Как работают телескопы: объяснение оптических, радио- и космических обсерваторий

Основная задача телескопа — собрать больше электромагнитного излучения, чем может воспринять человеческий глаз, и сфокусировать его. Диаметр главного зеркала, линзы или антенны телескопа — его апертура — определяет два момента: сколько слабого света он может собрать и насколько хорошо он может различать детали, согласно Национальной радиоастрономической обсерватории США (NRAO). Большая апертура означает, что становятся видны более слабые и более удаленные объекты, и выявляются более тонкие структуры.

Оптические телескопы: линзы, зеркала и проблема с атмосферой

Классические оптические телескопы собирают видимый свет с помощью линз (рефракторы) или зеркал (рефлекторы). Космический телескоп Хаббл, например, использует конструкцию отражателя: свет падает на вогнутое первичное зеркало диаметром 2,4 метра, отражается на вторичное зеркало диаметром примерно 0,3 метра и возвращается через отверстие в первичном зеркале к научным приборам, согласно Центру космических полетов имени Годдарда НАСА. Эта двухзеркальная конфигурация, называемая конструкцией Ричи-Хретьена, предназначена для поддержания четкости изображения в широком поле зрения.

На земле даже лучшие площадки страдают от атмосферной турбулентности, которая заставляет звезды мерцать и размывает мелкие детали, согласно Европейской южной обсерватории (ESO), которая управляет Очень большим телескопом в Чили. Решение ESO — адаптивная оптика: датчик фронта волны измеряет, как свет звезды был искажен, а компьютеризированное деформируемое зеркало исправляет искажение в реальном времени. Когда рядом с целью нет яркой естественной звезды, ESO запускает мощный лазер в верхние слои атмосферы, чтобы создать искусственную опорную звезду. ESO говорит, что такое исправление может сделать наземные изображения при видимых длинах волн почти такими же четкими, как изображения космических телескопов, при этом стоимость значительно ниже, чем у космического телескопа.

Почему некоторые телескопы должны покидать Землю

Земная атмосфера не только размывает изображения — она полностью блокирует целые длины волн. Согласно сайту астрономического образования Las Cumbres Observatory, атмосфера поглощает или отражает большую часть ультрафиолетового света, рентгеновского излучения, гамма-лучей и большую часть инфракрасного излучения, пропуская в основном видимый свет, некоторое инфракрасное излучение и части радиочастотного спектра. Именно поэтому обсерватории, построенные для изучения этих заблокированных длин волн — такие как ориентированная на рентгеновское излучение обсерватория Чандра, гамма-лучевой космический телескоп Ферми и инфракрасные миссии, такие как Спитцер и Гершель — должны находиться на орбите над атмосферой, а не на горной вершине.

Рентгеновские телескопы также требуют совершенно другую оптическую конструкцию, чем видимые телескопы. Согласно Центру рентгеновских лучей Чандра при Центре астрофизики Гарвард-Смитсониана, фотоны рентгеновского излучения настолько энергичны, что проходят прямо сквозь обычное зеркало, направленное на них прямо, как пуля, пробивающая стену. Решение Чандры — расположить зеркала под определенным углом так, чтобы рентгеновские лучи падали под небольшим углом скольжения и отражались в фокус, подобно камню, скользящему по воде. Чандра использует четыре цилиндрических зеркальных пары, отполированные до гладкости в несколько атомов и покрытые иридием, выровненные в пределах примерно 1,3 микрометра — небольшая часть ширины человеческого волоса, согласно Центру рентгеновских лучей Чандра.

Инфракрасные гиганты: видение сквозь пыль и назад во времени

Космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST) предназначен для обнаружения света от видимого красного до средних инфракрасных длин волн, охватывая примерно 0,6–28,8 микрона, согласно НАСА. Его первичное зеркало охватывает 6,6 метров в поперечнике из 18 шестиугольных сегментов, покрытых золотом, что дает ему площадь сбора примерно в 5,6 раз больше, чем у Хаббла. Золото было выбрано, потому что оно особенно хорошо отражает свет от красного до среднего инфракрасного диапазона. НАСА говорит, что эта комбинация размера и диапазона длин волн позволяет Уэббу обнаруживать слабое инфракрасное излучение галактик, находящихся более чем на 13,5 миллиардов световых лет, и это инфракрасное излучение может проходить сквозь плотные облака пыли, которые блокируют большую часть видимого света, который могут обнаруживать приборы Хаббла. Уэбб находится на орбите в точке L2 Солнца-Земли, примерно в 1,5 миллионах километров от Земли, где он остается защищенным от теплого света, рассеивающего эффекты как Солнца, так и Земли.

Радиотелескопы: тарелки, действующие как один гигантский глаз

Радиотелескопы собирают самые длинные длины волн, которые используют астрономы, от примерно 1 миллиметра до более чем 10 метров, согласно NRAO. Каждая антенна имеет параболическую тарелку, которая фокусирует входящие радиоволны на приемник, который усиливает сигнал для анализа — процесс, который NRAO описывает как функционирующий подобно оптическому телескопу, но настроенный на значительно более слабые и длительные волны. NRAO отмечает, что изучаемые радиосигналы невероятно слабы — по его оценке, типичный сигнал мобильного телефона примерно в миллиард миллиардов раз сильнее, чем космические радиоволны, которые обнаруживают эти телескопы.

Одна тарелка сталкивается с проблемой разрешения: поскольку угловое разрешение зависит от длины волны, разделенной на диаметр антенны, и радиоволны настолько длинные, что даже большая тарелка, такая как телескоп Грин-Бэнк, не может самостоятельно сравниться с мастерством оптического телескопа, говорит NRAO. Решение — интерферометрия — связывание многих тарелок, разбросанных на большие расстояния, так чтобы они действовали как один намного больший телескоп. NRAO приводит в качестве примеров Очень большой массив, чьи 27 активных тарелок (плюс одна запасная) в Нью-Мексико можно разместить в конфигурациях, используя примерно 40 миль рельсовых путей, и Большой миллиметровый/субмиллиметровый массив Атакамы (ALMA), который связывает 66 тарелок в Чили, как примеры этого подхода, используемого для отображения галактик, обнаружения черных дыр и изучения самых ранних космических структур.

Что раскрывают разные длины волн

• Видимые оптические телескопы, наземные или космические, захватывают звезды, галактики и туманности, наиболее близкие к тому, что видел бы человеческий глаз.
• Инфракрасные телескопы, такие как Webb, видят сквозь облака пыли и могут достичь некоторых из самых далеких и самых старых известных галактик, согласно НАСА.
• Рентгеновские телескопы, такие как Chandra, построены для изучения взорвавшихся звезд, скоплений галактик и вещества, вращающегося вокруг черных дыр.
• Радиотелескопные массивы, такие как VLA и ALMA, отображают холодный газ, далекие галактики и среду черных дыр, комбинируя множество тарелок в один эффективный инструмент, согласно NRAO.