На протяжении тысячелетий человек сначала любовался, а затем пытливо наблюдал ночное звёздное небо «невооружённым» глазом. Но в 16 веке ремесленники научились изготавливать из стекла лупы и очковые линзы приемлемого качества, что и явилось предпосылкой создания таких оптических приборов, как микроскоп и телескоп.
Только в 1609 г. (всего-то 400 лет назад) Галилео Галилей построил первый оптический телескоп и направил его в небо. Изобретение телескопа позволило сделать столь впечатляющие и неожиданные астрономические открытия, что это заставило многих его современников всерьёз задуматься о сложности и безграничности Вселенной, способствовало продвижению коперниканского учения «в массы». Первая задача, которую телескоп, как и всякая двухлинзовая система, позволял решать — это разделение близкорасположенных объектов, которые простым глазом не различаются, т. е. повышение углового разрешения. Обычное разрешение человеческого глаза, как известно, составляет около 1 угловой минуты, что примерно соответствует размеру Венеры (её фазы могут видеть очень немногие люди).
Наблюдение фаз Венеры в первый телескоп было и первой наглядной демонстрацией системы Коперника, как явно видимого процесса её обращения вокруг Солнца. Лучший из телескопов Галилея имел диаметр 5,3 см, его разрешение было в 10 раз выше относительно глаза (соответствует современному 10-кратному биноклю), что позволило ему увидеть не только горы на Луне, пятна на Солнце, диски планет, но и разрешить Млечный Путь на отдельные звёзды.
С 17 по 19 век основной задачей астрономии были визуальные наблюдения в телескопы взаимных расстояний между небесными объектами, измерение их положений и перемещений. Наблюдения протяжённых объектов и их деталей (диски Солнца и планет, кометы, туманности) также проводились визуально. Угловое разрешение телескопов при этом было ограничено несовершенством оптики, а также диском атмосферного дрожания размером от 1 до 5 угловых секунд.
Принципиальным ограничением по угловому разрешениюдля любой идеальной оптической системы является дифракция света, размывающая точечный источник в световое пятно с угловым размером λ/D, где D — диаметр входного зрачка телескопа (объектива), а λ — длина волны (для зелёного света — 0,5 мкм). Только в 1970-х годах началось развитие техники спекл-интерферометрии, которая позволила преодолеть атмосферное дрожание изображений и приблизиться к дифракционному пределу разрешения больших телескопов (около 0,05 угловой секунды). Под таким углом можно рассматривать буквы в книге с расстояния 4 км, или с орбиты спутника Земли видеть наручные часы у кого-нибудь на руке. Наконец, запуск телескопов в космос позволил полностьюп реодолеть атмосферные помехи и получать стабильные и панорамные изображения с дифракционным разрешением.
Намного более впечатляющих успехов по разрешению добились радиоастрономы, которые соединяют сигналы телескопов, находящихся на разных концах Земли, и получают разрешение до 60 микросекунд дуги. В 1997 г. был запущен японский спутник VSOP, который реализует космический радиоинтерферометр размером 2,6 диаметра Земли. Российский проект «Радиоастрон» предполагает увеличить размер синтезируемого телескопа до 25 диаметров Земли и получать разрешение до 9 мкс дуги. В ближайшее время в космосе будут реализованы также и оптические интерферометры, которые будут иметь разрешение в 10000000 раз выше, чем у человеческого глаза. С их помощью уже можно будет не только прочесть книгу, лежащую где-нибудь на поверхности Луны, но и непосредственно обнаружить планеты земного типа в окрестностях других звёзд.
Вторым важнейшим фактором телескопа является его собирающая способность, т. е. количество света, который он может собрать и направить на приёмник излучения (например, в глаз). Очевидно, что собирающая способность телескопа зависит от площади его объектива (апертуры), которая в случае сплошного объектива пропорциональна квадрату его диаметра. Телескоп Галилея имел в 10 раз больший объектив, чем зрачок глаза, и поэтому собирал света в 100 раз больше.
Это позволило ему не только открыть 4 спутника Юпитера (названных им «медичейскими звездами» в честь герцога Медичи, а впоследствии получившими наименование «галилеевых») и наблюдать за их движением, но и увидеть в 1610 г. «выросты» с боков у Сатурна, которые впоследствии оказались его кольцом. Более того, в 1612 г. произошла и вовсе фантастическая история: Галилей наблюдал спутники Юпитера, соотнося их положение с неподвижными звёздами фона. 28 декабря он наблюдал две такие звезды, а спустя месяц, 28 января 1613 г. он отметил, что взаимное расположение этих звёзд изменилось. И только через 366 лет (!) выяснилось, что Галилей под видом звезды фона наблюдал тогда не что иное, как планету Нептун (!), официально открытую Леверье лишь в 1846 г.
Очевидно, что наблюдения все более и более слабых объектов на небе требует использования телескопов всё большего размера. Глаз человека способен видеть ночью звёзды до 6 звёздной величины. Телескоп диаметром 1 м соберёт в 50000 раз больше света и позволит разглядеть объекты до 18-й величины. Но реально большие телескопы для визуальных наблюдений не используются, поскольку повышение чувствительности целесообразно производить также за счёт времени накопления света на приёмнике. Наиболее крупная оптическая система телескопов VLT, состоящая из 4-х зеркал диаметром 8 м каждое, имеет общую собирающую апертуру около 200 квадратных метров. С её помощью уже можно будет попытаться непосредственно увидеть наиболее крупные планеты около звёзд в «ближайших» окрестностях около Солнца радиусом 5 парсек (или 16 световых лет). В радиоастрономии удаётся построить значительно большие по площади зеркала: крупнейшее полноповоротное зеркало в Бонне имеет диаметр 100 м, а неподвижное в Пуэрто-Рико — 300 м. В ближайшее время в Европе начнёт реализовываться проект синтезирующей решётки площадью 1 квадратный километр.
Третья важнейшая функция телескопа — это построение в фокальной плоскости изображения небесного тела для его последующей документальной фиксации. До тех пор, пока основной задачей астрономов были измерения взаимного положения звёзд, можно было ограничиваться визуальными наблюдениями. При этом протяжённые объекты, как правило, зарисовывали (например, туманности или хвосты комет), что порождало известный субъективизм в их дальнейшем толковании. Наиболее знаменитый конфуз визуальных наблюдений случился с т. н. «каналами на Марсе», открытыми Джованни Скиапарелли в 1877 г. Ажиотаж вокруг марсиан продолжался до 1930-х годов, а впоследствии, при документальном фотографировании оказалось, что никаких «каналов» на Марсе просто нет, всё это были эффекты человеческого восприятия неопределённых изображений. Между тем, первый астрономический «документ» был получен значительно раньше: в 1840 г. Дж. Дрейпер получил первый удачный дагерротип лунного серпа. С тех пор и до конца 20 века телескопы обеспечивали широчайшее применение фотографии в астрономии, а с 1980-х гг. фотография была вытеснена твердотельными квантовыми приёмниками излучения (ПЗС матрицы, как в видеокамерах и цифровых фотоаппаратах), не только фиксирующими изображение, но и передающими его непосредственно в компьютер для последующей цифровой обработки.
Наконец, четвёртая особенность телескопа, открывающая удивительные возможности для астрофизических исследований, состоит в том, что излучение, собранное телескопом, можно затем направить на спектральные приборы, разлагающие свет по длинам волн, и анализировать его спектральные особенности. Человеческий глаз сам по себе имеет чувствительность в очень узком спектральном т. н. «видимом» диапазоне (от 0,39 мкм фиолетового предела света до 0,76 мкм красного, так что эквивалентная ширина кривой видности для дневного зрения составляет всего 1068 Ангстрем. Кроме этого, глаз имеет и относительно низкую спектральную избирательность: несмотря на множество цветовых оттенков, различаемых художниками и колориметристами (по оценкам, до 10 000 цветов), для астрономии это имеет весьма малое значение. Спектральные же приборы (сначала призмы, затем дифракционные решётки) позволяют получать и измерять тончайшие особенности спектров небесных объектов, по которым можно определить скорость движения объекта, его температуру, химический состав, и даже его вращение и величину его магнитного поля. Не будет преувеличением сказать, что абсолютное большинство наших современных знаний об астрономических объектах мы имеем только благодаря изобретению И. Ньютоном спектрального анализа.
Современные достижения спектрометрии, с помощьюк оторых обнаруживают планетные тела около других звёзд, позволяют измерять колебания скорости движения звезды с точностью до 5 м/с, что соответствует смещениюлинии в спектре на относительную величину 10−8.
В то же время, например, смещение Солнца под действием притяжения Земли составляет всего 9 см/с, так что для поиска планет земного типа точность спектральных измерений предстоит повысить ещё минимум на 2 порядка.
По материалам книги А. М. Романова "Занимательные вопросы по астрономии и не только."
