Презентация по астрономии по теме "Телескопы"

телескопы Государственное бюджетное профессиональное Образовательное учреждение «Кузнецкий многопрофильный колледж» Выполнили студенты 14Ф группы Игнатьев Никита Артюшкин Олег

История создания телескопа Годом изобретения телескопа, а вернее зрительной трубы, считают 1607 год , когда голландский очковый мастер Иоанн Липперсгей продемонстрировал своё изобретение в Гааге. Тем не менее в выдаче патента ему было отказано в силу того, что и другие мастера, как Захарий Янсен из Мидделбурга и Якоб Метиус из Алкмара, уже обладали экземплярами подзорных труб, а последний вскоре после Липперсгея подал в Генеральные штаты запрос на патент. Позднейшее исследование показало, что, вероятно, подзорные трубы были известны ранее, ещё в 1605 году. В «Дополнениях в Вителлию», опубликованных в 1604 г., Кеплер рассмотрел ход лучей в оптической системе, состоящей из двояковыпуклой и двояковогнутой линз. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа (причём как однолинзового, так и двухлинзового) были обнаружены ещё в записях Леонардо да Винчи, датируемых 1509 годом. Сохранилась его запись: «Сделай стекла, чтобы смотреть на полную Луну» .

обсерватория Астрономические обсерватории — специальные сооружения или здания, предназначенные для изучения космоса,— человек строил еще с каменного века. Стоунхендже Британии и Гозекский круг в Германии—этим сооружениям уже несколько тысяч лет. С появлением оптических телескопов строительство обсерваторий вышло на новый уровень.   Обсерватории с оптическими телескопами оборудуются особым шарообразным куполом, под которым укрывается телескоп. На куполе имеется раздвижная щель, открываемая для проведения измерений. А вот радиотелескопы могут устанавливаться отдельно от основных построек обсерватории и не закрываться куполом.

История РАН С предложением о создании Астрономического совета при АН СССР в 1936 году выступили академики А. Е. Ферсман и В. Г. Фесенков. Данный проект был утверждён Президиумом Академии наук СССР 20 декабря 1936 года — эту дату и принято считать днём создания Астрономического совета АН СССР — в будущем Института астрономии Российской академии наук. В первые года работы перед Астросоветом была поставлена задача координирования всех исследовательских работ в области наземной оптической астрономии. Затем в рамки задач вошли такие мероприятия как: поставка в обсерватории фотоматериалов и светоприемников, представление астрономов СССР в МАС, готовил научные экспозиции в СССР и за рубежом. Большую часть советской бытности Астросовет представлял из себя две совершенно различные по функциям структуры — научный совет и научно-исследовательское учреждение. Первой собственной исследовательской работой в Астросовете стал «Общий каталог переменных звёзд» (ОКПЗ), который МАС поручил составить в 1946 году советским астрономам. С наступлением космической эры, важнейшим направлением в работе Астросовета стала тематика наблюдений Искусственных спутников Земли (ИСЗ). В середине 60-х годов XX века Астросовет приступил к созданию международной сети наблюдений ИСЗ. К 1975 году в Евразии, Африке и Южной Америке было уже 28 специализированных наблюдательные пунктов, созданных при участии советских учёных. Астросоветом были созданы две экспериментальные станции: Звенигородскую (1958г) и Симеизскую (1975г). В декабре 1990 года, в связи с широким спектром научных задач, что решались на базе учреждения, Президиум АН СССР распорядился о преобразовании Астросовета в Институт астрономии АН СССР. А в 1991 году институт получил своё современное название: Институт астрономии Российской академии наук (ИНАСАН). Но параллельно существует и координационный совет, именуемый Астрономический совет РАН.

1937—1939 года — В. Г. Фесенков — первый председатель Астросовета 1939—1963 года — акад. А. А. Михайлов — председатель Астросовета 1963—1987 года — чл.-корр. Э. Р. Мустель — председатель Астросовета 1987—1990 года — акад. А. А. Боярчук — председатель Астросовета 1991—2003 года — акад. А. А. Боярчук — первый директор ИНАСАН 2003—2016 года — чл.-корр. РАН Б. М. Шустов — директор ИНАСАН с 2016 года — чл.-корр. РАН Д. В. Бисикало — директор ИНАСАН

Первые обсерватории строились как настоящие храмы науки. Одна из старейших — Гринвичская королевская обсерватория — была организована в 1675 г. в замке Гринвич. Изначально в этой обсерватории использовались механические инструменты, а телескоп там был установлен В 1893 г. Сегодня гринвичский телескоп с диаметром линзы 71 см — крупнейший рефрактор в Великобритании.

Самые древние телескопы Первые чертежи простого телескопа с линзами составил еще Леонардо да Винчи. Но только в 1608 г. голландец Ханс Липперсгей продемонстрировал в Гааге свой экземпляр подзорной трубы. Правда, в то время другие мастера тоже делали подобные приборы. Однако превратил подзорную трубу в телескоп Галилео Галилей. Он направил ее в небо и получил первые научные данные. Это произошло в 1609 г. Первая зрительная труба работы Галилея имела трехкратное увеличение, вторая — восьмикратное. Третий его телескоп давал уже 32-кратное увеличение.

Оптические телескопы Телескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную), установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом, а сам телескоп превращается в астрограф. Телескоп фокусируется при помощи фокусёра. По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на: Линзовые (рефракторы или диоптрические) — в качестве объектива используется линза или система линз. Зеркальные (рефлекторы или катаптрические) — в качестве объектива используется вогнутое зеркало. Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) — в качестве объектива используется обычно сферическое главное зеркало, а для компенсации его аберраций служат линзы.

Радиотелескопы Для исследования космических объектов в радиодиапазоне применяют радиотелескопы. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр — чувствительный радиоприёмник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона. В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приёмников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры. При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Примером такой сети может служить американская система VLBA (англ. Very Long Baseline Array). С 1997 по 2003 год функционировал японский орбитальный радиотелескоп HALCA (англ. Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), включённый в сеть телескопов VLBA, что позволило существенно улучшить разрешающую способность всей сети. Российский орбитальный радиотелескоп Радиоастрон также планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра.

Принцип действия телескопа Полноповоротные параболические антенны — аналоги оптических телескопов-рефлекторов - оказались самыми гибкими в работе из всего многообразия радиоастрономических антенн. Их можно направлять в любую точку неба, следить за радиоисточником - «копить сигнал», как говорят радиоастрономы, - и тем самым повышать чувствительность телескопа, его способность выделять на фоне всевозможных шумов гораздо более слабые сигналы космических источников. Первый крупный полноповоротный параболоид диаметром 76 м был построен в 1957 году в британской обсерватории Джодрелл-Бэнк. А сегодня тарелка крупнейшей в мире подвижной антенны в обсерватории Грин-Бэнк (США) имеет размеры 100 на 110 м. И это практически предел для одиночных подвижных радиотелескопов. Увеличение диаметра имеет три важных следствия: два хороших и одно плохое. Во-первых, самое важное для нас — пропорционально диаметру возрастает угловое разрешение. Во-вторых, растет чувствительность, причем гораздо быстрее, пропорционально площади зеркала, то есть квадрату диаметра. И, в-третьих, еще быстрее увеличивается стоимость, которая в случае зеркального телескопа (как оптического, так и радио) примерно пропорциональна кубу диаметра его главного зеркала.     Главные трудности связаны с деформациями зеркала под действием силы тяжести. Чтобы зеркало телескопа четко фокусировало радиоволны, отклонения поверхности от идеальной параболической не должны превышать одной десятой от длины волны. Такая точность легко достигается для волн длиной несколько метров или дециметров. Но на коротких сантиметровых и миллиметровых волнах требуемая точность составляет уже десятые доли миллиметра. Из-за деформаций конструкции под собственным весом и ветровых нагрузок практически невозможно создать полноповоротный параболический телескоп диаметром более 150 м. Крупнейшая неподвижная тарелка диаметром 305 м построена в обсерватории Аресибо, Пуэрто-Рико. Но в целом эпоха гигантомании в строительстве радиотелескопов подошла к концу. В Мексике на горе Сьерра-Негра, на высоте 4 600 метров, завершается строительство 50-метровой антенны для работы в диапазоне миллиметровых волн. Возможно, это последняя большая одиночная антенна, создающаяся в мире.

Космические телескопы Земная атмосфера хорошо пропускает излучения в оптическом (0,3—0,6 мкм), ближнем инфракрасном (0,6—2 мкм) и радио (1 мм — 30 м) диапазонах. Однако с уменьшением длины волны прозрачность атмосферы сильно снижается, вследствие чего наблюдения в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма диапазонах становятся возможными только из космоса. Исключением является регистрация гамма-излучения сверхвысоких энергий, для которого подходят метод астрофизики космических лучей: высокоэнергичные гамма-фотоны в атмосфере порождают вторичные электроны, которые регистрируются наземными установками по черенковскому свечению. Примером такой системы может служить телескоп CACTUS.

В оптическом диапазоне атмосфера прозрачна, однако из-за Рэлеевского рассеяния она по-разному пропускает свет разной частоты, что приводит к искажению спектра светил (спектр сдвигается в сторону красного). Кроме того, атмосфера всегда неоднородна, в ней постоянно существуют течения (ветры), что приводит к искажению изображения. Поэтому разрешение земных телескопов ограничено значением приблизительно в 1 угловую секунду, независимо от апертуры телескопа. Эту проблему можно частично решить применением адаптивной оптики, позволяющей сильно снизить влияние атмосферы на качество изображения, и поднятием телескопа на большую высоту, где атмосфера более разреженная — в горы, или в воздух на самолётах или стратосферных баллонах. Но наилучшие результаты достигаются с выносом телескопов в космос. Вне атмосферы искажения полностью отсутствуют, поэтому максимальное теоретическое разрешение телескопа определяется только дифракционным пределом: φ=λ/D (угловое разрешение в радианах равно отношению длины волны к диаметру апертуры). Например, теоретическая разрешающая способность космического телескопа с зеркалом диаметром 2.4 метра (как у телескопа Хаббл) на длине волны 555 нм составляет 0.05 угловой секунды (реальное разрешение Хаббла в два раза хуже — 0.1 секунды, но все равно на порядок выше, чем у земных телескопов).

Строение телескопа Рефлекторы – телескопы, в которых светособирающую функцию выполняет зеркало, сферическое или параболическое. Отраженный от него свет попадает на другое зеркало, меньшее по размеру, и перенаправляется за пределы оптической трубы – в окулярный узел. Благодаря этому мы можем видеть увеличенную картинку ночного неба. Такая конструкция телескопа позволяет минимизировать хроматизм и добиться яркого и четкого изображения даже сильно удаленных и тусклых астрономических объектов. Самый распространенный зеркальный телескоп – рефлектор Ньютона. А вот в катадиоптриках установлены уже и зеркала, и линзы. В этих телескопах за формирование изображения отвечает главное сферическое зеркало, а специальная корректирующая линза-мениск улучшает качество картинки. Основные достоинства катадиоптриков: доступная цена, небольшие габариты и вес. Отрицательными моментами принято считать большое время термостабилизации и не самую высокую светосилу (в сравнении, например, с рефлекторами).