¿Qué proceso siguió el desarrollo de los telescopios de observación astronómica?
Un telescopio es un instrumento óptico formado por lentes cóncavas y lentes convexas que se utiliza principalmente para observar las características y condiciones de objetos objetivo distantes. El telescopio se fabrica utilizando el principio de imagen de un pequeño agujero formado por la luz que pasa a través de una lente cóncava. Puede ampliar la escena de un objeto lejano, de modo que las personas puedan observar claramente su forma específica e incluso los detalles más pequeños y las sombras. el objeto es más claro y cuidadoso, por eso en la antigüedad la gente también lo llamaba "clarividencia". En 1609, Galileo Galilei, un florentino en Italia, inventó un telescopio de doble espejo de 40 veces basado en el telescopio original y lo utilizó para la investigación astronómica. Este fue el primer telescopio de la historia utilizado en la investigación astronómica. investigación. A medida que la eficiencia de este telescopio ha aumentado considerablemente, las personas pueden observar objetos en el cielo que no se pueden ver ni distinguir a simple vista, por lo que este telescopio ha evolucionado lentamente hasta convertirse en una herramienta indispensable en el trabajo de observación astronómica.
Con el cambio de los tiempos, las funciones y métodos de aplicación de los telescopios también han sufrido grandes cambios. La gente divide estos telescopios astronómicos en telescopios refractores, telescopios de reflexión y telescopios catadióptricos. El propósito del telescopio también ha cambiado de un solo uso a una variedad de usos, y se usa ampliamente en investigación militar, biológica de alta tecnología, etc.
Los telescopios que utilizan lentes como espejos primarios se denominan telescopios refractores. En la evolución histórica, los telescopios fabricados con lentes cóncavas como oculares se denominan telescopios galileanos; los telescopios fabricados con lentes convexas como oculares se denominan telescopio de Kepler. Debido a que la aberración cromática y la aberración esférica de los objetos de una sola lente son bastante graves, los telescopios refractores modernos están hechos de dos o más grupos de lentes. Entre ellos, los telescopios hechos de lentes dobles son los más comunes y utilizados. Este tipo de telescopio se compone de una lente convexa hecha de una pieza de vidrio corona y una lente cóncava hecha de vidrio de pedernal que están muy cerca entre sí. Con la combinación de la lente y la lente objetivo, la longitud de onda de la escena transmitida se puede eliminar por completo y la aberración cromática de la posición de la escena también se puede debilitar relativamente.
El volumen y el campo de visión del objetivo de doble lente son relativamente pequeños. La apertura relativa de un objetivo de doble lente es pequeña, generalmente entre 1/15 y 1/20, rara vez mayor que 1/7, y el campo de visión utilizable no es grande. Los telescopios con un diámetro inferior a 8 centímetros que pueden unir dos lentes se denominan objetivos de doble lente; para aumentar el uso de la apertura relativa y el campo de visión, se puede utilizar un conjunto de lentes de objetivo múltiple.
El telescopio galileano tiene las buenas características de estructura simple, baja pérdida de energía lumínica, cañón corto, peso liviano y campo de visión relativamente positivo. Sin embargo, su factor de expansión es pequeño y el campo de observación. El campo de visión es pequeño, por lo que generalmente se utiliza como telescopio para ver de cerca con un telescopio de cristal y de juguete. Cuando se utiliza el telescopio Kepler, es necesario agregar un grupo de prismas o un grupo de lentes detrás de la lente del objetivo para convertir la imagen de modo que el paisaje observado por los ojos sea una imagen vertical. Sin embargo, el telescopio Kepler utiliza una estructura binocular con un frente ancho y una parte posterior estrecha. Esta estructura puede formar un sistema de imágenes erecto con prisma de ángulo recto doble. Este sistema puede corregir el sistema de imágenes invertido formado en la estructura del telescopio original. el tamaño y el peso del telescopio en gran medida. La desventaja es que el sistema de montaje de lentes requiere un conjunto complejo de lentes para invertir la imagen, lo cual es relativamente costoso. Sin embargo, el telescopio monocular clásico telescópico de tres secciones de 20 × 50 inventado por los rusos ha evitado en gran medida esta situación. Utiliza un sofisticado sistema de diseño de lentes erectas para obtener imágenes.
Los telescopios refractores utilizados por la gente moderna generalmente adoptan la estructura kepleriana. Dado que la calidad de las imágenes de los telescopios refractores es mejor que la de los telescopios reflectores, el campo de visión es grande, fácil de usar y fácil de mantener. Los telescopios astronómicos pequeños y medianos y muchos instrumentos especiales utilizan principalmente sistemas refractivos. Sin embargo, los grandes telescopios refractores son mucho más difíciles de fabricar que los reflectores debido a los grandes requisitos de fundición. Es muy difícil obtener una lente de alta calidad con una gran apertura y existe un problema con la absorción de luz por el vidrio. , por lo que todos los telescopios de gran apertura son reflectantes.
Historia
En 1611, el astrónomo alemán Kepler utilizó por primera vez dos lentes biconvexas como lente objetivo y ocular respectivamente, lo que mejoró significativamente el aumento, por lo que las generaciones posteriores usarán este sistema óptico. un telescopio kepleriano. Hoy en día, la gente todavía utiliza estos dos tipos de telescopios refractores y los telescopios astronómicos utilizan el tipo kepleriano. Cabe señalar que debido a que los telescopios en ese momento usaban una sola lente como lente objetivo, existía una aberración cromática grave. Para obtener mejores resultados de observación, se necesitaba una lente con una curvatura muy pequeña, lo que inevitablemente conduciría a. el alargamiento del cuerpo de la lente. Desde entonces, los astrónomos han intentado desarrollar telescopios más largos, pero casi siempre fracasaron.
En 1757, Dulong sentó las bases de la teoría acromática mediante la investigación de los fenómenos de refracción y dispersión del vidrio y el agua, y creó lentes acromáticas utilizando vidrio corona y vidrio de pedernal. Desde entonces, los telescopios refractores acromáticos han sustituido por completo a los telescopios de cuerpo largo. Sin embargo, debido a las limitaciones del desarrollo tecnológico de la época, era difícil fundir vidrio de sílex de mayor tamaño. Cuando se estudiaron por primera vez los telescopios acromáticos, la lente más grande que se podía rectificar medía sólo 10 centímetros.
A finales del siglo XIX, debido al gran avance en la tecnología de fabricación, se produjo un auge científico en la fabricación de telescopios refractores de gran apertura.
Siete de los ocho telescopios refractores de más de 70 cm existentes en el mundo se construyeron entre 1885 y 1897. Los más representativos de ellos son el Telescopio Yerkes de 102 cm de diámetro construido en 1897 y el telescopio LIKE de 1886.
Los telescopios refractores son los más adecuados para medir cuerpos celestes porque tienen distancias focales largas, escalas de película grandes y no son sensibles a la flexión del tubo. Pero siempre tiene una aberración cromática residual y, al mismo tiempo, absorbe con mucha fuerza la radiación en las bandas ultravioleta e infrarroja. También fue muy difícil fundir vidrio óptico enorme. Cuando se completó el telescopio Yekaishi en 1897, el desarrollo de los telescopios refractores alcanzó su punto máximo. En los siguientes cien años, no apareció ningún telescopio refractor más grande. Esto se debe principalmente a que es técnicamente imposible fundir un gran trozo de vidrio perfecto para hacer una lente. Al mismo tiempo, las lentes de gran tamaño se deformarán gravemente bajo la acción de la gravedad, lo que provocará una pérdida de enfoque nítido.
Un telescopio que utiliza un reflector cóncavo como lente objetivo es un telescopio reflector. Se puede dividir en varios tipos, como el telescopio Newtoniano y el telescopio Cassegrain. La principal ventaja de un telescopio reflector es que no hay aberración cromática. Cuando la lente del objetivo adopta un paraboloide, también puede eliminar la aberración esférica. Sin embargo, para reducir la influencia de otras aberraciones, el campo de visión disponible es menor. Los materiales utilizados para fabricar el reflector sólo requieren un pequeño coeficiente de expansión, baja tensión y facilidad de pulido. El reflector pulido suele estar recubierto con una película de aluminio en la superficie. La reflectividad de la película de aluminio en el rango de 2000-9000 angstrom es superior al 80%. Por lo tanto, además de la banda óptica, se incluyen bandas de luz invisibles como la infrarroja y la ultravioleta. También se puede utilizar para reflejar el telescopio. La apertura relativa de un telescopio reflector se puede aumentar. La apertura relativa de un telescopio reflector de foco principal es de aproximadamente 1/5 a 1/2,5, o incluso mayor. Además, a excepción de los telescopios newtonianos, la longitud del tubo de la lente es. Hay muchos más cortos que la distancia focal del sistema y solo es necesario procesar una superficie del espejo primario, lo que reduce en gran medida el costo y la dificultad de fabricación del telescopio. Un telescopio reflector de mayor diámetro puede obtener el sistema de enfoque principal (o sistema newtoniano), el sistema Cassegrain y el sistema de eje plegable cambiando diferentes espejos secundarios. De esta manera, un solo telescopio puede obtener varias aperturas relativas y campos de visión diferentes. Actualmente, aparte de los telescopios reflectores, no existen otros telescopios ópticos con una apertura de 1,34 metros o más. La principal misión de investigación científica del lanzamiento de telescopios es estudiar las características físicas de los cuerpos celestes.
Historia
El primer telescopio reflector del mundo nació en 1668. Newton intentó pulir lentes asféricas varias veces, pero falló repetidamente, por lo que pasó a utilizar un espejo esférico como espejo primario. Puso a tierra un metal de 2,5 cm de diámetro en un reflector cóncavo y colocó un reflector en un ángulo de 45° frente al foco del espejo primario, de modo que la luz condensada reflejada por el espejo primario pase a través del reflector en un ángulo de 90° La reflexión angular sale del tubo y llega al ocular. Este sistema se llama telescopio reflector newtoniano. Aunque los espejos esféricos producirán ciertas aberraciones, el uso de espejos reflectantes en lugar de refractores es un punto de inflexión exitoso en la ciencia.
En 1663, James Gregory propuso un plan: utilizar un espejo cóncavo como espejo primario y espejo secundario respectivamente, colocando el espejo secundario fuera del foco del espejo primario y en el centro del espejo primario. Hay un pequeño orificio en el centro para que la luz sea reflejada dos veces por el espejo primario y el espejo secundario y luego emitida por el pequeño orificio para llegar al ocular. El propósito de este diseño es eliminar la aberración esférica y la aberración cromática al mismo tiempo, lo que requiere un espejo primario parabólico y un espejo secundario elipsoidal. La sugerencia que hizo era teóricamente correcta, pero debido a las limitaciones del nivel de fabricación en ese momento, algunos de los requisitos que mencionaba eran inalcanzables. Por lo tanto, Gregory no pudo obtener un espejo que le fuera útil.
En 1672, el francés Cassegrain propuso un tercer diseño de telescopio reflector. La estructura era similar a la del telescopio gregoriano, la diferencia era que el espejo secundario avanzaba antes que el foco del espejo primario. Era un espejo convexo, este es el telescopio reflector Cassegrain más utilizado. Esto hace que la luz reflejada por el espejo secundario sea ligeramente divergente y reduce el aumento, pero elimina la aberración esférica, de modo que la distancia focal del telescopio puede ser muy corta.
Los espejos primarios y secundarios de los telescopios Cassegrain pueden tener muchas formas diferentes, con diferentes propiedades ópticas. Debido a que el telescopio Cassegrain tiene una distancia focal larga y un cuerpo de lente corto, el aumento también es grande y la imagen resultante es clara. Tiene un enfoque Cassegrain, que puede usarse para estudiar objetos celestes en un campo de visión pequeño. y un enfoque newtoniano, que se puede utilizar para fotografiar grandes áreas de cuerpos celestes. Por ello, los telescopios Cassegrain se han utilizado ampliamente.
Herschel fue un maestro en la fabricación de telescopios reflectores. Fue músico en sus primeros años. Debido a su afición por la astronomía, comenzó a pulir telescopios en 1773. Fabricó cientos de telescopios a lo largo de su vida. El telescopio fabricado por Herschel colocó la lente del objetivo oblicuamente en el tubo de la lente, lo que provocó que la luz paralela convergiera en un lado del tubo de la lente después de la reflexión.
En los casi 200 años posteriores a la invención del telescopio reflector, los materiales reflectantes siempre han sido un obstáculo para su desarrollo: el bronce utilizado para fundir los espejos es fácil de corroer y debe pulirse regularmente, lo que requiere Mucho dinero y tiempo, y es duradero. Un metal altamente corrosivo, más denso que el bronce y muy caro. En 1856, el químico alemán Justus von Liebig desarrolló un método que podía recubrir el vidrio con una fina capa de plata, después de haberlo pulido ligeramente, podía reflejar la luz de manera eficiente. Esto hace posible construir telescopios reflectores mejores y más grandes.
A finales de 1918 se puso en funcionamiento el telescopio Hooker, construido bajo la dirección de Haier. Su apertura era de 254 cm.
Los astrónomos utilizaron este telescopio para revelar por primera vez el verdadero tamaño de la Vía Láctea y nuestra ubicación en ella. Estamos orgullosos de que la teoría de la expansión cósmica de Hubble fuera el resultado de observaciones realizadas con el telescopio Hooker.
En el siglo XX, desde finales de los años 1920 hasta los años 1930, el éxito del telescopio Hooker inspiró a los astrónomos a construir telescopios reflectores más grandes. En 1948, Estados Unidos construyó un telescopio con una apertura de 508 cm. Para conmemorar al destacado fabricante de telescopios Haier, lo llamaron Telescopio Haier. El Telescopio Hale tardó más de 20 años desde su diseño hasta su finalización. Aunque puede ver más lejos y tiene un poder de resolución más fuerte que el Telescopio Hooker, no ha brindado a la humanidad una comprensión actualizada del universo. Como dijo Asimov: "El Telescopio Hale, al igual que el Telescopio Yerkes hace medio siglo, parece anunciar el fin de un tipo particular de telescopio". Posteriormente, en 1976, la antigua Unión Soviética construyó un telescopio de 600 centímetros, pero su función no fue tan buena como la del telescopio Hale, que una vez más confirmó las palabras de Asimov.
Los telescopios reflectores tienen muchas ventajas, por ejemplo, no tienen aberración cromática y pueden registrar información diversa sobre los cuerpos celestes en una amplia gama de luz visible. En comparación con los telescopios refractores, son más fáciles de fabricar. Pero al mismo tiempo, también tiene muchas desventajas. Si la apertura es grande, el campo de visión será relativamente pequeño, la claridad y el brillo de los datos de la imagen obtenidos no serán muy altos y la lente del objetivo del refractor debe ser más alta. recubrirse regularmente.
Después de la Segunda Guerra Mundial, los telescopios reflectores se desarrollaron rápidamente en las observaciones astronómicas. En 1950, se instaló un telescopio reflector Hale de 5,08 metros de diámetro en la montaña Palomar. En 1969, se instaló un reflector de 6 metros de diámetro en el monte Pastukhov, en el norte del Cáucaso de la antigua Unión Soviética. En 1990, la NASA puso en órbita el Telescopio Espacial Hubble. Sin embargo, debido a una falla en el espejo, el Telescopio Hubble no comenzó a funcionar completamente hasta que los astronautas completaron las reparaciones espaciales y reemplazaron la lente en 1993. Hubble toma fotografías sin verse afectado por la atmósfera terrestre, por lo que las fotografías que toma son 10 veces más claras que las de telescopios similares en la Tierra. En 1993, Estados Unidos construyó el Telescopio Keck de 10 metros en Mauna Kea, Hawaii. Su espejo está formado por 36 reflectores de 1,8 metros. En 2001, el Observatorio Europeo Austral en Chile completó el desarrollo del "Very Large Telescope" (VLT), que consta de cuatro telescopios con una apertura de 8 metros y una capacidad de captación de luz equivalente a la de un telescopio reflector de 16 metros. telescopio. Ahora, un grupo de telescopios en construcción ha comenzado a atacar a los hermanos gigantes blancos en Mauna Kea. Estos nuevos competidores incluyen el California Extremely Large Telescope (CELT) de 30 metros, el Giant Magellan Telescope (GMT) de 20 metros y el Overwhelming Large Telescope (OWL para abreviar) de 100 metros. Los científicos señalaron que los nuevos telescopios desarrollados no sólo pueden tomar fotografías con mejor calidad que las fotografías espaciales del Hubble, sino que también captan más luz. Unos datos de imágenes espaciales más claros y fiables permitirán a la gente comprender mejor el estado inicial de las estrellas y el gas cósmico cuando se formaron las galaxias hace 10 mil millones de años, y observar claramente los planetas alrededor de estrellas distantes.
El reflector esférico del telescopio catadióptrico se utiliza para obtener imágenes, mientras que el refractor se puede utilizar para corregir aberraciones. Al mismo tiempo, puede evitar el difícil procesamiento de superficies asféricas a gran escala y obtener una buena calidad de imagen. El más utilizado es el telescopio Schmidt. Coloca una placa correctora Schmidt en el centro del espejo esférico. Una de sus caras es una superficie plana y la otra es una superficie asférica ligeramente deformada, haciendo que la parte central del haz sea ligeramente convergente y la parte periférica ligeramente divergente, lo que apenas corrige la aberración esférica y el coma.
También hay un telescopio Maksutov, que agrega una lente de menisco delante del reflector esférico. Seleccionando los parámetros y la posición adecuados de la lente de menisco, se pueden corregir la aberración esférica y el coma al mismo tiempo. Y derivados de estos dos telescopios, como el supertelescopio Schmidt, la cámara Baker-Nunn, etc. Los telescopios catadióptricos se caracterizan por una gran apertura relativa, incluso mayor que 1, una gran potencia luminosa, un amplio campo de visión y una excelente calidad de imagen. Es adecuado para fotografías de estudio del cielo y observación de nebulosas, cometas, meteoros y otros cuerpos celestes. El reflector del telescopio catadióptrico está protegido por un espejo secundario y no es fácilmente invadido por polvo y otros contaminantes.
Historia
El primer telescopio catadióptrico del mundo apareció en 1814.
En 1931, el óptico alemán Schmidt utilizó una lente asférica delgada similar a una placa paralela como espejo corrector y cooperó con un reflector esférico para crear una lente que podía eliminar la aberración esférica y la aberración fuera del eje. El telescopio catadióptrico tipo Schmidt tiene una gran potencia luminosa, un gran campo de visión y una pequeña aberración. Es adecuado para tomar fotografías de grandes áreas del cielo. El efecto fotográfico de las nebulosas débiles es muy destacado. Hoy en día, el telescopio Schmidt es una herramienta importante para la observación astronómica.
En 1940, Maksutov produjo un nuevo tipo de telescopio refractario. Maksutov utilizó una lente en forma de menisco como lente correctora, convirtiendo sus dos superficies en dos superficies esféricas con diferentes curvaturas. La diferencia no es grande, pero la curvatura y el grosor son muy grandes.
Todas sus superficies son esféricas, lo que es más fácil de pulir que la placa correctora del telescopio Schmidt. El cilindro de la lente también es más corto, pero el campo de visión es más pequeño que el del telescopio Schmidt. La claridad y el brillo son menores, pero el. El factor de aumento es menor y los requisitos para el vidrio también son mayores.
Los telescopios refractarios absorben las ventajas de los telescopios de refracción y reflexión respectivamente, por lo que son muy adecuados para observaciones astronómicas de aficionados y también son la mejor opción para los entusiastas de la astronomía.