Телескопы
| Загрузить архив: | |
| Файл: ref-23834.zip (367kb [zip], Скачиваний: 237) скачать |
История телескопа
|
|
|
|
|
|
Первый телескоп был построен в 1609 году итальянским
астрономом Галилео Галилеем. Телескоп имел скромные размеры (длина трубы 1245
мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий), несовершенную оптическую
схему и 30-кратное увеличение. Он позволил сделать целую серию замечательных
открытий (фазы Венеры, горы на Луне, спутники Юпитера, пятна на Солнце,
звезды в Млечном Пути). (Подробнее
в главе «Изобретение телескопа Галилеес»)Телескоп и его назначение
Что такое телескоп?
Инструмент, который собирает электромагнитное излучение
удаленного объекта и направляет его в фокус, где образуется увеличенное
изображение объекта или формируется усиленный сигнал.
По мере развития астрономической техники появилась возможность изучать объекты
во всем электромагнитном спектре, для чего были разработаны специальные системы
телескопов и дополнительных детекторов, позволяющие работать в различных
диапазонах волн. Термин "телескоп", первоначально означавший
оптический инструмент, получил более широкое значение. Однако в телескопах,
работающих в видимом, радио- и рентгеновском диапазонах, используются системы и
методы, сильно различающиеся между собой.
Оптические телескопы бывают двух основных типов (рефракторы и рефлекторы),
отличающиеся выбором главного собирающего свет элемента (линза или зеркало
соответственно). У телескопа-рефрактора на передней стороне трубы имеется
объектив, а в задней части, где формируется изображение, - окуляр или
фотографическое оборудование. В отражательном телескопе в качестве объектива
использовано вогнутое зеркало, располагающееся в задней части трубы.
Объектив телескопа-рефрактора обычно представляет собой составную линзу из двух
или нескольких элементов с относительно большим фокусным расстоянием.
Использование составных линз уменьшает хроматическую аберрацию (такие линзы
называют ахроматическими дублетами и триплетами). Минимизировать как
хроматическую, так и сферическую аберрацию можно, если использовать большое
фокусное расстояние, но это приводит к тому, что рефракторы получаются длинными
и громоздкими. В прошлом для уменьшения погрешностей строились только
рефракторы больших размеров. Если надо подчеркнуть, что наблюдения проводились
с помощью рефракторного телескопа, то используют сокращение обозначение OG
(object glass, т.е. объектное стекло).
При создании и установке больших стеклянных линз возникает ряд трудностей;
кроме того, толстые линзы поглощают слишком много света. Самый большой
рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит
Йеркской обсерватории.
Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы.
Рефлекторные телескопы популярны и у любителей, поскольку они не так дороги,
как рефракторы, и их легче изготовить самостоятельно. В рефлекторе свет
собирается в точке перед первичным зеркалом, называемой первичным фокусом.
Собранный пучок света обычно направляется (посредством вторичного зеркала) к
более удобному для работы месту. С этой точки зрения различают несколько
общепринятых систем, в том числе ньютоновский фокус, кассегреновский фокус,
фокус куде и фокус Несмита. В очень больших телескопах наблюдатель имеет
возможность работать непосредственно в первичном фокусе в специальной кабине,
установленной в главной трубе. На практике как вторичное зеркало, так и кабина
в первичном фокусе не оказывают существенного влияния на работу телескопа.
Большие многоцелевые профессиональные телескопы обычно строят так, что
наблюдатель получает возможность выбора фокуса. Ньютоновский фокус используется
только в любительских оптических телескопах.
Первичные зеркала в отражательных телескопах обычно изготавливают из стекла или
керамики, которая не расширяется (и не сжимается) при изменении температуры.
Поверхность зеркала тщательно обрабатывается до получения требуемой формы,
обычно сферической или параболической, с точностью до долей длины волны света.
Для получения отражательных свойств на поверхность стекла наносится тонкий слой
алюминия. В ранних отражательных телескопах, например, у Уильяма Гершеля
(1738-1822), первичное зеркало было изготовлено из полированного металлического
сплава (68% меди и 32% олова). По латыни термин "зеркальный"
предается как "speculum"; по этой причине для обозначения
отражательного телескопа до сих пор иногда используют сокращение
"spec". Самые ранние стеклянные зеркала покрывали серебром, но это
оказалось неудобным из-за того, что на воздухе серебро темнеет.
В наиболее современных больших телескопах применяются методы активной оптики,
которые позволяют использовать более тонкие и легкие зеркала, необходимая форма
которых сохраняется поддерживающей системой, управляемой компьютером. Это
позволяет использовать как зеркала с очень большими диаметрами, так и зеркала,
составленные из отдельных элементов.
Мощность получаемого светового сигнала и разрешающая способность телескопов
зависят от размера объектива. Чтобы получить возможность наблюдения все более
слабых объектов и достичь разрешения мелких деталей, в астрономии наблюдается
тенденция к созданию инструментов все большего размера, хотя этих целей
частично можно достичь и за счет создания более чувствительных детекторов и
применения интерферометров.
Увеличение мощности само по себе не имеет большого значения, если не считать
небольших любительских телескопов, предназначенных для визуальных наблюдений.
Усиление при визуальном наблюдении легко можно изменять с помощью различных
окуляров. Максимальная степень усиления обычно ограничена не техническими
характеристиками телескопа, а условиями видимости.
Изображения, получаемые в астрономических телескопах, инвертированы. Так как
введение дополнительной линзы, которая могла бы скорректировать изображение,
поглотит часть светового потока, не принеся особой пользы, астрономы
предпочитают работать непосредственно с инвертированными изображениями.
Монтировка астрономического телескопа - важная часть конструкции, так как
наблюдатель должен иметь возможность легко направлять телескоп в заданную точку
неба и поддерживать его ориентацию при вращении Земли, отслеживая видимое
движение объекта по небу. Небольшие любительские телескопы и современные
управляемые компьютером телескопы используют альтазимутальную монтировку. До
появления компьютерного управления наиболее распространенной была
экваториальная монтировка. Экваториальную установку имеют многие из работающих
в настоящее время телескопов, причем эта система остается популярной и для
любительских инструментов
Назначение телескопа
Телескопы бывают самыми разными –
оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для
наблюдения ИСЗ), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При
всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение,
решают две основных задачи:
создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить
угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);
собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения
объектов.
Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Объектив
строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света, параллельные главной
оптической оси, собираются в фокусе F, лежащем на этой оси. Другие пучки света
собираются вблизи фокуса – выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра
рассматривает наблюдатель. Диаметры входного и выходного пучков сильно
различаются (входной имеет диаметр объектива, а выходной – диаметр изображения
объектива, построенного окуляром). В правильно настроенном телескопе весь свет,
собранный объективом, попадает в зрачок наблюдателя. При этом выигрыш
пропорционален квадрату отношения диаметров объектива и зрачка. Для крупных
телескопов эта величина составляет десятки тысяч раз. Так решается одна из
основных задач телескопа – собрать больше света от наблюдаемых объектов. Если
речь идет о фотографическом телескопе – астрографе, то в нем увеличивается
освещенность фотопластинки.
Вторая задача телескопа – увеличивать угол, под которым наблюдатель видит
объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно
равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f. G=F/f
Устройство простейшего телескопа
Различают два основных вида
телескопов: рефракторы, объективы которых состоят из линз, и рефлекторы,
имеющие зеркальные объективы. Кроме того, существуют различные типы сложных
зеркально-линзовых систем, объединяющие преимущества тех и других телескопов.
В телескопе любого типа объектив в своей фокальной плоскости создает
действительное изображение наблюдаемого объекта или участка неба, которое можно
увидеть на экране, зафиксировать на фотопластинке или на другом светоприемнике.
В простейшем случае это изображение можно рассматривать глазом, поместив его на
расстоянии нормального зрения (25 см) позади фокальной плоскости, при этом
увеличение телескопа:
n = F / 25, где F - фокусное расстояние объектива в сантиметрах, а 25 см -
расстояние нормального зрения (у близоруких оно меньше).
Дополнительная лупа (окуляр) позволяет приблизить глаз к фокальной плоскости и
рассматривать изображение с меньшего расстояния, т. е. под большим углом
зрения, и тогда увеличение телескопа будет равно:
n = F / f, где f - фокусное расстояние лупы-окуляра.
Таким образом, телескоп можно изготовить, расположив на одной оси одна за
другой две линзы - объектив и окуляр - на суммарном расстоянии L = F + f. Для
наблюдений близких земных предметов это расстояние должно быть увеличено, что
легко находится опытным путем. Меняя окуляры, можно получить различные
увеличения при одном и том же объективе.
Увеличение имеющегося инструмента при неизвестных F и f, или для любой сложной
системы оптики, легко определить, измерив диаметр выходного зрачка d. Для этого
необходимо направить инструмент на ярко освещенную поверхность (небо) и около
окулярного конца поместить лист белой бумаги (кальки). Перемещая лист ближе -
дальше от окуляра, получить наиболее резко очерченное световое пятно и с
помощью миллиметровой линейки измерить его диаметр. Тогда увеличение
вычисляется по формуле:
n = D / d, где D - диаметр объектива. На практике считается, что допустимое
рабочее увеличение не должно превосходить 2D (мм).
Простейший телескоп может быть изготовлен из обычных очковых стекол, в
необработанном виде диаметр которых обычно равен 6 см. Для объектива следует
взять положительную линзу оптической силой Д=+0.75 - +1 диоптрий (фокусное
расстояние такой линзы F=1м/Д, то есть для Д=+1д имеем F=100 см). В качестве
окуляра лучше взять 5-ти или 10-ти кратную лупу, фокусное расстояния которой f
равно расстоянию нормального зрения 25 см, деленного на кратность (то есть,
25/5 = 5 см и 25/10 = 2.5 см).
Закрепив объектив и окуляр на концах картонной или иной трубки на расстоянии L
= F + f, получим телескоп вполне удовлетворительного качества. Для удобства
наводки на резкость при рассматривании близких земных предметов трубу следует
сделать составной и предусмотреть возможность раздвижения на 5 -10 см.
Достаточно плотную трубку можно получить, свернув ее из нескольких слоев
плотной бумаги, пропитанных жидким клейстером. Внутреннюю поверхность бумаги
следует зачернить тушью, а наружную поверхность покрыть 2-3 слоями нитролака.
Xороший телескоп может быть изготовлен, если вместо объектива применить
длиннофокусный фотографический объектив типа ТАИР-3 (D=6см, F=30см), МТО 500
(D=6см, F=50см), МТО-1000 (D=8см, F=100см).
В качестве окуляра лучше использовать либо короткофокусный фотографический
объектив с F< 5см, например, от "Смены", либо объектив детского
диапроектора (фильмоскопа). Неплохой окуляр можно изготовить самостоятельно при
наличии двух короткофокусных линз небольшого диаметра (1-2 см), например,
часовых 5-ти 10-ти кратных луп.
Положительный окуляр Рамсдена изготавливается из положительных плоско-выпуклых
одинаковых линз f1 = f2, установленных в оправе выпуклостями друг к другу на
расстоянии d при соотношении f1 : d : f2 = 3:2:3
Отрицательный окуляр Гюйгенса состоит из плоско-выпуклых линз, установленных
выпуклостями к объективу при соотношении
f1 : f2 = 3:1 на расстояниях f1 : d : f2 = 3:2:1, а при
f1 : f2 = 2:1 на расстояниях f1 : d : f2 = 4:3:2
Фокусное расстояние всей системы вычисляется по формуле
f = f1 T f2 /(f1 + f2 - d)
Испытание телескопа
Наиболее простой метод испытания
телескопа состоит в исследовании даваемого телескопом изображения звезды.
Для испытания следует выбрать бело-голубую звезду 2-3 звездной величины не ниже
40° над горизонтом. В хороший телескоп при увеличении около 20 раз на 1 см
отверстия изображение должно представляться в виде очень маленького, совершенно
круглого диска, окруженного 2-3 концентрическими дифракционными кольцами.
Если воздух неспокоен, система колец может дрожать, искажаться, разбиваться на
дуги, а при очень плохих атмосферных условиях диск может расплыться так, что
совершенно покроет кольца.
Если, однако, при наблюдении в течении ряда вечеров и при различных атмосферных
условиях наблюдатель видит лишь большой размытый диск без следов колец, то
объектив следует признать плохим.
Если диск имеет овальную или грушевидную форму, кольца вытянуты в одном
направлении с диском и все изображение с одной стороны ярче, то причина лежит в
несовпадении оптических осей объектива и окуляра, причем ближе к окуляру лежит
та часть объектива, где изображение ярче при окуляре, выдвинутом наружу
главного фокуса. Объектив следует привести в надлежащее состояние, наклоняя его
в оправе регулировочными винтами или прокладывая в нужной стороне тонкие
бумажные полоски.
Когда диск не круглый, а кольца извилисты и неподвижны при спокойной атмосфере,
это означает, что объектив выполнен из плохого стекла, имеющего свили и
неоднородности. Для проверки следует повернуть объектив вместе с его оправой на
определенный угол и посмотреть, повернулись ли на такой же угол выступы и впадины
изображения. Если повернулись, то это недостаток объектива, который неустраним.
На присутствие устранимого недостатка показывает другой вид изображения, когда
звезда и кольца имеют форму, соответствующую расположению крепежных винтов
объектива. Для восстановления нормального изображения нужно только отпустить
крепежные винты, но не до такой степени, чтобы стекла стали качаться.
Иногда противоположные края диска окрашены в красный и зеленый цвет. Окраска
выступает резче, если сдвинуть окуляр с фокуса, и бывает заметна также при
наблюдении планет и краев лунного диска. Явление вызвано несовпадением центров
линз двухлинзового объектива. Исправить можно поворотом одной линзы
относительно другой или незначительным смещением друг относительно друга.
Окраска противоположных краев изображения может быть вызвана также тем, что
линзы объектива наклонены друг к другу и края их, соответствующие красному
цвету, слишком сближены. В этом случае необходимо отрегулировать расстояние
между линзами, изменяя толщину прокладок. Окраска верхнего и нижнего краев
изображения в зеленый и красный цвет наблюдается для светил находящихся
невысоко над горизонтом, и не зависит от поворота объектива. В этом случае
причина вызвана преломлением света в атмосфере Земли.
Сферическую аберрацию объектива можно распознать чуть-чуть сдвигая окуляр
попеременно в обе стороны от главного фокуса. Одинаковая яркость крайних колец
внефокальных изображений покажет, что объектив свободен от сферической
аберрации. Если внешнее кольцо при окуляре внутри фокуса слабее, чем при
окуляре снаружи фокуса, то объектив переисправлен, для недоисправленного
объектива внешние кольца будут слабее при окуляре снаружи фокуса.
Хроматическая аберрация скажется тем, что при слегка вдвинутом внутрь фокуса
окуляре вокруг диска будет пурпурная кайма, а при выдвинутом - красное пятнышко
в центре изображения. Это следует из того, что в обычных визуальных объективах
фокус красных лучей лежит несколько ближе к объективу, чем фокус желто-зеленых
лучей, в которых изображение рассматривается. Хроматизм присущ всем рефракторам
и отсутствует у рефлекторов, однако следует иметь в виду, что хроматизмом
обладают также окуляры и глаз наблюдателя.
Астигматизмом считается сферическая аберрация, вызванная при наклонном падении
лучей тем, что один диаметр объектива преломляет лучи иначе, чем другой, к нему
перпендикулярный. Изображение звезды вытягивается при этом в эллипс, который
меняет направление большой оси на 180° при положениях окуляра внутри и снаружи
главного фокуса. Астигматичным может быть также не только объектив, но и глаз
наблюдателя или окуляр. Для испытания глаза ставят самый слабый окуляр и
наклоняют голову вправо или влево; при астигматичном глазе большая ось эллипса
соответственно изменяет свое положение. Если эллипс неподвижен, то вращают
окуляр; если и в этом случае картина не меняется, то астигматичен объектив.
Чтобы окончательно убедиться в этом, заменяют окуляр на более сильный и вращают
объектив вместе с оправой.
Исторические телескопы
Телескопы
Галилея
В 1609, узнав об изобретении голландскими оптиками зрительной трубы, Галилей
самостоятельно изготовил телескоп с плосковыпуклым объективом и плосковогнутым
окуляром, который давал трехкратное увеличение. Через некоторое время им были
изготовлены телескопы с 8- и 30-кратным увеличением.
В 1609, начав наблюдения с помощью телескопа, Галилей обнаружил на Луне темные
пятна, названные им морями, горы и горные цепи. 7 января 1610 открыл четыре
спутника планеты Юпитер, установил, что Млечный Путь является скоплением звезд.
Эти открытия описаны им в сочинении «Звездный вестник, открывающий великие и в
высшей степени удивительные зрелища…» (вышел в свет 12 марта 1610).
В октябре 1610 открыл фазы Венеры; в конце этого же года, почти одновременно с
Т.Хэрриотом, И. Фабрицием и Х. Шейнером, открыл пятна на Солнце. Изменение
положения солнечных пятен доказывало, как правильно считал Галилей, что Солнце
вращается вокруг своей оси.
Телескопы
Гершеля
Английский астроном Уильям Гершель (1738-1822) получил известность в 1781 году,
когда с помощью 7-футового телескопа открыл новую планету - Уран.
Свой первый телескоп Гершель построил в 1774 году, затем изготовил 7-футовый,
10-футовый и, наконец, в 1783 году - 20-футовый (6 м) телескоп с объективом
диаметром сначала 30 см, а с 1784 - 47.5 см (19"), который и стал его
основным рабочим инструментом. С его помощью У. Гершель открыл структуру
Млечного Пути и множество туманностей.
Потерпев неудачу при изготовлении 30-футового телескопа, Гершель взялся сразу
за 40-футовый (12 м) с зеркалом диаметром 122 см (48") и закончил его в
1789 г. С его помощью были открыты 6-й и 7-й спутники Сатурна. В 1811 г.
Гершель перестал пользоваться этим телескопом, и уже после смерти Гершеля, в
1839 г. инструмент был разобран
Телескопы
Фраунгофера
Изготовлялись Йозефом Фраунгофером (1787-1826) в начале XIX века. Именно
благодаря им телескоп превратился в точный измерительный инструмент, снабженный
параллактической монтировкой, часовым механизмом и микрометром.
Фраунгофер основал в 1817 году первый Оптический институт в Мюнхене и подвел
научную основу под изготовление линз для телескопов. Объективы его рефракторов
достигали диаметра 24 см.
Телескоп
лорда Росса
Был сооружен английским астрономом Уильямом Парсоном (лордом Россом) в 1845
году. Имел металлическое зеркало диаметром 72" (1,80 м) и длину 50 футов.
С его помощью лорд Росс открыл спиральную структуру некоторых туманностей.
100"
телескоп Хукера (2,54-м)
100-дюймовый (2,58-м) телескоп Маунт-Вилсоновской обсерватории, расположенный
недалеко от Пасадены в Калифорнии. Сооруженный на финансовые средства,
пожертвованные американским миллионером Джоном Д. Хукером из Лос-Анджелеса.
Телескоп начал действовать в 1917 г. До введения в 1948 г. 5-метрового
телескопа Хейла телескоп Хукера был самым большим в мире. В 1985 г. этот
телескоп был временно закрыт, но впоследствии модернизирован и вновь
используется с начала 1990-х гг.
Зеркало отливалось во Франции, обрабатывалось в Пасадене и имело массу 5 т, а
общая масса подвижных частей превосходила 100 т.
200"
телескоп им.Джорджа Хейла
5-метровый рефлектор в Паломарской обсерватории. Работы по сооружению телескопа
были начаты в 1930 г. после получения Калифорнийским технологическим институтом
гранта Рокфеллеровского фонда. Завершение работ было отсрочено Второй мировой
войной. Официальное открытие состоялось в 1948 г., и телескоп был посвящен
памяти Джорджа Эллери Хейла (1868-1938), инициатора и вдохновителя проекта.
6-метровый
Советский телескоп (БТА)
6-м российский телескоп, расположенный на Северном Кавказе близ горы Пастухова
на высоте 2070 м над уровнем моря. Его координаты: широта 43°39'12" и
долгота 41°26'30"
Современные телескопы
|
Год изготовления |
Диаметр D, мм |
Угловое разрешение “δ" |
Приемник излучения |
|
|
1610 |
50 |
15 |
Глаз |
|
|
1800 |
1200 |
4 |
Глаз |
|
|
1920 |
2500 |
1,5 |
Фотопластинка |
|
|
1960 |
5000 |
1,0 |
Фотопластинка |
|
|
1980 |
6000 |
1,0 |
ПЗС |
|
|
2000 |
10000 |
0,02 |
ПЗС |
|
Возможности современных
телескопов
Первым приемником изображений в телескопе,
изобретенным Галилеем в 1609 году, был глаз наблюдателя. С тех пор не только
увеличились размеры телескопов, но и принципиально изменились приемники
изображения. В начале ХХ века в астрономии стали употребляться фотопластинки,
чувствительные в различных областях спектра. Затем были изобретены
фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи (ЭОП).
Эволюция параметров оптических телескопов:
В современных телескопах в качестве приемников излучения используют
ПЗС-матрицы. ПЗС состоит из большого количества (1000×1000 и более)
полупроводниковых чувствительных ячеек размером в несколько микрон каждая, в
которых кванты излучения освобождают заряды, накапливаемые в определенных
местах – элементах изображения. Изображения обрабатываются в цифровом виде при
помощи ЭВМ. Матрица должна охлаждаться до температур –130°С.
Наблюдения на современных телескопах проводятся из специальных помещений; во
время работы телескопов людям в здании желательно не находится, чтобы не
создавать лишних вибраций и потоков тепла. Некоторые телескопы могут передавать
изображение напрямую пользователям Internet.
В современных телескопах-рефлекторах главное зеркало, как правило, имеет
параболическую или гиперболическую форму. Они способны получать изображение не
только в оптическом, но и в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Имеются
механизмы компенсирования дрожания атмосферы – адаптивная оптика и
спекл-интерферометрия.
На Паломарской обсерватории при помощи зеркально-линзового телескопа системы
Шмидта был проведен обзор, состоящий из тысячи карт, запечатлевших в двух
цветах объекты неба до 21-й звездной величины. Пятиметровый телескоп
Паломарской обсерватории является самым старым из крупнейших телескопов мира.
2,5-метровый телескоп обсерватории Апаче-Пойнт (США), оснащенный гигантской
ПЗС-камерой, начал составлять новый обзор, в котором будут объекты в пяти
цветах до 25-й звездной величины.
На 10-метровом зеркале телескопа «Кек-1» на Гавайских островах при помощи
сегментирования получено разрешение 0,02". Там же на высоте 4150 м над
уровне моря расположен телескоп «Кек-2».
На 6-метровом телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН на
Северном Кавказе при применении новой спекл-интерферометрической камеры удалось
довести угловое разрешение до 0,02".
Телескоп VLT (Very Large Telescope), который находится на севере Чили на
вершине горы Паранал в пустыне Атакама на высоте 2635 м над уровнем моря,
состоит из четырех идентичных телескопов, размеры каждого из которых 8,2 м. Все
четыре телескопа смогут работать в режиме интерферометра со сверхдлинной базой
и получать изображения, как на телескопе с 200–метровым зеркалом. В настоящее
время производится отладка всей системы в гигантский оптический интерферометр.
Телескоп НЕТ (имени Вильяма Хобби и Роберта Эберли), зеркало которого имеет
размеры 9,1 м, вступил в строй в 1997 году в Маунт-Фоулкес (штат Техас, США).
Он расположен на высоте 2002 м над уровнем моря.
Телескоп «Субару», диаметр зеркала которого достигает 8,2 м, вступил в строй в
1999 году на Мауна-Кеа, Гавайские острова, на высоте 4139 м над уровнем моря.
Его системы следят за формой главного зеркала с целью уменьшения искажений и
борьбы с атмосферным дрожанием. Управляемый компьютером цилиндрический купол
телескопа подавляет тепловую турбулентность воздуха. В настоящее время
производится наладка этого телескопа, но уже получено разрешение 0,2". Наблюдения
на данном телескопе проводятся из специальных помещений, во время работы
телескопа люди в здании находиться не могут. Наблюдения могут проводиться и при
помощи Internet. Телескоп рассчитан на наблюдения от ультрафиолетовой до
инфракрасной области спектра.
Телескоп «Джемини» северный (Gemini Telescope north), размеры которого 8,1 м,
вступил в строй в 1999 году на Мауна-Кеа, Гавайские острова на высоте 4214 м
над уровнем моря. Это первый из телескопов «Джемини», второй расположен в южном
полушарии (Серро-Пачон, Чили) и вступит в строй в 2001 году. Планируется, что
они будут работать как интерферометры.
Телескопы «Магеллан-1» и «Магеллан-2», расположенные в Лас-Кампанасе (Чили) на
высоте 2300 м над уровнем моря, частично вступили в строй в 1999 году. Размеры
зеркал этих телескопов 6,5 м. Полный ввод в строй этих телескопов, работающих
как интерферометры, ожидается в 2002 году.
Среди рефракторов крупных телескопов нет. Йеркский рефрактор (США, 1897) имеет
объектив 1,02 м, Ликский (Маунт-Гамильтон, США, 1888) – 0,9 м, Медонский
(Франция, 1889) – 0,83 см. Построенный на основе технологии, свободной от комы
и астигматизма, «Большой Шмидт» (Маунт-Паломар, США, 1948) имеет 48-дюймовое
зеркало. Такой же по величине Британский телескоп Шмидта (1973) расположен в Австралии.
Особое значение в наш космический век придается орбитальным обсерваториям.
Наиболее известная из них – космический телескоп им. Хаббла – запущен в апреле
1990 года и имеет диаметр 2,4 м. После установки в 1993 году корректирующего
блока телескоп регистрирует объекты вплоть до 30-й звездной величины, а его
угловое увеличение – лучше 0,1" (под таким углом видна горошина с
расстояния в несколько десятков километров). С помощью телескопа удалось
получить снимки далеких объектов Солнечной системы, наблюдать падение кометы
Шумейкеров – Леви на Юпитер и извержение Ио, изучить цефеиды и квазары,
получить снимки предельно слабых галактик. Исследования с орбиты проводятся не
только в оптическом, но и во всех других диапазонах электромагнитного
излучения.
Астрономические данные, полученных на различных современных телескопах,
накапливаются на специальных компьютерах. Обычно результаты наблюдений в
течение года считаются собственностью получившего их ученого. Затем данные
переходят в общее пользование. В настоящее время создаются виртуальные
обсерватории, в которых будут доступны данные наблюдений с обсерваторий VLT,
Космического телескопа им. Хаббла и других.
Телескоп имени Хаббла
Кто такой Хаббл?
Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-1953)Американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл родился в Маршфилде в штате Миссури. Отец Хаббла служил в чикагской страховой фирме, дети в семье воспитывались в условиях
самой суровой дисциплины.
Поступив в 1906 г. в Чикагский университет, Хаббл работал в лаборатории известного
физика Милликена. Однако он не захотел заниматься физикой и направился в Англию, чтобы
продолжить образование в Оксфордском университете, изучая... римское право.
Возвратившись на родину, Хаббл получил диплом юриста. Но адвокатом он проработал
всего год, а затем решил "бросить юриспруденцию ради астрономии". Хаббл вернулся в
Чикагский университет и начал работать ассистентом Йерксской обсерватории, близ Чикаго. Но научная работа Хаббла прервалась. Шла первая мировая война, и его призвали в действующую армию. По возвращении из армии Хаббл работал в обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии.
Труды Хаббла положили начало современной внегалактической астрономии. В 1924 г.
Хаббл при помощи телескопа с диаметром зеркала 250 см на обсерватории Маунт-Вилсон
доказал, что туманность Андромеды и некоторые другие туманности имеют звездное строение и находятся далеко за пределами млечного пути.
Таким образом, Хаббл установил, что наша галактика не единственная звездная система во
Вселенной.
В последующие годы Хаббл исследовал много туманностей, которые он называл
внегалактическими. Теперь они называются галактиками. Оказалось, что далеко не все эти
галактики имеют спиральную форму. Многие из них эллиптической, а некоторые неправильной формы. В 1925 г. Хаббл составил первую подробную классификацию галактик по их формам и другим особенностям.
В 1929 г. Хаббл обнаружил, что между лучевыми скоростями движения галактик и
расстояниями до них существует линейная зависимость (закон Хаббла) , и определил численное значение коэффициента этой зависимости (постоянная Хаббла) . Это открытие стало наблюдательной основой теории расширяющейся Вселенной.
Хаббл был одним из выдающихся астрономов ХХ в. и пионером изучения далеких
звездных систем. В 1927 г. он был избран членом Национальной академии наук в Вашингтоне.
Проект космического телескопа имени Хаббла
В двадцатом веке астрономы сделалимного шагов в изучении
вселенной. Эти шаги были бы невозможны без использования больших и сложных
телескопов, расположенных на высокогорных лабораториях и управляемых большим
количеством квалифицированных специалистов.
С выводом на орбиту ТЕЛЕСКОПА ИМЕНИ ХАББЛА (HUBBLE SPACE TELESCOPE - HST),
астрономия сделала гигантский рывок вперед. Будучи расположенным за пределами
земной атмосферы, HST может фиксировать такие объекты и явления, которые не
могут быть зафиксированы приборами на земле.
(Рис.3. Старт
космического шаттла Discovery, выносящего на орбиту Земли телескоп Хаббл)
Проект HST был разработан в НАСА при участии Европейского Космического
Агентства(ESA). Этот телескоп-рефлектор, диаметром 2,4 м (94,5 дюйма),
выводится на низкую (610 километров или 330 морских миль) орбиту с помощью
американского корабля СПЕЙС ШАТТЛ (SPACE SHUTTLE). Проект предусматривает
периодическое техническое обслуживание и замену оборудования на борту
телескопа. Проектный срок эксплуатации телескопа - 15 и более лет.
В конце апреля 1990 г. с борта американского корабля
многоразового использования "Дискавери" была выведена на орбиту
крупнейшая околоземная обсерватория для наблюдений в оптическом диапазоне
спектра - Хаббловский космический телескоп весом более 12т (кооперативный
проект НАСА и Европейского космического агентства). На него возлагались большие
надежды, однако вскоре после запуска выяснилось, что главное 2,4-метровое
зеркало телескопа обладает сферической аберрацией, значительно ухудшающей
характеристики этого уникального инструмента. И всё же за первые 18 месяцев
полёта был проведён ряд результативных наблюдений.
2 декабря 1993 г. к телескопу отправился челнок "Индевор" с миссией
обслуживания. В ходе недельной работы астронавты заменили большую часть
электронных блоков, исправили погнутую солнечную батарею и самое важное -
установили блок корректирующей оптики, устранивший погрешности главного
зеркала. Возможности телескопа после ремонта значительно возросли.
В феврале 1997 г. к Хаббловскому телескопу вновь стартовал космический корабль
"Дискавери". На этот раз были вновь заменены некоторые электронные
блоки, установлен спектрограф высокого разрешения и новая ИК-камера, с помощью
которой планируется начать поиск планет у ближайших звёзд.
Специалисты НАСА предполагают повторять подобные "сервисные" полёты в
среднем раз в три года и считают, что срок службы телескопа на орбите может
превысить запланированные изначально 15 лет.
Хаббловский телескоп оказался невероятно дорогостоящим, но тем не менее очень
эффективно работающим астрономическим инструментом. Угловое разрешение
телескопа получилось лучше 0,1", что на порядок выше, чем у наземных оптических
инструментов (под таким углом, например, будет видна муха с расстояния около 20
км). С помощью этого телескопа удалось увидеть и исследовать такие мелкие
детали самых различных астрономических объектов, которые ранее были недоступны
телескопам. Упомянем лишь некоторые из его достижений.
Получены чёткие изображения планет Солнечной системы, которые ранее можно было
сделать только с помощью межпланетных станций. Так, удалось проследить за
сезонными изменениями вида полярной шапки Марса и всей поверхности этой
планеты, за извержением вулкана на спутнике Юпитера Ио, за падением на Юпитер
кометы. Впервые учёные смогли увидеть детали поверхности Плутона. Чрезвычайно
ценный материал получен по яркой комете Хей-ла - Боппа: астрономы следили за
тем, как у кометы по мере приближения к Солнцу формируется хвост, как
происходят взрывоподобные выбросы пыли с поверхности её ядра. Это дало
неоценимый материал о составе и природе комет.
Учёные увидели мельчайшие детали межзвёздных газовых туманностей, обнаружили протопланетные
диски, окружающие молодые звёзды, струи газа, выбрасываемые формирующимися
звёздами, новые типы планетарных туманностей со сложной структурой газовых
волокон.
Удалось заглянуть в самые плотные центральные части шаровых звёздных скоплений
и галактик, получить веские свидетельства существования в ядрах многих галактик
невидимых объектов с массой в сотни миллионов и миллиарды масс Солнца
(по-видимому, чёрных дыр).
Удалось найти и исследовать пульсирующие звёзды - цефеиды - в далёких
галактиках и по ним оценить расстояние до этих звёздных систем, уточнив тем
самым всю шкалу межгалактических расстояний.
Реализовалась возможность увидеть наконец во всех деталях те галактики, внутри
которых находятся ква-зары: яркий свет квазаров мешает выделить при наземных
наблюдениях слабое свечение породивших их звёздных систем.
Оказалось возможным детально исследовать в некоторых галактиках очень трудные
для наблюдений околоядерные звёздно-газовые диски размерами порядка тысячи
световых лет и даже наблюдать в них отдельные молодые звёздные скопления.
В рамках специально разработанной программы "Глубокое поле",
нацеленной на исследование особенно далёких галактик, на телескопе получены
изображения предельно слабых объектов - до 30-й звёздной величины. Большинство
из них являются галактиками, которые (из-за конечной скорости света) мы
наблюдаем в эпоху ранней молодости. Их сравнение с современными галактиками
значительно продвинуло наше понимание того, как миллиарды лет назад
формировались звёздные системы.
Работа космического телескопа рассчитана на длительный срок Данные, полученные
с его помощью по различным наблюдательным программам, через определённое время
становятся доступными (по глобальной электронной сети Интернет) для бесплатного
пользования учёными любой страны.
Первый свет Хаббла
24 апреля 1990 г. в 8 ч 34 мин по местному времени, после
двухнедельной задержки "Дискавери" с самым дорогим в истории научным
прибором (создание только лишь телескопа обошлось в 1,5 млрд. долл.) устремился
в небо. Обычно "Шаттлы" выводятся на орбиту высотой 220 км, но для
этого полета была выбрана высота 610 км. Это объясняется тем, что КТХ должен
находиться на орбите без ее дополнительного поднятия не менее 5 лет, а верхняя
граница необыкновенно "раздутой" из-за сильного солнечного максимума
земной атмосферы была в то время на высоте не менее 525 км. Если бы
"Дискавери" не смог выйти за ее пределы, КТХ был бы потерян до того,
как НАСА смогла бы организовать спасательную экспедицию. К счастью, все
обошлось благополучно и, оказавшись на высоте 614 км, экипаж облегченно
вздохнул и приступил к выполнению сложной и ответственной программы.
Через 4,5 часа после начала полета астронавты подали электропитание в сеть
"Хаббла" и начали проверку его аппаратуры, а 26 апреля вечером отстыковали
телескоп от корабля. 27 утром была установлена связь между КТХ и
спутником-ретранслятором НАСА, а в 9 ч 45 мин открылась крышка и телескоп
увидел первый свет звезд.
Научная аппаратура телескопа Хаббла
Широкоугольная и планетная камера
(ШПК). Световой пучок из центра поля зрения телескопа попадает на маленькое
четырехгранное зеркало пирамидальной формы с вогнутыми гранями. От него,
разделившись, он отражается в четыре маленьких преобразующих кассегреновских
телескопа, каждый из которых строит свою часть изображения на отдельной
ПЗС-матрице размером 800Х800 элементов. Фрагменты, полученные каждой из матриц,
обрабатываются компьютером и складываются в единое изображение. Камера может
работать а двух режимах - "широкоугольном", при котором относительное
отверстие системы составляет 1:12,9 и "планетном", 1:30. Для перехода
от одного режима к другому пирамидальное зеркало поворачивается на 45° и
отражение разделенного пучка происходит в направлении "квартета"
других преобразующих телескопов с другими ПЗС-матрицами. В
"широкоугольном" режиме окончательное изображение представляет из
себя квадрат со стороной 2,6' (один элемент ПЗС-матрицы покрывает площадь 0,1'
х 0,1'), а в "планетном"-поле зрения 1,1' х 1,1', размер элемента -
0,043".
Широкоугольная камера способна регистрировать широчайший диапазон длин волн-от
115 нм в ультрафиолетовой области до 1100 нм в инфракрасной. Внутри этой
области, используя любой из 48 встроенных светофильтров или дифракционных
решеток, можно выделять узкие диапазоны, измерять поляризацию света или
использовать спектрограф с низкой дисперсией. Проницающая сила камеры - до
28'". Кроме своей основной роли широкоугольная камера может служить
"искателем" для других инструментов.
Камера слабых объектов (КСО) создана Европейским космическим агентством. Она
превосходит по угловому разрешению все остальные инструменты телескопа, хотя
имеет очень маленькое поле зрения. Ее спектральный диапазон также более
ограничен, чем у ШПК - от 115 до 650 нм. В голубой области камера способна
регистрировать звезды до 30-ой звездной величины.
Камера включает две независимые схемы построения изображения, каждая из которых
имеет собственную входную апертуру в фокальной плоскости телескопа. Внутренняя
оптика камеры увеличивает относительное отверстие телескопа до 1:48 у одной
системы и до 1:96 и 1:288 у другой. В обеих камерах используются электронные
усилители изображения, в которых входящий свет усиливается в 100000 раз, прежде
чем телевизионная система зафиксирует изображение. Эта комбинация настолько чувствительна,
что регистрирует отдельные фотоны, попадающие в телескоп. Система с отверстием
1:48 также может использоваться в двух режимах. При прямом построении
изображения она обеспечивает разрешение в 0,043" в поле 22" х
44", причем имеется возможность введения в пучок 14 фильтров и призм. Для
спектральных наблюдений предусмотрены щель и дифракционная решетка.
Максимальное разрешение космического телескопа достигается в схеме с отверстием
1:96. В этом случае размер элемента разрешения составляет 0,022" в поле
зрения 11" х 22". Если же увеличивать отношение до 1:288 то,
например, в диапазоне коротких ультрафиолетовых волн разрешение будет
0,0072" при размерах поля 3,6" х 7,3". В схеме "1:96 -
1:288" можно использовать 44 различных фильтра, включая и поляризационные,
а также различные призмы для регистрации спектров с низким разрешением.
Годдардовский спектрограф высокого разрешения (ГСВР). Под высоким разрешением
здесь подразумевается спектральное разрешение, которое показывает, насколько
"тонко" разлагается свет на составляющие цвета при прохождении призмы
или дифракционной решетки. Например при исследовании спектрального диапазона
вблизи длин волн 500 нм с помощью детекторов, разделенных половиной нм,
спектральное разрешение составит 500:0,5=1000. Этот спектрограф при наблюдении
в ультрафиолете позволяет достичь спектрального разрешения до 100 000 (можно
наблюдать две спектральные линии, разделенные промежутком 0,002 нм).
Угловое разрешение инструмента определяется двумя апертурами. Большая из них,
размером 7"', используется, в основном, в качестве искателя. Основная
часть научных наблюдений проводится с помощью меньшей, 0,25-секундной апертуры,
которая достаточно мала, чтобы отделить изображение исследуемой звезды от
окружающих.
Набор дифракционных решеток в сочетании с 512-эле-ментным телевизионным
детектором типа "Диджикон" обеспечивает три величины разрешающей
способности:
высокая (100000), средняя (20 000) для относительно ярких источников и низкая
(2 000) - для слабых. Все они способны работать в спектральном диапазоне 105-
320 нм, но, видимо, исследования будут вестись на длине волны 115 нм. При
работе с низким разрешением диапазон уменьшится до 180 нм. Подобно тому, как
это делается в бытовых 35-миллиметровых фотоаппаратах, снабженных системой TTL,
спектрограф сам может выбирать подходящую экспозицию при съемке.
Спектрограф слабых объектов (ССО). Как и камеры, оба спектрографа дополняют
друг друга в телескопе. В отличие от годдардовского спектрографа, имеющего
максимальное спектральное разрешение, ССО позволяет наблюдать в более широком
спектральном диапазоне и с большей чувствительностью, хотя и с меньшим
спектральным разрешением. ССО состоит также из двух раздельных каналов, каждый
из которых снабжен ТВ-детектором. "Голубой" канал работает в спектральном
диапазоне длин волн от 115 до 350 нм, а "красный" - от 170 до 850 нм,
т.е. оба канала перекрывают весь оптический диапазон от ультрафиолетового до
красного концов спектра.
Используя различные дифракционные решетки, можно вести исследования в шести участках
этих диапазонов с умеренным разрешением порядка 1300. Во всех режимах можно
вести и поляриметрические исследования. Свет проходит в инструмент сквозь диск
со сменными апертурами. Для точечных объектов обычно используются круглые или
прямоугольные апертуры длиной 1" и шириной 0,25" или 0,7" или
квадратные 2" x 2". При необходимости может быть использована и
большая квадратная апертура 4,3" x 4,3".
Высокоскоростной фотометр (ВСФ). Под словом "высокоскоростной"
понимается способность прибора измерять быстрые изменения яркости. Он может
производить до 100 тыс. измерений в секунду. Для сравнения, на Земле очень
трудно зафиксировать изменение яркости объекта даже за одну секунду. Выбрав
какой-либо из 100 режимов, можно легко отцентрировать объект на соответствующую
входную апертуру этого фотометра.
Инструмент содержит пять электронных детекторов, три из которых способны
зарегистрировать изменение яркости с точностью 0,1 % у звезд до 20m. В
фотометре применяются 23 фильтра, в результате чего прибор работает в диапазоне
120-700 нм. Еще один детектор работает в диапазоне 200-350 нм с 27 фильтрами, а
последний представляет собой фотоумножитель для наблюдений покрытий звезд в
красной области спектра. Хотя у прибора есть и шести- и десятисекундные
апертуры, обычно для наблюдений используются диафрагмы диаметром 0,4" или
1".
Датчики тонкого гидирования (ДТГ). Датчики могут использоваться для измерения
яркости звезд и точных положений (их иногда называют шестым научным
инструментом космического телескопа им. Хаббла (КТХ). Поле зрения каждого из
них представляет собой 90-градусный сегмент кольца, шириной 3,8', охватывающего
апертуры других инструментов. Когда два датчика "захватывают"
гидирующие звезды, третий может зафиксировать яркость какой-либо третьей звезды
от 4m до 17m с точностью до 1 % в спектральном диапазоне 510-690 нм, а также
измерять относительное положение ее с точностью не ниже 0,003!
Дополнительные приспособления к телескопу
Для
измерения небольших угловых расстояний (менее 1°) в фокальной плоскости
объектива следует установить крест нитей. Крест нитей можно выполнить,
распустив трикотажную капроновую нить на отдельные волокна и натянув на оправу
в фокальной плоскости окуляра в двух взаимно перпендикулярных направлениях.
Вместо нитяного креста можно применить стеклянную пластинку с нанесенными на
ней штрихами с помощью алмазного резца или вытравленных плавиковой кислотой.
Перед объективом телескопа для наблюдения спектров звезд может быть установлена
стеклянная призма с малым преломляющим углом (не более 15°). Изготовить призму
можно самостоятельно из плоскопараллельных стекол, скрепленных под углом
сургучом или аквариумной замазкой. Внутренность полой призмы заполняется
глицерином или дистиллированной водой. Следует иметь в виду, что наблюдаемая звезда
при этом будет находиться не на оптической оси телескопа, а в стороне, под
некоторым углом.
Аналогичный спектр можно наблюдать, установив перед объективом грубую
дифракционную решетку. Для этого вполне достаточна решетка с числом штрихов от
0.5 до 10 штрихов на один миллиметр. В этом случае наведение на звезду
осуществляется по-прежнему вдоль оптической оси телескопа, а в поле зрения
будет наблюдаться в центре ослабленное изображение звезды, а по бокам два
спектра звезды. Чем более частая решетка, тем протяженнее и удаленнее от центра
будет располагаться спектр. Дифракционную решетку можно изготовить, заштриховав
лист бумаги черными полосами, толщина которых равна просвету между линиями, и
сфотографировав на контрастную пленку.
Представление о дифракции и о цвете звезды можно получить также при
рассматривании звезды в телескоп через частую сетку (прозрачная капроновая
ткань). В этом случае будут наблюдаться центральное изображение и четыре
спектра в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Вследствие растягивания
изображения в спектр и разбиения на несколько спектров поверхностная яркость
для слабых звезд может оказаться ниже порога цветного зрения и тогда мы увидим
слабо светящуюся серую полоску. Яркие звезды позволят увидеть спектр в виде
окрашенной радужной полоски.
Яркие объекты или звездные площадки можно сфотографировать, если вместо окуляра
укрепить фотокамеру таким образом, чтобы фокальная плоскость объектива
телескопа совпала с плоскостью пленки. Для этих целей удобнее применять
зеркальные фотокамеры типа "Зенит", тогда непосредственно на матовом
стекле фотоаппарата можно видеть фотографируемый объект и производить
фокусировку перемещением окулярной части телескопа.
Для получения большего изображения необходимо изготовить приставку - окулярную
камеру. В этом случае окуляр не убирается, а выдвигается на небольшое
расстояние - a, примерно равное 1.3 f - 1.5 f, где f - фокусное расстояние
окуляра.
Фотокамеру следует установить так, чтобы фотопленка находилась на расстоянии b
от окуляра, которое при известных параметрах а и f находится из формулы тонкой
линзы:
( 1/a + 1/b = 1/f )
Удобно для вычислений сразу задать необходимое увеличение, например, 3, то есть
положить равным b/a=3 и при известном f вычислить получаемые при этом а и b.
Не следует выбирать увеличение слишком большим (не более 5), т.к. в этом случае
значительно увеличиваются необходимые выдержки, становятся заметны недостатки
оптики, дрожание трубы телескопа и турбулентность атмосферы
Возможности телескопа Хаббла
На борту HST находятся: две камеры,
два спектрографа, фотометр, астродатчики. Вследствие того, что телескоп
находится за пределами атмосферы эти приборы позволяют:
1) Фиксировать изображения объектов с очень высоким разрешением. Наземные
телескопы редко дают разрешение, больше одной угловой секунды. В любых условиях
HST дает разрешение в одну десятую угловой секунды.
2) Обнаруживать объекты малой светимости. Самые большие наземные телескопы
редко обнаруживают объекты слабее 25 звездной величины. HST может обнаруживать
объекты 28 звездной величины, что почти в 20 раз меньше.
3) Наблюдать объекты в ультрафиолетовой части спектра. Ультрафиолетовый
диапазон составляют важнейшую часть спектра горячих звезд,туманностей
идругихмощных источников излучения. Атмосфера Земли поглощает большую часть
ультрафиолетового излучения и поэтому оно не доступно для наблюдения (HST может
также наблюдать объекты в инфракрасной части спектра, однако чувствительностьв
этой части спектра пока мала. После установки новых приборов через несколько
лет после запуска, она резко возрастет).
4) Фиксировать быстрые изменения
Технические характеристики телескопа Хаббла
|
|
Чего не может космический телескоп Хаббл
1)HST не может наблюдать
объекты и явления на Земле, так как его система поиска объектов и
чувствительность приборов рассчитаны только для наблюдений за космическими объектами.
2)HST не может наблюдать за Солнцем и освещенной частью Луны, так как они
слишком яркие.
Специалисты, следящие за выполнением научной программы исследований, не должны
допускать таких наблюдений, которые могут "ослепить" телескоп. В
случае ошибки компьютера или человека, когда возникает такая угроза, HST
автоматически закрывает отверстие наблюдения специальной дверкой и выключает
все наблюдательные приборы.
Чтобы не повредить приборы на борту телескопа, угловое расстояние до Солнца во
время наблюдений должно быть больше 50°, а до Луны (в полной фазе) - 20°.
Оборудование отключается также тогда, когда угловое расстояние до освещенной
части диска Земли меньше 20°или 5° до неосвещенной части. С помощью HST можно
наблюдать лунные затмения, соблюдая необходимые меры предосторожности. Затмения
Солнца Землей позволяют наблюдать Венеру, Меркурий и другие объекты с малым
угловым расстоянием до Солнца, в течение нескольких минут.
Вышеперечисленные ограничения могут не учитываться заказчиком при составлении
своего проекта программы наблюдений, т.к. все они
учитываются автоматически компьютером при составленииобщего расписания
наблюдений для HST.
Использованная литература
- СD-Энциклопедия “Астрономия”
- Интернет сайт www.astrolab.ru