Dicas úteis

da história dos telescópios

Os estudos astrofísicos de corpos celestes começaram para valer no século 18, quando os oculistas holandeses inventaram o "tubo de aumento". O primeiro a avaliar o papel dessa invenção para a astronomia foi o professor Galileo Galilei, da Universidade de Pádua. Com as próprias mãos, ele fez três telescópios com uma ampliação de 3 a 30 vezes. A propósito, o nome de "telescópios" foi então dado a tubos de aumento.

No outono de 1609, Galileu iniciou as observações, que mais tarde foram descritas em seu famoso trabalho astronômico "Star Messenger". A impressão da imagem revelada a Galileu foi extraordinária. "Estou fora de mim de espanto", escreveu ele, "pois já consegui ter certeza de que a Lua é um corpo semelhante à Terra." Na superfície da lua, Galileu viu montanhas e vales. Vênus revelou-se como uma pequena lua, e a mudança em suas fases provou a rotação de Vênus em torno do sol. O planeta Júpiter apareceu para o atônito Galileu como um minúsculo disco, em torno do qual giravam pequenas estrelas - seus satélites. Assim, Júpiter com o sistema de suas luas acabou sendo uma semelhança reduzida do sistema solar. Em Saturno, Galileu notou alguns apêndices estranhos - vestígios de seu famoso anel. Na superfície do Sol, manchas escuras eram claramente visíveis, o que refutava os ensinamentos de Aristóteles sobre a "pureza inviolável do céu". A aparência física dos corpos celestes familiares revelou-se incomum.

A primeira coisa que chama a atenção de qualquer pessoa ao observar o céu estrelado é a diferença no brilho aparente das estrelas, ou, mais precisamente, no seu brilho. O brilho de uma estrela é entendido como a iluminação que uma estrela cria na superfície da Terra. Quanto mais brilhante a estrela parecer, maior será o fluxo percebido de sua radiação.

Mesmo nos tempos antigos, os astrônomos "classificavam" as estrelas por seu brilho aparente (brilho aparente). As estrelas mais brilhantes foram chamadas de estrelas de 1ª magnitude, estrelas 2,5 (mais precisamente, 2,512) vezes mais fracas foram chamadas de estrelas de 2ª magnitude, etc. As estrelas menos brilhantes disponíveis a olho nu são estrelas de 6ª magnitude. É fácil calcular que estrelas de 6ª magnitude são exatamente 100 vezes mais fracas do que estrelas de 1ª magnitude.

O termo "magnitude" caracteriza, é claro, não o tamanho das estrelas, mas apenas o fluxo de sua radiação. Quanto mais fraca a estrela, maior sua magnitude.

Posteriormente, para uma caracterização mais precisa das estrelas, foi necessário introduzir magnitudes fracionárias, e especialmente para estrelas brilhantes - magnitudes zero e mesmo negativas.

No campo de visão de seu telescópio, Galileu viu muitas estrelas de 7ª e 8ª magnitudes inacessíveis a olho nu. Algumas "nebulosas.2" no céu estrelado acabaram sendo compostas de muitas estrelas. A Via Láctea também revelou ser um grande aglomerado de estrelas fracas.

Qualquer telescópio possui uma lente e uma ocular. A lente coleta os raios da luz e cria uma imagem deles em seu foco. Esta imagem é visualizada por meio de uma lupa forte chamada de ocular.

Nos telescópios Galileo, a objetiva era uma lente convergente plano-convexa e a ocular era uma lente plano-côncava de espalhamento. Em seu design ótico, pareciam binóculos de teatro.

Johannes Kepler em 1611 propôs um esquema diferente, no qual tanto a objetiva quanto a ocular eram lentes biconvexas. Isso expandiu o campo de visão e, portanto, o sistema de telescópios Kepleriano logo se tornou dominante. A vantagem dos telescópios é dupla: eles coletam muito mais luz do que o olho humano e aumentam o ângulo de visão de um objeto.

Os primeiros telescópios eram extremamente imperfeitos. Suas lentes distorceram a imagem, ou seja, criaram aberrações. Os principais são aberrações esféricas e cromáticas. A primeira é que as bordas das lentes refratam a luz mais do que suas partes centrais.Por esse motivo, os raios da lente convergem em diferentes pontos (pontos focais) e a imagem acaba ficando indistinta, borrada. A aberração cromática é expressa de uma maneira diferente: feixes de cores diferentes são refratados por lentes de maneira diferente - a maioria violeta, a maioria vermelha fraca. Como resultado, as imagens nos primeiros telescópios não eram apenas borradas, mas também "arco-íris" coloridas em cores diferentes.

Quanto maior a distância focal da lente (para o mesmo diâmetro), menos aberração. Portanto, os seguidores de Galileu construíram telescópios de foco longo que eram invulgarmente volumosos e difíceis de controlar. Essa situação perdurou por quase um século e meio, e alguns telescópios de lentes da época atingiam 40 metros de comprimento e, com a ajuda de um complexo sistema de blocos, eram fixados em mastros altos. E a ocular do telescópio foi deixada no chão. Às vezes, eles ficavam sem tubo (cano) e usavam um sistema de "ar" - a lente era montada em um mastro alto e a ocular era segurada nas mãos.

Apesar de todos esses truques, os telescópios de lentes de foco longo forneciam imagens ruins, e a necessidade de uma reestruturação radical de seu sistema óptico era iminente. Em meados do século XVIII. Os telescópios de lente única tornaram-se obsoletos e uma solução foi encontrada em objetivas e oculares com múltiplas lentes.

Imagine uma lente complexa que consiste em lentes biconvexas e plano-côncavas. Se escolhermos a curvatura das superfícies das lentes e o tipo de seus óculos, as aberrações de uma lente vão compensar as aberrações “opostas” da outra, e o resultado é uma lente que não dá distorção. Teoricamente, essa possibilidade foi provada já em 1695 pelo oculista inglês J. Gregory, e em 1733 C. Hall encontrou tipos de vidros para um objetivo complexo. Seu sucessor J. Dollond em 1758 começou a fazer lentes "acromáticas" que não davam imagens do arco-íris. Claro, não havia compensação completa neles, e os ópticos geralmente deixavam um halo azul ao redor da imagem, o que não interferia nas observações.

Dollond veio com uma combinação de 3 lentes que deu resultados ainda melhores do que o acromático de duas lentes. Assim surgiram os “apocromatas”, criando imagens de excelente qualidade.

No início do século XIX. O óptico e astrônomo alemão J. Fraunhofer começou a construir apocromatas, tanto em tamanho quanto em qualidade, superiores aos telescópios de Dollond. Em 1839, seus alunos Merz e Mahler fabricaram um magnífico refrator (telescópio de lente) de 15 polegadas para o novo Observatório Pulkovo, que por 8 anos permaneceu o maior do mundo.

As oculares também se tornaram mais complexas. Desde o século XVIII. eles se tornam lentes duplas e, às vezes, múltiplas lentes.

A luta contra as aberrações nos refletores continuou ao longo do século XIX. O óptico americano Alvan Clark e seus filhos obtiveram sucesso especial nessa questão. Por ordem do governo russo em 1885, Clark fez um refrator de 30 polegadas para o Observatório Pulkovo, que, infelizmente, foi perdido durante a Grande Guerra Patriótica. O recorde absoluto na competição de refratores foi alcançado em 1897. À custa do milionário Yerkes, Alvan Clark and Sons construiu um instrumento gigantesco - um refrator com lentes objetivas de 102 cm (40 polegadas). O refrator de 40 polegadas do Observatório Yerkes ainda é o maior refrator do mundo. Ninguém se atreve a construir lentes de lentes ainda maiores - as dificuldades de sua criação são colossais e a eficiência é baixa: a absorção de lentes mais espessas anula o benefício de aumentar a abertura. Além disso, o enorme peso das lentes faz com que elas se dobrem, o que prejudica a imagem. No campeonato de telescópios, os refletores assumiram a liderança.

A ideia de um telescópio de espelho, ou refletor, foi proposta pela primeira vez durante a vida de Galileu por N. Tsuki (1616) e M. Mersen (1638). Um pouco mais tarde, esquemas semelhantes de refletores foram teoricamente desenvolvidos por D. Gregory (1663) e Cassegrain (1672). Em 1664, R. Hooke chegou a fazer um refletor de acordo com o esquema de Gregory, mas sua qualidade era tão baixa que as observações com ele não foram realizadas.

Somente em 1668O famoso Isaac Newton construiu o primeiro refletor funcional. Tratava-se de um instrumento ótico em miniatura, um espelho esférico côncavo de bronze com diâmetro de apenas 2,5 cm e comprimento focal de 6,5 cm. Os raios do espelho principal eram refletidos por um pequeno espelho plano na ocular lateral. Três anos depois, Newton fez um refletor um pouco maior com um diâmetro de espelho de 3,4 cm e uma distância focal de 16 cm. Assim, a objetiva do refletor não é uma lente, mas um espelho.

No sistema Gregory, o espelho principal tinha um orifício no centro, para onde os raios refletidos do espelho elipsoidal côncavo eram direcionados. Se substituirmos esse espelho elipsoidal por um hiperbólico, obteremos o sistema Cassegrain.

Os refletores se comparam favoravelmente aos refratores por não apresentarem aberração cromática. Se o espelho principal tiver uma forma parabólica, ele coletará todos os raios em um único foco e, assim, a aberração esférica será eliminada. É mais fácil fazer um espelho do que uma lente - você só precisa polir uma superfície. Essas e outras vantagens têm garantido o rápido avanço dos refletores.

Em meados do século XVIII. O oculista inglês D. Short organizou uma fábrica de produção de refletores de alta qualidade, o maior dos quais tinha um diâmetro de espelho de 55 cm. Ele construiu vários refletores e às vezes muito grandes no século XVIII. o famoso fundador da astronomia estelar, William Herschel, que trabalhou a maior parte de sua vida na Inglaterra. O maior de seus refletores possuía um espelho de metal com 122 cm de diâmetro, pesava cerca de 10.000 N e curvava-se visivelmente com o próprio peso, o que causava a deterioração das imagens. O sistema de blocos e cordas, com o qual a ferramenta era acionada, dificultava o trabalho. No entanto, William Herschel conseguiu fazer muitas descobertas com ele.

Um refletor ainda maior com um espelho de metal de 2 m de diâmetro foi construído em 1845 pelo aristocrata irlandês William Parsons, que tinha o título de Lord Ross. Seu "leviatã", como seus contemporâneos chamavam de refletor de Lord Ross, permaneceu o maior até o primeiro quarto deste século.

Em 1917, um novo refletor de 100 polegadas com um espelho principal de vidro de 258 cm de diâmetro e um tubo de treliça foi instalado no Observatório Mount Wilson (EUA). Por muito tempo foi o maior telescópio do mundo, até que, finalmente, após a Segunda Guerra Mundial, foi superado pelo refletor de cinco metros do Observatório do Monte Palomar. Curiosamente, este foi o primeiro telescópio em que a cabine do observador foi colocada dentro de um tubo.

O desejo de minimizar todos os tipos de aberrações levou no século XX. para a criação de telescópios combinados que usam tanto espelhos quanto lentes. O primeiro instrumento óptico deste tipo foi criado em 1930 por um óptico alemão de origem estoniana, B. Schmidt. Em seu telescópio, o espelho reflexivo principal tem uma superfície esférica, mas a lente fina corretiva que corrige a aberração, colocada no centro da curvatura do espelho principal, tem um formato muito complexo. A principal vantagem dos telescópios Schmidt é o enorme campo de visão (até 25 graus).

Em 1941, o famoso oculista soviético DD Maksutov inventou um novo tipo de telescópio de lente-espelho, no qual, em vez de uma lente corretiva complexa, ele usava um menisco esférico - uma lente convexo-côncava difusa fraca que compensa a aberração esférica do espelho principal. Como nos telescópios do sistema Maksutov, as superfícies do espelho e do menisco são esféricas, é muito mais fácil fazer tais instrumentos do que os telescópios Schmidt. Esta e outras vantagens explicam o uso generalizado dos telescópios Maksutov na prática astronômica.

Atualmente, o maior telescópio do mundo é o refletor de seis metros do Observatório Astrofísico Especial da Academia de Ciências.

A torre do telescópio de seis metros tem 53 m de altura e um diâmetro de 44 m.o peso da cúpula de alumínio chega a 10.000 kN. O peso total do refletor junto com a instalação é de 8500 kN, o comprimento focal é de 24 M. Com todas essas dimensões astronômicas, dispositivos especiais fornecem os movimentos mais precisos do telescópio em altura e azimute. O objetivo do telescópio para o objeto é realizado por meio de dispositivos eletrônicos de computação colocados em um painel de controle especial. Surpreendentemente, o erro no direcionamento automático para um objeto não excede uma fração de segundo de arco. Dentro do telescópio, na altura de um prédio de 15 andares, está montada uma cabine de observação.

O maior telescópio do mundo tem acesso a estrelas de magnitude 24, ou seja, são milhões de vezes mais fracas do que as que Galileu examinou por meio de seus telescópios.

Embora existam projetos para refletores de 10m, ainda há um longo caminho a percorrer. O limite teórico, aparentemente, pode ser considerado um refletor de 25 metros. No entanto, as dificuldades na fabricação de telescópios supergigantes são tão grandes que projetos de refletores multiespelhos parecem mais realistas, onde ao invés de uma lente-espelho gigante, são usados ​​muitos espelhos muito menores, convergindo os raios da luminária em um foco comum.