Технические решения для телескопов

Со времени своего изобретения 400 лет назад астрономический телескоп из маленького, управляемого вручную устройства для визуальных наблюдений небесных тел превратился в огромный, технически сложный, управляемый компьютером инструмент, выдающий на выходе данные в цифровой форме. В процессе этой эволюции два параметра были особенно важными: светособирающая способность, определяемая диаметром главного зеркала телескопа (с ее ростом можно регистрировать все более слабые и удаленные объекты) и четкость изображения, или угловое разрешение (чем оно выше, тем меньшего углового размера и тем более слабые объекты можно увидеть).

Европейская Южная Обсерватория (ESO) как мировой лидер в области астрономии разработала несколько передовых технических решений, которые сделали возможным изготовление беспрецедентно больших зеркал для телескопов без потери оптической точности.

ESO разработала технику активной оптики, которая теперь применяется в большинстве современных средних и больших телескопов. Эта техника обеспечивает оптимальное качество изображения за счет использования гибкого зеркала с приводами, которые активно корректируют форму зеркала в процессе наблюдений.

Чем больше зеркало, тем выше его теоретическое угловое разрешение. Но из-за искажений, вносимых турбулентностью воздуха в земной атмосфере, даже в наиболее благоприятных на Земле местах для астрономических наблюдений большие наземные телескопы, работающие в видимой области спектра, неспособны достичь четкости изображений, лучшей, чем у 20- или 40-сантиметрового телескопа. Для 4-метрового телескопа атмосферные искажения ухудшают разрешение более, чем на порядок по сравнению с теоретически возможным, а интенсивность света в центре изображения звезды снижается в 100 и более раз. Одной из главных причин запуска Космического Телескопа Хаббла NASA/ESA стала как раз необходимость избавиться от этого размывания изображения. В некоторых современных телескопах влияние атмосферы компенсируется методами адаптивной оптики. Телескоп ESO VLT тоже использует эту технику, которая совершила революцию в наземной наблюдательной астрономии.

Объединение световых потоков, собранных двумя или большим числом телескопов с помощью метода интерферометрии тоже приводит к получению разрешения выше предельно достижимого с одним телескопом. ESO со своим Очень Большим Телескопом-Интерферометром (Very Large Telescope Interferometer - VLTI) на Паранале стала пионером и в этой области.

Кроме атмосферной турбулентности, астрономические наблюдения отягощены ошибками, которые вносят сами телескопы. Ошибки изготовления самих зеркал и структурных компонентов телескопа, несовершенство оборудования -- все это тоже может искажать изображения космических объектов. За много лет инженеры сумели внести в конструкции телескопов много улучшений, направленных на минимизацию ошибок, связанных с амортизацией, вызванной механическими перемещениями телескопа и действием тепла. Усовершенствовалась техника полировки зеркал и придания им необходимой формы, вследствие изобретения более жестких несущих конструкций и создания новых материалов для изготовления зеркал со сверхнизким коэффициентом теплового расширения уменьшились деформации. Найдены способы уменшить небольшую, но все же заметную турбулентность воздуха внутри купола телескопа, вызванную тепловыми потоками от электромоторов и электроники. Купол, который защищает телескоп от ветра, в дневное время охлаждается.