Твиты о вселенной

Большие телескопы позволяют разглядеть мелкие детали (лучшее пространственное разрешение). Например, одиночная звезда, рассматриваемая в большой телескоп, может оказаться двойной…

…Или детали на поверхности Луны/Марса. Или внутренняя структура (спиральные рукава, газовые облака, звездные скопления) в отдаленной галактике. Больше деталей — всегда лучше.

По существу не столь важно увеличение. Оно позволяет получу большую величину объекта в проекции на вашу сетчатку, но информацию о деталях, которые он содержит.

Так, если вы хотите произвести впечатление на владельца телескопа, не спрашивайте: «Каково увеличение?», а лучше спросите «Какова апертура?» (т. е. каков размер линзы или зеркала).

Кстати, турбулентность в атмосфере ограничивает детали, которые может различить телескоп. Таким образом, собирающая свет область зеркала всегда более важна.

10-метровый телескоп Кек (Keck) [42]на Гавайях — в 650 раз больше, чем первый телескоп Галилея. Видит в 650 раз более мелкие детали и более чем в 400 000 раз слабые звезды.

125. Как астрономы избавляются от мерцания звезд?

Чтобы увидеть звезды, вам потребуется безоблачная ночь. Но даже кристально чистое небо несовершенно. Турбулентность атмосферы Земли ухудшает видимость.

Звездный свет проходит через движущиеся воздушные пузырьки с различными температурами (атмосферная турбулентность). Пузырьки отклоняют свет как линзы.

Результат: звезды мерцают, колеблются, искрятся и, может даже казаться, изменяют цвет. Прекрасно для романтичных влюбленных; катастрофа для астрономов.

Независимо от того, насколько велик ваш телескоп, атмосферная турбулентность ограничивает разрешение 1 угловой секундой в лучшем случае, что эквивалентно 5 мм на расстоянии в 1 км.

Удивительный факт: у приличного любительского телескопа такое же разрешение, как у 10-метрового телескопа Кек. Телескоп Кек, конечно, имеет намного большую светосилу.

Чтобы убрать мерцание звезды, астрономы используют «адаптивную оптику». Идея: отслеживать эффекты турбулентности и моментально корректировать изображение в телескопе.

100 раз в секунду датчик волнового фронта измеряет, как турбулентность влияет на звездный свет. Быстрый компьютер рассчитывает необходимые корректтировки.

Поверхность маленького «гуттаперчивого» (гибкого) зеркала, недалеко от точки фокусировки можно изгибать с помощью пьезоэлектрических кристаллов (которые деформируются в ответ на электрический ток).

Гибкое зеркало колеблется в точном соответствии с требуемой компенсацией искажений, вызванных атмосферой. Это подобно удалению атмосферы!

Используя адаптивную оптику (АО), большие телескопы достигают наилучшего орлиного зрения. В настоящее время почти все крупные телескопы оснащены АО.

Иногда натриевый лазер используется для создания искусственной «путеводной звезды» высоко в атмосфере, чтобы получить информацию об атмосферной турбулентности.

АО первоначально была разработана американскими военными: спутники-шпионы также должны были смотреть через турбулентную атмосферу, но чаще вниз, нежели вверх.

126. Почему астрономы соединяют телескопы вместе?

Большие телескопы обеспечивают более острый взгляд на Вселенную. Тот же результат можно получить, соединив вместе два или более телескопа меньших размеров.

Используется техника интерферометрии. Хитрость в том, чтобы сделать детектор, у которого 2 зеркала телескопа выступали бы как части одного огромного зеркала.

Чтобы понять, представьте себе зеркало с диаметром 100 метров. Будет иметь огромную светосилу и очень высокое разрешение.

Нанесение черных пятен на зеркало уменьшает его светосилу. Но не его разрешение, пока есть еще некоторые рабочие области в 100 м друг от друга.

Далее, покрасим все зеркало черным, за исключением двух круговых 10-метровых пятен на противоположных концах. В результате изображение будет тусклым, но все еще очень резким.

Теперь отрезаем черные части. Остаются две 10-метровые области, в 100 метрах друг от друга. Соединенные вместе, они имеют такую же остроту (четкость) зрения, как воображаемый гигантский телескоп.

Трюк работает только тогда, когда детектор фокусирует звездный свет, приходящий от обеих областей «в фазе» — необходимо, чтобы совпадали гребни/впадины световых волн.

Так, для двух телескопов земного базирования необходима высокотехнологичная «линия задержки» с нанометровой точностью, чтобы приходящий свет звезд всегда был в фазе.

Гораздо меньшая точность необходима для больших длин волн, например радиоволн. Very Large Array(Очень Большой Массив) в Нью-Мексико является примером радиоинтерферометра.

Сегодня интерферометрия также применяется в больших оптических/инфракрасных телескопах. Интерферометр Кек соединяет 2 одинаковых 10-метровых телескопа, находящихся в 85 м друг от друга.