 15 секунд дуги HPD в фокусе (1,5 кэВ). Зеркало слегка расфокусировано для более равномерной PSF по всему полю зрения, как следствие, PSF инструмента 18 секунд дуги.

Рентгеновский телескоп нормального падения

История рентгеновских телескопов

Первый рентгеновский телескоп использовался для наблюдений за Солнцем. Первое изображение Солнца в рентгеновском спектре было получено в 1963 году, при помощи телескопа, установленного на ракете.

См. также

Примечания

1. X-ray Telescopes (англ.) . NASA (2013). Дата обращения 10 августа 2018.
2. Hoff H. A. Exosat - the new extrasolar x-ray observatory (неопр.) // J Brit Interplan Soc (Space Chronicle).. - 1983. - August (т. 36 , № 8 ). - С. 363-367 .

Рентгеновский телескоп-- телескоп, предназначенный для наблюдения удаленных объектов в рентгеновском спектре. Для работы таких телескопов обычно требуется поднять их над атмосферой Земли, непрозрачной для рентгеновских лучей. Поэтому телескопы размещают на высотных ракетах или на ИСЗ.

Оптическая схема

Из-за большой энергии рентгеновские кванты практически не преломляются в веществе (следовательно, тяжело изготовить линзы) и не отражаются при любых углах падения, кроме самых пологих (около 90 градусов).

Рентгеновские телескопы могут использовать несколько методов для фокусирования лучей. Наиболее часто используются телескопы Вольтера (с зеркалами скользящего падения), кодирование апертуры и модуляционные (качающиеся) коллиматоры.

Ограниченные возможности рентгеновской оптики приводят к более узкому полю зрения по сравнению с телескопами, работающими в диапазонах УФ и видимого света.

История

Часто изобретение первого телескопа приписывают Гансу Липпершлею из Голландии, 1570-1619 годы, однако почти наверняка он не являлся первооткрывателем. Скорее всего, его заслуга в том, что он первый сделал новый прибор телескоп популярным и востребованным. А также именно он подал в 1608 году заявку на патент на пару линз, размещенный в трубке. Он назвал устройство подзорной трубой. Однако его патент был отклонен, поскольку его устройство показалось слишком простым.

Задолго до него Томас Диггес, астроном, в 1450 году попытался увеличить звезды с помощью выпуклой линзы и вогнутого зеркала. Однако у него не хватило терпения доработать устройство, и полу-изобретение вскоре было благополучно забыто. Сегодня Диггеса помнят за описание гелиоцентрической системы.

К концу 1609 года небольшие подзорные трубы, благодаря Липпершлею, стали распространены по всей Франции и Италии. В августе 1609 года Томас Харриот доработал и усовершенствовал изобретение, что позволило астрономам рассмотреть кратеры и горы на Луне.

Большой прорыв произошел, когда итальянский математик Галилео Галилей узнал о попытке голландца запатентовать линзовую трубу. Вдохновленный открытием, Галлей решил сделать такой прибор для себя. В августе 1609 года именно Галилео изготовил первый в мире полноценный телескоп. Сначала, это была всего лишь зрительная труба - комбинация очковых линз, сегодня бы ее назвали рефрактор. До Галилео, скорее всего, мало кто догадался использовать на пользу астрономии эту развлекательную трубку. Благодаря прибору, сам Галилей открыл горы и кратеры на Луне, доказал сферичность Луны, открыл четыре спутника Юпитера, кольца Сатурна и сделал множество других полезных открытий.

Сегодняшнему человеку телескоп Галилео не покажется особенным, любой десятилетний ребенок может легко собрать гораздо лучший прибор с использованием современных линз. Но телескоп Галилео был единственным реальным работоспособным телескопом на тот день с 20-кртным увеличением, но с маленьким полем зрения, немного размытым изображением и другими недостатками. Именно Галилео открыл век рефрактора в астрономии - 17 век.

Время и развитие науки позволяло создавать более мощные телескопы, которые давали видеть много больше. Астрономы начали использовать объективы с большим фокусным расстоянием. Сами телескопы превратились в большие неподъемные трубы по размеру и, конечно, были не удобны в использовании. Тогда для них изобрели штативы. Телескопы постепенно улучшали, дорабатывали. Однако его максимальный диаметр не превышал нескольких сантиметров - не удавалось изготавливать линзы большого размера.

К 1656 году Христиан Гюйенс сделал телескоп, увеличивающий в 100 раз наблюдаемые объекты, размер его был более 7 метров, апертура около 150 мм. Этот телескоп уже относят к уровню сегодняшних любительских телескопов для начинающих. К 1670-х годам был построен уже 45-метровый телескоп, который еще больше увеличивал объекты и давал больший угол зрения.

Но даже обычный ветер мог служить препятствием для получения четкого и качественного изображения. Телескоп стал расти в длину. Первооткрыватели, пытаясь выжать максимум из этого прибора, опирались на открытый ими оптический закон - уменьшение хроматической аберрации линзы происходит с увеличением ее фокусного расстояния. Чтобы убрать хроматические помехи, исследователи делали телескопы самой невероятной длины. Эти трубы, которые назвали тогда телескопами, достигали 70 метров в длину и доставляли множество неудобств в работе с ними и настройке их. Недостатки рефракторов заставили великие умы искать решения к улучшению телескопов. Ответ и новый способ был найден: собирание и фокусировке лучей стала производится с помощью вогнутого зеркала. Рефрактор переродился в рефлектор, полностью освободившийся от хроматизма.

Заслуга эта целиком и полностью принадлежит Исааку Ньютону, именно он сумел дать новую жизнь телескопам с помощью зеркала. Его первый рефлектор имел диаметр всего четыре сантиметра. А первое зеркало для телескопа диаметром 30 мм он сделал из сплава меди, олова и мышьяка в 1704 году. Изображение стало четким. Кстати, его первый телескоп до сих пор бережно хранится в астрономическом музее Лондона.

Но еще долгое время оптикам никак не удавалось делать полноценные зеркала для рефлекторов. Годом рождения нового типа телескопа принято считать 1720 год, когда англичане построили первый функциональный рефлектор диаметром в 15 сантиметров. Это был прорыв. В Европе появился спрос на удобоносимые, почти компактные телескопы в два метра длиной. О 40-метровых трубах рефракторов стали забывать.

Двухзеркальная система в телескопе предложена французом Кассегреном. Реализовать свою идею в полной мере Кассегрен не смог из-за отсутствия технической возможности изобретения нужных зеркал, но сегодня его чертежи реализованы. Именно телескопы Ньютона и Кассегрена считаются первыми "современными" телескопами, изобретенными в конце 19 века. Кстати, космический телескоп Хаббл работает как раз по принципу телескопа Кассегрена. А фундаментальный принцип Ньютона с применением одного вогнутого зеркала использовался в Специальной астрофизической обсерватории в России с 1974 года. Расцвет рефракторной астрономии произошел в 19 веке, тогда диаметр ахроматических объективов постепенно рос. Если в 1824 году диаметр был еще 24 сантиметра, то в 1866 году его размер вырос вдвое, в 1885 году диаметр стал составлять 76 сантиметров (Пулковская обсерватория в России), в к 1897 году изобретен иеркский рефрактор. Можно посчитать, что за 75 лет линзовый объектив увеличивался со скоростью одного сантиметра в год.

К концу 18 века компактные удобные телескопы пришли на замену громоздким рефлекторам. Металлические зеркала тоже оказались не слишком практичны - дорогие в производстве, а также тускнеющие от времени. К 1758 году с изобретением двух новых сортов стекла: легкого - крон и тяжелого - флинта, появилась возможность создания двухлинзовых объективов. Чем благополучно и воспользовался ученый Дж. Доллонд, который изготовил двухлинзовый объектив, впоследствии названный доллондовым.

После изобретения ахроматических объективов победа рефрактора была абсолютная, оставалось лишь улучшать линзовые телескопы. О вогнутых зеркалах забыли. Возродить их к жизни удалось руками астрономов-любителей. Вильям Гершель, английский музыкант, в 1781 году открывший планету Уран. Его открытию не было равным в астрономии с глубокой древности. Причем Уран был открыт с помощью небольшого самодельного рефлектора. Успех побудил Гершеля начать изготовление рефлекторов большего размера. Гершель собственноручно в мастерской сплавлял зеркала из меди и олова. Главный труд его жизни - большой телескоп с зеркалом диаметром 122 см. Это диаметр его самого большого телескопа. Открытия не заставили себя ждать, благодаря этому телескопу, Гершель открыл шестой и седьмой спутники планеты Сатурн. Другой, ставший не менее известным, астроном-любитель английский землевладелец лорд Росс изобрел рефлектор с зеркалом с диаметром в 182 сантиметра. Благодаря телескопу, он открыл ряд неизвестных спиральных туманностей. Телескопы Гершеля и Росса обладали множеством недостатков. Объективы из зеркального металла оказались слишком тяжелыми, отражали лишь малую часть падающего на них света и тускнели. Требовался новый совершенный материал для зеркал. Этим материалом оказалось стекло. Французский физик Леон Фуко в 1856 году попробовал вставить в рефлектор зеркалом из посеребренного стекла. И опыт удался. Уже в 90-х годах астроном-любитель из Англии построил рефлектор для фотографических наблюдений со стеклянным зеркалом в 152 сантиметра в диаметре. Очередной прорыв в телескопостроении был очевиден.

Этот прорыв не обошелся без участия русских ученых. Я.В. Брюс прославился разработкой специальных металлических зеркал для телескопов. Ломоносов и Гершель, независимо друг от друга, изобрели совершенно новую конструкцию телескопа, в которой главное зеркало наклоняется без вторичного, тем самым уменьшая потери света.

Немецкий оптик Фраунгофер поставил на конвейер производство и качество линз. И сегодня в Тартуской обсерватории стоит телескоп с целой, работающей линзой Фраунгофера. Но рефракторы немецкого оптика также были не без изъяна - хроматизма.

И лишь к концу 19 века изобрели новый метод производства линз. Стеклянные поверхности начали обрабатывать серебряной пленкой, которую наносили на стеклянное зеркало путем воздействия виноградного сахара на соли азотнокислого серебра. Эти принципиально новые линзы отражали до 95% света, в отличие от старинных бронзовых линз, отражавших всего 60% света. Л. Фуко создал рефлекторы с параболическими зеркалами, меняя форму поверхности зеркал. В конце 19 века Кросслей, астроном-любитель, обратил свое внимание на алюминиевые зеркала. Купленное им вогнутое стеклянное параболическое зеркало диаметром 91 см сразу было вставлено в телескоп. Сегодня телескопы с подобными громадными зеркалами устанавливаются в современных обсерваториях. В то время как рост рефрактора замедлился, разработка зеркального телескопа набирала обороты. С 1908 по 1935 года различные обсерватории мира соорудили более полутора десятков рефлекторов с объективом, превышающим иеркский. Самый большой телескоп установлен в обсерватории Моунт-Внльсон, его диаметр 256 сантиметров. И даже этот предел соврем скоро превзойден вдвое. В Калифорнии смонтирован американский рефлектор-гигант, на сегодня его возраст более пятнадцати лет.

Более 30 лет назад в 1976 году ученые СССР построили 6-метровый телескоп БТА - Большой Телескоп Азимутальный. До конца 20 века БРА считался крупнейшим в мире телескопом Изобретатели БТА были новаторами в оригинальных технических решениях, таких как альт-азимутальная установка с компьютерным ведением. Сегодня это новшества применяются практически во всех телескопах-гигантах. В начале 21 века БТА оттеснили во второй десяток крупных телескопов мира. А постепенная деградация зеркала от времени - на сегодня его качество упало на 30% от первоначального - превращает его лишь в исторический памятник науке.

К новому поколению телескопов относятся два больших телескопа 10-метровых близнеца KECK I и KECK II для оптических инфракрасных наблюдений. Они были установлены в 1994 и 1996 году в США. Их собрали благодаря помощи фонда У. Кека, в честь которого они и названы. Он предоставил более 140 000 долларов на их строительство. Эти телескопы размером с восьмиэтажный дом и весом более 300 тонн каждый, но работают они с высочайшей точностью. Принцип работы - главное зеркало диаметром 10 метров, состоящее из 36 шестиугольных сегментов, работающих как одно отражательное зеркало. Установлены эти телескопы в одном из оптимальных на Земле мест для астрономических наблюдений - на Гаваях, на склоне потухшего вулкана Мануа Кеа высотой 4 200 м. К 2002 году эти два телескопа, расположенных на расстоянии 85 м друг от друга, начали работать в режиме интерферометра, давая такое же угловое разрешение, как 85-метровый телескоп. История телескопа прошла долгий путь - от итальянских стекольщиков до современных гигантских телескопов-спутников. Современные крупные обсерватории давно компьютеризированы. Однако любительские телескопы и многие аппараты, типа Хаббл, все еще базируются на принципах работы, изобретенных Галилеем.

Полеты космических аппаратов открыли перед астрономами невиданные ранее возможности, которыми наземная астрономия никогда не располагала, да и не могла располагать. Для изучения небесных тел Солнечной системы, нашей Галактики и многочисленных внегалактических объектов теперь в космос запускаются специализированные астрономические станции-обсерватории, оснащенные новейшими физическими приборами. Они улавливают невидимые излучения, которые поглощаются атмосферой и не достигают земной поверхности. В результате стали доступны для исследований все виды электромагнитного излучения, приходящего из космических глубин. Образно говоря, если раньше мы наблюдали Вселенную как бы в одном, черно-белом цвете, то сегодня она представляется нам во всех "цветах" электромагнитного спектра. Но чтобы принимать невидимые излучения, нужны особые телескопы. Каким же образом и с помощью чего можно поймать и исследовать лучи-невидимки?

При слове "телескоп" у каждого возникает представление об астрономической трубе с линзами или зеркалами, то есть представление об оптике. Ведь до недавнего времени небесные объекты изучали исключительно с помощью оптических инструментов. Но для улавливания невидимых излучений, которые сильно отличаются от видимого глазом света, нужны особые приемные устройства. И совсем не обязательно, чтобы своим внешним видом они напоминали привычный нам телескоп.

Приемники коротковолновых излучений совершенно не похожи на оптические телескопы. И если мы говорим, например, "рентгеновский телескоп" или "гамма-телескоп" , то под такими названиями следует понимать: приемник рентгеновского излучения или приемник гамма-квантов.

Вся трудность приема коротковолнового излучения заключается в том, что для электромагнитного излучения с длиной волны, меньшей 0,2 микрона обычные преломляющие (линзовые) и отражательные (зеркальные) системы совершенно не пригодны.

Так, рентгеновские лучи и особенно гамма-кванты настолько энергичны, что они запросто "пробивают" линзы, изготовленные из любых материалов: первоначальное направление движения этих лучей и квантов не меняется. Иными словами, их нельзя сфокусировать! Но как тогда их исследовать? Как сконструировать для них телескоп?

На языке физиков коротковолновое излучение - жесткое излучение! А это значит, что фотоны рентгеновских и гамма-лучей по своим свойствам похожи на высокоэнергичные частицы космических лучей (альфа-частицы, протоны), приходящие к Земле из глубин космоса. Но тогда для регистрации жестких квантов, возможно, будут пригодны счетчики частиц, какими пользуются для изучения космических лучей? Именно подобные счетчики используются в качестве приемного устройства в рентгеновских и гамма-телескопах. Чтобы узнать, откуда приходит рентгеновское излучение, счетчик заключают в массивный металлический тубус. А если счетчик покрывать еще пленками различного состава, то тогда разные счетчики будут принимать кванты различной жесткости. Получается своеобразный рентгеновский спектрограф, позволяющий выявить состав рентгеновского излучения.

Но такой телескоп еще весьма несовершенен. Главный его недостаток - слишком малая разрешающая способность. Счетчик отмечает излучение, попадающее в тубус. А оно поступает с нескольких квадратных градусов неба, где в обычный телескоп видны тысячи звезд. Какие из них излучают рентгеновские лучи? Узнать это удается не всегда. И все же с помощью рентгеновских и гамма-телескопов, работающих на космических орбитальных станциях, уже сегодня добыто много интереснейших сведений об источниках невидимого коротковолнового излучения.

Одним из таких источников является наше Солнце. Еще в 1948 году с помощью фотопластинок, поднятых ракетой "Фау-2" на высоту около 160 км (США, Морская лаборатория), было открыто рентгеновское излучение великого светила. А в 1962 году, заменив фотопластинку счетчиком Гейгера, астрономы обнаружили второй рентгеновский источник уже далеко за пределами Солнечной системы. Это ярчайший рентгеновский источник в созвездии Скорпиона, получивший название Скорпион Х-1. Третьим объектом рентгеновской астрономии в 1963 году стала знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца - Телец Х-1.

Наиболее важным этапом в развитии рентгеновской астрономии были запуски первого в мире американского рентгеновского спутника "Ухуру" в 1970 году и первого рентгеновского телескопа-рефлектора "Эйнштейн" в 1978 году. С их помощью были открыты рентгеновские двойные звезды, рентгеновские пульсары, активные ядра галактик и другие источники рентгеновского излучения.

К настоящему моменту на звездном небе известны тысячи источников рентгеновского излучения. Вообще же рентгеновским телескопам доступно около миллиона таких источников, то есть столько, сколько лучшим радиотелескопам. Как же выглядит рентгеновское небо?

В рентгеновских лучах Вселенная представляется совершенно иной, чем она видна в оптические телескопы. С одной стороны, наблюдается увеличение концентрации ярких источников излучения по мере приближения к средней плоскости Млечного Пути - они принадлежат нашей Галактике. С другой - равномерное распределение многочисленных внегалактических рентгеновских источников по всему небу. Многие небесные тела, украшающие небо Земли,- Луна и планеты - в рентгеновских лучах не видны.

Гамма-астрономия тоже родилась вместе с ракетной техникой. Как известно, космическое гамма-излучение возникает вследствие физических процессов, в которых участвуют частицы высоких энергий,- процессов, происходящих внутри атомных ядер. Однако самым интенсивным источником гамма-квантов является процесс аннигиляции , то есть взаимодействия частиц и античастиц (например, электронов и позитронов), сопровождающийся превращением материи (частиц) в жесткое излучение. Следовательно, изучая гамма-кванты, астрофизик может стать однажды свидетелем взаимодействия с телами нашего обычного мира тел теоретически возможного антимира , состоящих исключительно из антивещества .

В нашей Галактике диффузное (рассеянное) гамма-излучение сосредоточено главным образом в галактическом диске; оно усиливается в направлении к центру Галактики. Кроме того, обнаружены дискретные (точечные) гамма-источники, такие как Краб (Крабовидная туманность в Тельце), Геркулес Х-1, Геминга (в созвездии Близнецов) и некоторые другие. Сотни дискретных источников внегалактического гамма-излучения разбросаны буквально по всему небу. Удалось принять гамма-излучение, исходящее из активных областей Солнца во время солнечных вспышек.

На границе с видимым спектром, слева от фиолетовых лучей, располагается невидимое ультрафиолетовое излучение . Начиная с волны 0,29 микрона земная атмосфера полностью поглощает космический ультрафиолет, пожалуй, "на самом интересном месте"...

С началом космических исследований стали проводиться наблюдения также в ультрафиолетовом интервале длин волн. 23 марта 1983 года в нашей стране на высокоэллиптическую околоземную орбиту (высота в перигее 2000 км, в апогее 200 тыс. км) была запущена астрономическая станция "Астрон". Это была первая отечественная станция, снабженная аппаратурой для рентгеновских и ультрафиолетовых наблюдений.

Теперь приборы, фиксирующие ультрафиолетовые лучи, устанавливают на многих космических аппаратах. И если бы мы могли посмотреть на звездное небо через "ультрафиолетовые очки", то оно стало бы для нас совершенно неузнаваемым, как, впрочем, и в других невидимых лучах спектра. Так, например, для жителей Северного полушария Земли особенно выделялась бы на небе звезда дзета Ориона - самое левое светило в его "поясе". Необычно яркими выглядели бы и некоторые другие звезды, особенно горячие.

Удивляет то, что на ультрафиолетовом небе много огромных, яркосветящихся туманностей. Знаменитая туманность Ориона, которую в виде крохотного туманного пятнышка с трудом различает глаз, заняла бы все созвездие "небесного охотника". Исполинская ультрафиолетовая туманность окутывает главную звезду созвездия Девы - сияющую Спику. Эта туманность очень яркая и почти круглая. Ее видимый поперечник примерно в 50 раз больше видимого диаметра полной Луны. А вот сама Спика простым глазом не видна: ее ультрафиолетовое излучение оказалось очень слабым.

В диапазоне волн длиной от 22 микронов до 1 мм (справа от красных лучей видимого спектра) земная атмосфера сильно поглощает инфракрасное (тепловое) излучение небесных тел. К тому же воздух сам является источником тепловых лучей, что мешает наблюдениям в инфракрасном интервале длин волн. Обойти эти препятствия удалось лишь тогда, когда приемники инфракрасного излучения стали размещать за пределами атмосферы - на космических аппаратах.

Инфракрасная техника позволила получить точнейшие данные о рельефе планет, приоткрыла перед исследователями Вселенной пылевую завесу, скрывавшую от людских взоров ядро нашей Галактики, помогла астрофизикам заглянуть в звездные "колыбели" - газопылевые туманности и "прикоснуться", к тайнам рождения звезд.

Таким образом, вынос астрофизических приборов в космос открыл перед астрономией новые горизонты: стала создаваться ультрафиолетовая, рентгеновская и инфракрасная астрономия, а в 70-х годах начались наблюдения в гамма-диапазоне. Сегодня исследователи Вселенной имеют возможность совершать обзор неба практически во всем диапазоне электромагнитного спектра - от сверхкоротких гамма-лучей до сверхдлинных радиоволн. Астрономия стала наукой всеволновой. Собранная с космических "полей" богатая научная "жатва" вызвала настоящий переворот в астрофизике и переосмысление наших представлений о Большой Вселенной.