Buscando conocimiento sobre telescopios astronómicos
En 1608, un óptico holandés llamado Liporsay descubrió accidentalmente que podía ver paisajes lejanos con dos lentes. Inspirado por esto, construyó el primer telescopio de la historia de la humanidad.
En 1609, Galileo construyó un telescopio con un diámetro de 4,2 centímetros y una longitud de aproximadamente 1,2 metros. Utilizó una lente planoconvexa como objetivo y una lente cóncava como ocular. Este sistema óptico se conoce como telescopio galileano. Galileo apuntó su telescopio al cielo e hizo una serie de descubrimientos importantes. La astronomía entró en la era de los telescopios.
En 1611, el astrónomo alemán Kepler utilizó dos lentes biconvexas como objetivo y ocular respectivamente, aumentando significativamente el aumento. Más tarde, la gente llamó a este sistema óptico telescopio Kepler. La gente todavía utiliza estos dos tipos de telescopios refractores, y el telescopio astronómico utiliza el tipo kepleriano.
Cabe señalar que en ese momento, debido a que el telescopio usaba una sola lente como objetivo, había una grave aberración cromática. Para obtener buenos efectos de observación, se requiere una lente con una curvatura muy pequeña, lo que conducirá inevitablemente al alargamiento del cuerpo del espejo. Por eso, los astrónomos llevan mucho tiempo soñando con construir telescopios más largos, y muchos intentos han fracasado.
En 1757, Dulong estableció las bases teóricas de las lentes acromáticas estudiando la refracción y dispersión del vidrio y el agua, y fabricó lentes acromáticas con vidrio corona y vidrio de sílex. Desde entonces, los telescopios refractores acromáticos han sustituido por completo a los telescopios de lentes largas. Sin embargo, es difícil fundir vidrios de pedernal de gran tamaño debido a limitaciones técnicas. En los primeros tiempos de los telescopios acromáticos, las lentes sólo podían rectificarse hasta un máximo de 10 cm.
A finales del siglo XIX, con la mejora de la tecnología de fabricación, se hizo posible fabricar telescopios refractores de gran diámetro y se produjo un clímax en la fabricación de telescopios refractores de gran diámetro. Entre los ocho telescopios refractores de más de 70 cm existentes en el mundo, 7 fueron construidos entre 1885 y 1897. Los más representativos son el Telescopio Yekeshit de 102 cm construido en 1897 y el telescopio LIKE de 91 cm de 1886.
Los telescopios refractores tienen las ventajas de una longitud focal larga, una escala negativa grande y una insensibilidad a la flexión del tubo, y son los más adecuados para mediciones astronómicas. Sin embargo, siempre habrá una aberración cromática residual y, al mismo tiempo, la absorción de radiación en las bandas ultravioleta e infrarroja es muy fuerte. La fundición de cristales ópticos de gran tamaño también es muy difícil. Cuando se construyó el Telescopio Yeckshi en 1897, el desarrollo de los telescopios refractores alcanzó su punto máximo y durante los siguientes cien años no apareció ningún telescopio refractor más grande. Esto se debe principalmente a que es técnicamente imposible moldear una pieza de vidrio perfecta como lente. Una lente de gran tamaño se deformará de manera muy evidente debido a la gravedad, perdiendo así un enfoque nítido.
Telescopio reflector:
El primer telescopio reflector nació en 1668. Después de muchos fracasos en el pulido de lentes asféricas, Newton decidió utilizar un espejo esférico como espejo primario. Puso a tierra un espejo cóncavo con un diámetro de 2,5 cm y colocó un reflector con un ángulo de 45° delante del foco del espejo primario, de modo que la luz concentrada reflejada por el espejo primario se reflejara desde el cilindro de la lente hacia el ocular en un ángulo de 90°. Este sistema se llama telescopio reflector newtoniano. Aunque su espejo esférico producirá algunas aberraciones, el uso de reflectores en lugar de refractores tiene mucho éxito.
Los telescopios reflectores tienen muchas ventajas, por ejemplo, no tienen aberración cromática, pueden registrar información de los cuerpos celestes en un amplio rango de luz visible y son más fáciles de fabricar que los telescopios refractores. Sin embargo, debido a sus deficiencias inherentes, como cuanto mayor es la apertura, menor es el campo de visión y la lente del objetivo requiere un recubrimiento regular.
Telescopio cadióptrico;
El telescopio catadióptrico apareció por primera vez en 1814. En 1931, el óptico alemán Schmidt utilizó una lente delgada asférica única cerca de una placa paralela como espejo corrector. Como reflector esférico, se fabrica un telescopio catadióptrico tipo Schmidt que puede eliminar la aberración esférica y la aberración fuera del eje. Este tipo de telescopio tiene una gran potencia óptica, un gran campo de visión y una pequeña aberración. Es adecuado para tomar fotografías de grandes áreas del cielo, especialmente nebulosas oscuras. Los telescopios Schmidt se han convertido en una importante herramienta para las observaciones astronómicas.
Debido a que los telescopios catadióptricos pueden combinar las ventajas de los telescopios refractores y reflectores, son muy adecuados para la observación astronómica amateur y la fotografía astronómica, y son amados por la mayoría de los entusiastas de la astronomía.
La capacidad de captación de luz de un telescopio aumenta a medida que aumenta la apertura. Cuanto mayor es la capacidad de captación de luz de un telescopio, más débiles y lejanos son los objetos celestes que puede ver, que en realidad ven el universo anterior. Los avances en astrofísica requirieron telescopios de mayor diámetro.
Desde la década de 1980, ha habido una locura internacional por fabricar una nueva generación de grandes telescopios. Entre ellos, el VLT del Observatorio Europeo Austral, el Gemini de los Estados Unidos, el Reino Unido y Canadá, y el Subaru de Japón utilizan espejos delgados como espejos primarios del Keck I, Keck II; y los telescopios HET en los Estados Unidos utilizan tecnología de empalme.
En condiciones óptimas de trabajo, el excelente enfoque Segrin de los telescopios tradicionales puede concentrar el 80% de la energía luminosa geométrica en un rango de 0,6, mientras que la nueva generación de grandes telescopios fabricados con nuevas tecnologías puede concentrar el 80% de La energía luminosa geométrica se concentra en 0,2 ~ 0,4, o incluso mejor.
Telescopio Keck (Keck 1, Keck 2)
Keck 1 y Keck 2 fueron construidos en 1991 y 1996 respectivamente. Son los telescopios ópticos más grandes actualmente en funcionamiento en el mundo y se llaman así porque sus fondos fueron donados principalmente por el empresario Keck W.M. (Keck I cuesta 94 millones de dólares y Keck II cuesta 74,6 millones de dólares). Estos dos telescopios idénticos se colocaron en Mónaco, Hawaii, y se ensamblaron para realizar observaciones de interferencias.
Su apertura es de 10 metros y está formada por 36 espejos hexagonales. Cada espejo tiene una apertura de 1,8 metros y un grosor de sólo 10 centímetros. A través de un sistema de soporte óptico activo, el espejo mantiene una precisión extremadamente alta. Hay tres dispositivos de plano focal: cámara de infrarrojo cercano, detector CCD de alta resolución y espectrómetro de alta dispersión.
El Telescopio Gemini (Gemini)
El Telescopio Gemini es una instalación internacional dominada por Estados Unidos (Estados Unidos representa el 50%, el Reino Unido representa el 25%, Canadá representa el 15%, Chile representa el 5%, Argentina representa el 5%) representa el 2,5% y Brasil representa el 2,5%), implementado por la Asociación Americana de Universidades en Astronomía (AURA). Consta de dos telescopios de 8 metros, uno en el hemisferio norte y otro en el hemisferio sur, para observaciones sistemáticas durante todo el día. El espejo primario utiliza control óptico activo, el espejo secundario utiliza un espejo inclinado para una corrección rápida y la región infrarroja está cerca del límite de difracción a través del sistema de óptica adaptativa.
Telescopio Pléyades (Japón) de 8 metros (Subaru)
Este es un telescopio óptico/infrarrojo de 8 metros. Tiene tres características: primero, el reflector es delgado y se obtiene una alta calidad de imagen a través de óptica activa y óptica adaptativa; segundo, puede lograr un seguimiento de alta precisión de 0,1"; tercero, adopta una cámara de observación cilíndrica con control automático de ventilación. y filtro de aire, que optimiza la eliminación de la turbulencia térmica. Este telescopio utiliza un truss Serrurier para mantener el marco principal y el submarco paralelos cuando se mueve.
Telescopio infrarrojo:
El más antiguo. Observación infrarroja. Se remonta a finales del siglo XVIII. Sin embargo, debido a la absorción y dispersión por la atmósfera terrestre, las observaciones infrarrojas terrestres se limitan a unas pocas ventanas del infrarrojo cercano para obtener más información en el infrarrojo. banda, las observaciones astronómicas infrarrojas modernas son necesarias. En los años 1960 y 1970, se utilizaban para la observación telescopios infrarrojos o detectores transportados por globos y aviones de gran altitud:
Telescopio ultravioleta:
El. La banda ultravioleta es la frecuencia entre los rayos X y la luz visible. La banda de observación es de 3100 ~ 100 Angstroms. Las observaciones ultravioleta deben realizarse a una altitud de 150 km para evitar la absorción por la capa de ozono y la atmósfera. transportado al cielo mediante globos, transbordadores espaciales, satélites y otras tecnologías aeroespaciales, lo que condujo al desarrollo real de la observación ultravioleta.
La banda ultravioleta es de gran importancia en la astrofísica. rango entre los rayos X y la luz visible La línea divisoria de la luz visible es 3900 Angstroms, y el estándar de división en ese momento era si se podía ver a simple vista. La banda de observación de la astronomía ultravioleta moderna es 3100 ~ 100 Angstroms. , que está relacionado con los rayos X, porque el límite de absorción de las ondas electromagnéticas por la capa de ozono está aquí.
Telescopio de rayos X:
El rango de longitud de onda de la radiación de rayos X. es de 0,01 a 10 nm. La longitud de onda más corta (mayor energía) se llama rayos X duros y la longitud de onda más larga se llama rayos X suaves. Los rayos X emitidos por los cuerpos celestes no pueden llegar al suelo en absoluto. No fue hasta el lanzamiento del satélite terrestre artificial en la década de 1960 que los astrónomos hicieron observaciones importantes, y la astronomía de rayos X se desarrolló principalmente en los primeros días.
Telescopio de rayos γ;
Los rayos gamma tienen longitudes de onda más cortas y mayor energía que los rayos X duros. Debido a la absorción por la atmósfera terrestre, las observaciones astronómicas de los rayos gamma sólo se pueden realizar a través de globos de gran altitud e instrumentos transportados por satélites.
Telescopio Espacial Hubble;
Este es el primero de cuatro observatorios espaciales gigantes construidos bajo los auspicios de la NASA, y también es el proyecto de observación astronómica más grande, caro y popular. . Fue construido en 1978, diseñado para siete años, terminado en 1989 y lanzado por el transbordador espacial el 25 de abril de 1990, con un coste de 3.000 millones de dólares. Sin embargo, debido a la aberración esférica en el sistema óptico del espejo principal causada por factores humanos, el 2 de febrero de 1993 65438+ se tuvieron que llevar a cabo trabajos de reparación a gran escala. El éxito de la reparación permitió que el rendimiento del HST cumpliera o superara los objetivos del diseño original. Los resultados de las observaciones muestran que su resolución es decenas de veces mayor que la de los grandes telescopios terrestres.