Kui järele mõelda, oli enne esimese teleskoobi leiutamist vaid aja küsimus. Inimesed on kristallidest lummatud aastatuhandeid. Paljud kristallid, näiteks kvarts, on täiesti läbipaistvad. Teised - rubiinid - neelavad osa valguse sagedusi ja läbivad teisi. Kristallide sfäärideks vormistamist saab teha nende lõikamise, kallamise ja poleerimise abil - see eemaldab teravad servad ja ümardab pinna. Kristalli lahkamine algab vea leidmisest. Poolsfääri või kristallisegmendi loomine loob kaks erinevat pinda. Valgus koguneb kumera esipinna poolt ja projitseeritakse tasapinnalise pinna poolt lähenemispunkti poole. Kuna kristallisegmentidel on kõverad kõverad, võib fookuspunkt olla kristalli enda lähedal. Lühikeste fookuskauguste tõttu teevad kristallisegmendid paremaid mikroskoope kui teleskoobid.
Kaasaegseid teleskoope tegi võimalikuks mitte kristallide segment - vaid klaasist lääts. Kumerad läätsed tulid kaugelt nägemise parandamiseks klaasist maapinnast välja. Ehkki nii prillid kui ka kristallide segmendid on kumerad, on kaugel nägevatel läätsedel kõverad vähem tugevad. Valguskiired on paralleelist vaid pisut painutatud. Seetõttu on pildi tekkimise koht läätsest palju kaugemal. See loob kujutise skaala, mis on inimese üksikasjalikuks kontrollimiseks piisavalt suur.
Läätsede esmakordset kasutamist nägemise suurendamiseks võib leida 11. sajandi Lähis-Idast. Araabiakeelne tekst (teadlase-matemaatiku Al-hazeni kirjutatud Opticae tesaurus) märgib, et väikeste objektide suurenduseks võiks kasutada kristallkuulide segmente. 13. sajandi lõpul öeldi, et üks inglise munk (viidates võimalusel Roger Baconi Perspectivale aastast 1267) on loonud esimesed praktilised fookuslähedased prillid, mis aitavad Piiblit lugeda. Alles 1440. aastal suri Cusa Nicholas esimese objektiivi lähinägemise korrigeerimiseks -1. Ja oleks veel neli sajandit enne, kui prillide komplekt aitaks läätse kuju defekte (astigmatism). (Seda teostas Briti astronoom George Airy 1827. aastal umbes 220 aastat pärast teist - kuulsam astronoom - Johann Kepler kirjeldas kõigepealt täpselt läätsede mõju valgusele.)
Varasemad teleskoobid tekkisid vahetult pärast seda, kui prillide jahvatamine sai hästitoimivaks nii lühinägelikkuse kui ka presbüoopia parandamiseks. Kuna kaugel nägevad läätsed on kumerad, muudavad need head valguse “kogujateks”. Kumer objektiiv võtab kaugusest paralleelsed kiired ja painutab need ühisesse fookuspunkti. See loob ruumis virtuaalse pildi - sellise, mida saab teise läätse abil täpsemalt jälgida. Kogumisläätsel on kaks külge: see ühendab valguse koos (suurendades selle intensiivsust) - ja võimendab pildiskaala - mõlemal määral, mis on potentsiaalselt palju suurem, kui ainult silm seda suudab.
Nõgusad läätsed (kasutatakse lähinägemise korrigeerimiseks) kiirgavad valgust väljapoole ja muudavad asjad silmale väiksemaks. Nõgus lääts võib suurendada silma fookuskaugust, kui silma enda süsteem (fikseeritud sarvkest ja morfoobilääts) jäävad silma võrkkestale teravustamata. Nõgusad läätsed muudavad head okulaarid, kuna need võimaldavad silmal täpsemalt kontrollida kumera läätsega virtuaalset pilti. See on võimalik, kuna kogumisläätsest tulenevad ühtlased kiired tõmbuvad nõgusa läätse abil paralleeli poole. Selle eesmärk on näidata läheduses asuvat virtuaalset pilti justkui kaugelt. Üks nõgus lääts võimaldab silmaläätsel lõdvestuda justkui lõpmatusse keskendudes.
Kumerate ja nõgusate läätsede ühendamine oli vaid aja küsimus. Me võime ette kujutada esimest korda, kui lapsed mänguasjadega prilliklaasi jahvataja päevast vaeva nägid - või võib-olla siis, kui optik tundis kutset ühe läätse kontrollimiseks teise abil. Selline kogemus pidi tunduma peaaegu maagiline: kauge torn kandub kohe nagu läheneks pika jalutuskäigu lõpuks; äratuntavaid figuure nähakse äkki lähedastena; looduslikud piirid - näiteks kanalid või jõed - hüppavad üle nii, nagu oleks Merkuuri enda tiivad ravikuuride külge kinnitatud…
Kui teleskoop tekkis, esinesid kaks uut optilist probleemi. Valgust koguvad läätsed loovad kaardus virtuaalseid pilte. See kõver on kergelt “kausikujuline”, põhja on suunatud vaatleja poole. See on muidugi vastupidine sellele, kuidas silm ise maailma näeb. Sest silm näeb asju justkui paigutatuna suurele kerale, mille kese asub võrkkestas. Niisiis tuli teha midagi, et perimeetri kiired silma poole tagasi tõmmata. Selle probleemi lahendas 1650-ndatel aastatel osaliselt astronoom Christiaan Huygens. Ta tegi seda, ühendades mitu objektiivi ühikuna. Kahe läätse kasutamine tõi kogumisläätsest rohkem perifeerseid kiiri paralleeli poole. Huygeni uus okulaar tasandab pilti tõhusalt ja võimaldas silmal fokuseerida laiemas vaateväljas. Kuid see väli kutsub esile enamikus tänapäeva vaatlejates klaustrofoobiat!
Viimane probleem oli keerukam - refraktsiooniläätsed painutavad valgust lainepikkuse või sageduse põhjal. Mida suurem on sagedus, seda rohkem on konkreetne valguse värv painutatud. Sel põhjusel ei nähta erinevat värvi valgust (polükromaatiline valgus) kuvavaid objekte elektromagnetilises spektris ühes ja samas fookuspunktis. Põhimõtteliselt toimivad läätsed prismidega sarnastel viisidel - tekitavad värvide levikut, millest igaühel on oma ainulaadne fookuspunkt.
Galileo esimene teleskoop lahendas vaid probleemi, et saada silm piisavalt lähedale, et virtuaalset pilti suurendada. Tema instrument koosnes kahest läätsest, mida saab fookuse määramiseks eraldada kontrollitud vahemaaga. Objektiivläätsel oli vähem tugev kõver, et koguda valgust ja viia see erinevatesse fookuspunktidesse sõltuvalt värvisagedusest. Väiksem lääts - millel oli lühem fookuskaugus - raskem kõver - võimaldas Galileo vaatlussilmal saada pildile piisavalt lähedale, et näha suurenenud detaile.
Kuid Galileo ulatuse saab fokuseerida vaid okulaari vaatevälja keskosa lähedal. Ja fookust sai seada ainult domineeriva värvi põhjal, mida kiirgas või peegeldas kõik, mida Galileo sel ajal vaatas. Galileo vaatles tavaliselt eredaid uuringuid - nagu Kuu, Veenus ja Jupiter -, kasutades avapeatükki, ja uhkustas selle idee üle!
Christiaan Huygens lõi esimese - Huygenian - okulaari pärast Galileo aega. See okulaar koosneb kahest tasapinnalt kumerast läätsest, mis on suunatud kogumisläätse poole - mitte ühest nõgusast läätsest. Kahe läätse fookustasapind jääb objektiivi ja silmaläätse elementide vahele. Kahe läätse kasutamine tasandab kujutise kõverat - kuid ainult nähtava vaatevälja korral, kui see on umbes punkt. Alates Huygeni ajast on okulaarid muutunud palju keerukamaks. Alustades sellest originaalsest paljususe kontseptsioonist, saavad tänapäeva okulaarid lisada veel umbes kümmekond optilist elementi, mis on ümber kujundatud nii kuju kui ka asukoha järgi. Amatöör-astronoomid saavad nüüd riiulilt osta okulaare, mille näivläbimõõt on üle 80 kraadi mõistlikult tasasel väljal.
Kolmas probleem - kromaatiliselt värvitud mitmevärviliste piltide probleem - ei olnud teleskoobi abil lahendatud enne, kui Sir Isaac Newton oli 1670-ndatel aastatel projekteerinud ja konstrueerinud töötava reflektorteleskoobi. See teleskoop kõrvaldas kogumisläätse täielikult - ehkki see nõudis ikkagi tulekindla okulaari kasutamist (mis annab vale värvile palju vähem kui objektiiv).
Vahepeal olid refraktori kinnitamise varased katsed neid lihtsalt pikemaks muuta. Töötati välja laiused kuni 140 jalga. Ühelgi neist ei olnud läätse läbimõõtu eriti suured. Sellised särtsakamad dünaaurid nõudsid tõeliselt seiklusliku vaatleja kasutamist - kuid värvitoon vähendas värviprobleemi.
Vaatamata värvivigade kõrvaldamisele oli varajastel helkuritel probleeme. Newtoni ulatus kasutas sfääriliselt jahvatatud vaatluspeegelit. Võrreldes tänapäevaste peegelpeeglite alumiiniumkattega on vaatluspeegel nõrk. Ligikaudu kolme neljandiku alumiiniumi valguskogumisvõime tõttu kaotab vaatluspeegel valguse käes umbes ühe suurusjärgu. Niisiis käitus Newtoni välja töötatud kuuetolline instrument pigem tänapäevase 4-tollise mudeli moodi. Kuid see ei teinud Newtoni instrumenti raskesti müüdavaks, vaid andis lihtsalt väga halva pildikvaliteedi. Ja see oli tingitud selle sfääriliselt jahvatatud primaarse peegli kasutamisest.
Newtoni peegel ei viinud kõiki valguskiiri ühisele fookusele. Viga ei seisnud vaatluspeegel - see asus peegli kujuga, mis - kui seda pikendada 360 kraadi - moodustaks terve ringi. Selline peegel ei suuda viia keskseid valguskiire samale fookuspunktile kui need, mis on velje lähemal. Alles 1740. aastal parandas Šotimaa John Short seda probleemi (teljevalguse jaoks) peegli paraboolimisega. Lühike saavutas selle väga praktiliselt: kuna sfäärilise peegli keskpunktile lähemal asuvad kiired ületavad äärekiiri, siis miks mitte süvendada keskpunkti ja neid tagasi suunata?
Alles 1850. aastatel asendas hõbe valitud peeglipinnana vaatluspeegel. Muidugi olid enam kui 1000 John Short'i valmistatud paraboolsel helkuril kõigil vaatluspeeglid. Ja hõbe, nagu vaatluspeegel, kaotab peegelduvuse aja jooksul oksüdeerumiseks üsna kiiresti. 1930. aastaks olid esimesed professionaalsed teleskoobid kaetud vastupidavama ja peegeldava alumiiniumiga. Vaatamata sellele parandusele toovad väikesed helkurid teravustamiseks vähem valgust kui võrreldava avaga refraktorid.
Samal ajal arenesid ka refraktorid. John Shortsi ajal arvasid optikud, et Newtonil pole midagi - kuidas saada punane ja roheline tuli sulandumiseks ühisesse fookuspunkti refraktsiooni teel. Esmalt teostas seda Chester Moor Hall 1725. aastal ja taasavastas veerand sajandit hiljem John Dolland. Hall ja Dolland ühendasid kaks erinevat läätse - ühe kumer ja teine nõgus. Kõik koosnesid erinevat tüüpi klaasist (kroon ja tulekiviga), mis murrab valgust erinevalt (põhineb murdumisnäitajatel). Kroonklaasi kumer lääts tegi kohe ülesande koguda kõigist värvitoonidest valgust. See painutatud footonid sissepoole. Negatiivne lääts laskis koonduva tala veidi väljapoole. Kui positiivne lääts põhjustas punase tule ületamise, siis negatiivne lääts põhjustas punase. Punane ja roheline segunesid ja silm nägi kollast. Tulemuseks oli akromaatiline refraktor-teleskoop - tüüp, mida paljud amatöör-astronoomid eelistavad tänapäeval odavale, väikese avaga, laiuväljaga, kuid lühema fookussuhte korral vähem kui ideaalse pildikvaliteedi jaoks.
Alles XIX sajandi keskpaigas õnnestus optikatel saada sinine-violetne fookuses punase ja rohelise värviga liitumiseks. Algselt tulenes see areng eksootiliste materjalide (jahu) kasutamisest suure võimsusega optiliste mikroskoopide - mitte teleskoopide - kahekordsete eesmärkide saavutamiseks. Kolme elemendiga teleskoobi kujundus, milles kasutati standardset klaasitüüpi - kolmikud - lahendas probleemi ka nelikümmend aastat hiljem (vahetult enne kahekümnendat sajandit).
Tänapäeva amatöör-astronoomid saavad valida laia valikut sortimentide tüüpe ja tootjaid. Kõigi taeva, silmade ja taevauuringute jaoks pole ühte ulatust. Välja tasasuse (eriti kiirete Newtoni teleskoopide) ja kopsakate optiliste torude (seotud suurte refraktoritega) probleemidega on tegeldud 1930-ndatel välja töötatud uute optiliste konfiguratsioonide abil. Vahenditüüpe - näiteks SCT (Schmidt-Cassegraini teleskoop) ja MCT (Maksutov-Cassegraini teleskoop) ning newton-esque Schmidti ja Maksutovi variante ning kaldus reflektoreid - toodetakse nüüd USA-s ja kogu maailmas. Iga ulatuse tüüp on välja töötatud mõne kehtiva või muu ulatuse, hulga, välja tasasuse, pildi kvaliteedi, kontrasti, maksumuse ja teisaldatavusega seotud probleemide lahendamiseks.
Samal ajal on refraktorid võtnud optofiilide hulgas keskpunkti - inimesed, kes soovivad kõrgeimat võimalikku pildikvaliteeti, sõltumata muudest piirangutest. Täiesti apokromaatilised (värviga korrigeeritud) refraktorid pakuvad kõige hämmastavamaid pilte, mis on saadaval optiliste, fotograafiliste ja CCD-kujutiste jaoks. Kuid kahjuks on sellised mudelid piiratud väiksemate avadega, mis on tingitud märkimisväärselt kõrgematest materjalide kuludest (eksootilised madala dispersiooniga kristallid ja klaas), valmistamisest (tuleb kujundada kuni kuus optilist pinda) ja suurematest kandevõimetest (klaasist raskete ketaste tõttu) ).
Kõik tänapäeva mitmekesised ulatuse tüübid said alguse avastusest, et kahte ebavõrdse kumerusega objektiivi võiks silma peal hoida, et edastada inimese taju suurtel vahemaadel. Nagu paljud suured tehnoloogilised edusammud, kerkis moodne astronoomiline teleskoop välja kolmest põhikomponendist: vajalikkus, kujutlusvõime ja kasvav arusaam energia ja aine koostoimimisviisist.
Kust pärit kaasaegne astronoomiline teleskoop? Kindlasti läbis teleskoop pikka aega pidevat parendamist. Kuid võib-olla, just võib-olla, on teleskoop sisuliselt Universumi enda kingitus, mida inimlike silmade, südame ja mõistuse kaudu imetletakse sügavalt ...
-1 On küsimusi selle kohta, kes esimesena lõi kauge- ja lähinägemist parandavaid prille. On ebatõenäoline, et Abu Ali al-Hasan Ibn al-Haitham või Roger Bacon kunagi läätse sel viisil kasutasid. Lähteküsimuse segadusse ajab küsimus, kuidas prille tegelikult kanti. On tõenäoline, et esimest visuaalset abivahendit hoiti lihtsalt monoklikena silma peal - vajadus sealt üle võtta. Kuid kas sellist ürgset meetodit võiks ajalooliselt pidada „vaatemängu alguseks”?
-2 Konkreetse okulaari võimet kompenseerida tingimata kõverjoonelist virtuaalset pilti piiravad põhimõtteliselt tõhusad fookussuhted ja ulatuse arheoloogia. Seega on teleskoobid, mille fookuskaugus on mitu korda suurem kui nende apertuur, hetkeline kõver kujutise tasapinnal. Samal ajal on algselt valgust murdvad katted (nii katadioptikumid kui ka refraktorid) eeliseks parema teljevälise valguse juhtimisel. Mõlemad tegurid suurendavad projitseeritava pildi kõverusraadiust ja lihtsustavad okulaari ülesannet esitada silmale tasast välja.
Autori kohta:
1900. aasta alguse meistriteosest: “Taevas läbi kolme, nelja ja viie tolli teleskoobi” on inspiratsiooni saanud Jeff Barbour astronoomia ja kosmoseteaduse alal seitsmeaastaselt. Praegu pühendab Jeff suure osa ajast taeva vaatlemisele ja veebisaidi Astro.Geekjoy pidamisele.
