Оптические телескопы

Основным прибором, который используется в астрономии для наблюдения небесных тел, приема и анализа приходящего от них излучения, является телескоп. Слово это происходит от двух греческих слов: tele - далеко и skopeo - смотрю. Телескоп применяют, во-первых, для того, чтобы собрать как можно больше света, идущего от исследуемого объекта, а во-вторых, чтобы обеспечить возможность изучать его мелкие детали, недоступные невооруженному глазу. Чем более слабые объекты дает возможность увидеть телескоп, тем больше его проницающая сила. Возможность различать мелкие детали характеризует разрешающую способность телескопа. Обе эти характеристики телескопа зависят от диаметра его объектива.

В рефракторе первая линза, через которую проходит свет от небесного объекта, называется. Следует отметить, что свет будет инвертирован в фокальной плоскости. Вторая линза, называемая линзой окуляра, помещается за фокальной плоскостью и позволяет наблюдателю просматривать увеличенное изображение или увеличенное изображение.

Таким образом, простейшая форма рефрактора состоит из объектива и окуляра, как показано на диаграмме. Диаметр объекта обозначается как; он обычно колеблется от нескольких сантиметров для небольших пятнистых телескопов до одного метра для самого большого рефрактора. Цель, так же как и окуляр, может иметь несколько компонентов. Небольшие пятнистые телескопы могут содержать дополнительную линзу за окуляром, чтобы возводить изображение так, чтобы оно не выглядело в обратном порядке. Когда объект просматривается рефрактором, изображение может не отображаться резко, или оно может даже иметь преобладающий цвет.

Количество света, собираемого объективом, возрастает пропорционально его площади (квадрату диаметра). Диаметр зрачка человеческого глаза даже в полной темноте не превышает 8 мм. Объектив телескопа может превышать по диаметру зрачок глаза в десятки и сотни раз. Это позволяет с помощью телескопа обнаружить звезды и другие объекты, которые в 100 млн. раз слабее объектов, видимых невооруженным глазом. Чем меньше размер изображения светящейся точки (звезды), которое дает объектив телескопа, тем лучше его разрешающая способность. Если расстояние между изображениями двух звезд меньше размера самого изображения, то они сливаются в одно. Минимальный размер изображения звезды (в секундах дуги) можно рассчитать по формуле:

Такие искажения или аберрации иногда вводятся, когда объектив полируется в его конструктивную форму. Основным видом искажений в рефракторе является то, что отказ светлых лучей с различным цветом близок к общему фокусу. Хроматическую аберрацию можно свести к минимуму путем добавления компонентов к объекту. В объектив-дизайне коэффициенты расширения различных видов стекла тщательно сопоставляются для минимизации аберраций, возникающих в результате изменения телескопа ночью.




Еще одна важная особенность телескопа. Это способность инструмента четко различать две точки, угловое разделение которых меньше минимального угла, который глаз наблюдателя может решить. Таким образом, объектив диаметром 25 см имеет теоретическое разрешение 45 секунд дуги, а телескоп 250 см имеет один из 045 секунд дуги. Важным применением разрешающей способности является наблюдение визуального. Там, как правило, наблюдается одна звезда, когда она вращается вокруг второй звезды. Многие обсерватории проводят обширные визуальные бинарные программы наблюдений и публикуют каталоги своих наблюдательных результатов.

A = 205265 х L / D

где L - длина световой волны, a D - диаметр объектива. У школьного телескопа, диаметр объектива которого составляет 60 мм, теоретическая разрешающая способность будет равна примерно 2". Напомним, что это превышает разрешающую способность невооруженного глаза (2") в 60 раз. Реальная разрешающая способность телескопа будет меньше, поскольку на качество изображения существенно влияет состояние атмосферы, движение воздуха.

Большинство рефракторов, которые в настоящее время используются в обсерваториях, имеют. На монтаже описывается ориентация физических подшипников и структуры, которая позволяет телескопу заострять на небесном объекте для просмотра. Полярная ось поддерживает ось склонения инструмента. измеряется на небесном небе на севере или на юге от. Ось осцилляции позволяет телескопу указывать на различные углы наклона, так как инструмент вращается вокруг полярной оси относительно. Прямое восхождение измеряется вдоль небесного экватора от верного.

Если в качестве объектива телескопа используется линза, то он называется рефрактор (от латинского слова refracto - преломляю), а если вогнутое зеркало, - то рефлектор (reflecto - отражаю). Помимо рефракторов и рефлекторов в настоящее время используются различные типы зеркально-линзовых телескопов. Школьные телескопы по большей части являются рефракторами, их объективом, как правило, служит двояковыпуклая собирающая линза. Как известно, если предмет находится дальше двойного фокусного расстояния, она дает уменьшенное, перевернутое и действительное его изображение. Это изображение располагается между точками фокуса и двойного фокуса линзы. Расстояния до Луны, планет, а тем более звезд так велики, что лучи, приходящие от них, можно считать параллельными. Следовательно, изображение объекта будет располагаться в фокальной плоскости.

Склонение и прямое восхождение - это две координаты, которые определяют небесный объект на небесной сфере. Склонение аналогично, и прямое восхождение аналогично долготе. На оси установлены градуированные циферблаты, позволяющие наблюдателю точно указать телескоп. Для отслеживания объекта полярная ось телескопа плавно движется по звездной скорости, а именно, со скоростью, равной скорости вращения Земли по отношению к звездам. Таким образом, можно отслеживать или наблюдать с помощью телескопа в течение длительных периодов времени, если сидерическая скорость двигателя очень точна.

Построим изображение Луны, которое дает объектив с фокусным расстоянием F. Из рисунка видно, что угловых размеров наблюдаемого объекта - угол а - объектив не изменяет. Воспользуемся теперь еще одной линзой - окуляром 2, поместив ее от изображения Луны (точка F1 на расстоянии, равном фокусному расстоянию этой линзы - f, в точку F2. Фокусное расстояние окуляра должно быть меньше, чем фокусное расстояние объектива. Построив изображение, которое дает окуляр, мы убедимся, что он увеличивает угловые размеры Луны: угол b заметно больше угла a. Увеличение, которое дает телескоп, равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра:

Высокоточные двигательные системы стали легко доступны благодаря быстрому продвижению технологии блокировки. Большинство крупных обсерваторий теперь опираются либо на кварц, либо на точность наблюдений, а также на телескопы с чрезвычайно однородной скоростью. Этот прибор был использован астрономом для обнаружения двух из них, и в настоящее время телескоп используется в основном для наблюдения за двоичными звездами. 91-сантиметровый рефрактор на горе Гамильтон, Калифорния, США, и 1-метровый прибор в Уильямс-Бей, штат Висконсин, США, являются крупнейшими в настоящее время системами преломления.

W=F/f

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, но звезды из-за их колоссальной удаленности все равно видны в телескоп, как светящиеся точки. Имея сменные окуляры, можно с одним и тем же объективом получать различное увеличение. Поэтому возможности телескопа в астрономии принято характеризовать не увеличением, а диаметром его объектива. В астрономии, как правило, используют увеличения менее 500 раз. Применять большие увеличения мешает атмосфера Земли. Движение воздуха, незаметное невооруженным глазом (или при малых увеличениях), приводит к тому, что мелкие детали изображения становятся нерезкими, размытыми. Астрономические обсерватории, на которых используются крупные телескопы с диаметром зеркала 2-3 м, стараются разместить в районах с хорошим астроклиматом: большим количеством ясных дней и ночей, с высокой прозрачностью атмосферы. Крупнейший в России телескоп-рефлектор, который имеет зеркало диаметром 6 м, сконструирован и построен Ленинградским оптико-механическим объединением. Его огромное вогнутое зеркало, которое имеет массу около 40 т, отшлифовано с точностью до долей микрометра. Фокусное расстояние зеркала 24 м.

Некоторые важные наземные оптические телескопы. Астрограф имеет фотопластинку, установленную в фокальной плоскости объектива, чтобы можно было фотографировать небесную сферу. Фотографии обычно снимаются на стеклянных пластинах. Основное применение астрографа - определение положения большого числа слабых звезд.

Эти позиции затем публикуются в каталогах, таких как и служат в качестве ориентиров для глубокой космической съемки. Отражатели используются не только для изучения видимой области, но и для исследования ближайших и более длинноволновых областей, прилегающих к ней. Название этого типа инструмента происходит от того факта, что первичный отражает свет обратно в фокус, а не преломляет его. Основное зеркало обычно имеет вогнутую сферическую или параболическую форму и, поскольку оно отражает свет, оно инвертирует изображение в фокальной плоскости.

Масса всей установки телескопа более 850 т, а высота 42 м. Управление телескопом осуществляется с помощью компьютера, который позволяет точно навести телескоп на изучаемый объект и длительное время удерживать его в поле зрения, плавно поворачивая телескоп вслед за вращением Земли. Телескоп входит в состав Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук и установлен на Северном Кавказе (близ станицы Зеленчукская в Кабардино-Балкарии) на высоте 2100 м над уровнем моря. В настоящее время появилась возможность использовать в наземных телескопах не монолитные зеркала, а зеркала, состоящие из отдельных фрагментов. Уже построены и работают два телескопа, каждый из которых имеет объектив диаметром 10 м, состоящий из 36 отдельных зеркал шестиугольной формы. Управляя этими зеркалами с помощью компьютера, можно всегда расположить их так, чтобы все они собирали свет от наблюдаемого объекта в едином фокусе. Предполагается создать телескоп с составным зеркалом диаметром 32 м, работающим по тому же принципу. Современные телескопы часто используются для того, чтобы сфотографировать изображение, которое дает объектив. Именно так получены те фотографии Солнца, галактик и других объектов, которые вы увидите на страницах учебника, в популярных книгах и журналах. В настоящее время астрономию называют всеволновой, поскольку наблюдения за объектами ведутся не только в оптическом диапазоне. Для этой цели используются различные приборы, каждый из которых способен принимать излучение в определенном диапазоне электромагнитных волн: инфракрасное, ультрафиолетовое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение. Для приема и анализа оптического и других видов излучения в современной астрономии используется весь арсенал достижений физики и техники - фотоумножители, электронно-оптические преобразователи и др.

Диаграмма иллюстрирует принцип вогнутого отражающего зеркала. Формулы для разрешения мощности, увеличивающей мощности и мощности света, как обсуждалось для рефракторов, также применимы к отражателям. Основное зеркало расположено на нижнем конце трубки телескопа в отражателе и имеет переднюю поверхность, покрытую чрезвычайно тонкой пленкой металла, например. Задняя часть зеркала обычно сделана из, хотя время от времени использовались другие материалы. был основным выбором для многих старых телескопов, но новые технологии привели к разработке и широкому использованию ряда очков с очень низкими коэффициентами расширения.

В настоящее время наиболее чувствительными приемниками света являются приборы с зарядовой связью (ПЗС), позволяющие регистрировать отдельные кванты света. Они представляют собой сложную систему полупроводников (полупроводниковые матрицы), в которых используется внутренний фотоэффект. В этом и в других случаях полученные данные можно воспроизвести на дисплее компьютера или представить для обработки и анализа в цифровой форме. Радиоизлучение из космоса достигает поверхности Земли без значительного поглощения. Для его приема построены самые крупные астрономические инструменты - радиотелескопы. Их металлические зеркала-антенны, которые достигают в диаметре нескольких десятков метров, отражают радиоволны и собирают их подобно оптическому телескопу-рефлектору.

Низкий означает, что форма зеркала не будет существенно изменяться по мере того, как телескоп изменяется ночью. Поскольку задняя часть зеркала служит только для обеспечения желаемой формы и физической поддержки, она не должна соответствовать высоким оптическим стандартам качества, необходимым для объектива.

Отражающие телескопы имеют ряд других преимуществ перед рефракторами. Они не подвержены, потому что отраженный свет не рассеивается по длине волны. Кроме того, трубка телескопа рефлектора короче, чем у рефрактора того же диаметра, что уменьшает стоимость трубки. Следовательно, купол для размещения рефлектора меньше и экономичнее построить. До сих пор обсуждалось только основное зеркало отражателя. Можно подумать о расположении окуляра. Первичное зеркало отражает свет небесного объекта на основной фокус вблизи верхнего конца трубки.

Для регистрации радиоизлучения используются особые чувствительные радиоприемники. Приборы для исследования остальных видов излучения обычно тоже называют телескопами, хотя по своему устройству они порой значительно отличаются от оптических телескопов. Как правило, они устанавливаются на искусственных спутниках, орбитальных станциях и других космических аппаратах, поскольку сквозь земную атмосферу эти излучения практически не проникают. Она их рассеивает и поглощает. Даже оптические телескопы, находящиеся на орбите, имеют определенные преимущества по сравнению с наземными. Наиболее крупному из них космическому телескопу им. Хаббла, созданному в США, с зеркалом диаметром 2,4 м доступны объекты, которые в 10 - 15 раз слабее, чем такому же телескопу на Земле. Его разрешающая способность составляет 0,1", что недостижимо даже для более крупных наземных телескопов. На снимках туманностей и других далеких объектов видны мелкие детали, неразличимые при наблюдениях с Земли.

Очевидно, если бы наблюдатель опустил глаз на него с помощью отражателя с небольшим размером, он бы заблокировал свет от основного зеркала головой. поместил небольшое плоское зеркало под углом 45 ° внутри основного фокуса и тем самым довел фокус до стороны телескопа. Количество света, теряемого этой процедурой, очень мало по сравнению с общей мощностью света в первичном зеркале. Ньютоновский отражатель популярен среди любителей телескопов.

Лоран Кассегрен из Франции, современник Ньютона, изобрел еще один тип отражателя. Вызывается, этот инструмент использует небольшое выпуклое зеркало, чтобы отразить свет назад через небольшое отверстие в первичном зеркале в фокусе, расположенном за основным. Диаграмма иллюстрирует типичный. Некоторые крупные телескопы такого типа не имеют отверстия в основном зеркале, но используют небольшое плоское зеркало перед первичным, чтобы отражать свет вне основной трубки и обеспечивать другое место для наблюдения.


Астрономы наблюдают звезды, планеты и другие объекты Вселенной с помощью телескопов. Телескоп - основной рабочий инструмент каждого исследователя Вселенной. Когда же появились первые телескопы и как они были устроены?

В 1609 году профессор Падуанского университета Галилео Галилей (1564-1642) впервые направил изготовленную им самим небольшую зрительную трубу на звездное небо. В изучении небесных светил началась эпоха телескопической астрономии.

Еще одно разнообразие было изобретено другим современником Ньютона, шотландским астрономом. Грегори разместил вогнутое вторичное зеркало вне основного фокуса, чтобы отразить свет назад через отверстие в первичном зеркале. Самые большие отражающие телескопы, которые в настоящее время используются, имеют клетку в центре внимания, что позволяет наблюдателю сидеть внутри телескопа во время работы с прибором. 5-метровый отражатель в, около, Калифорния, оборудован таким образом. В то время как у большинства отражателей есть экваториальные крепления, похожие на рефракторы, самый большой в мире отражатель, 4-метровый прибор в Ла-Пальме, Испания, имеют высоту-азимутальное крепление.

Принцип работы оптического телескопа основан на свойствах выпуклой линзы или вогнутого зеркала, выполняющих в телескопе роль объектива, собирать в фокус параллельные лучи света, приходящие к нам от различных небесных источников, и создавать в фокальной плоскости их изображения. Астроном-наблюдатель, рассматривающий в окуляр изображение космического объекта, видит его увеличенным. При этом под увеличением телескопа понимают отношение видимых угловых размеров объекта при наблюдении в телескоп и без него. Увеличение телескопа равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра.

Значимость последнего дизайна заключается в том, что телескоп должен перемещаться как по следам, так и по небесному объекту. наоборот, требуют движения только в одной координате при отслеживании, так как координата постоянна. Отражатели, такие как рефракторы, обычно имеют небольшие направляющие телескопы, установленные параллельно их основной, чтобы облегчить поиск желаемого объекта. Эти направляющие телескопы имеют низкое увеличение и широкое поле зрения, причем последнее является желательным атрибутом для поиска или других отдаленных космических объектов.

У первого телескопа Галилея объективом служила плосковыпуклая линза диаметром 4 см с фокусным расстоянием 50 см. Роль окуляра выполняла плоско-вогнутая линза размером поменьше. Такая комбинация оптических стекол давала трехкратное увеличение. Затем Галилей сконструировал более совершенный телескоп с объективом 5,8 см в диаметре и фокусным расстоянием 165 см. Он увеличивал изображения Луны и планет в 33 раза. С его помощью ученый сделал свои замечательные астрономические открытия: гор на Луне, спутников Юпитера, фаз Венеры, пятен на Солнце и множества слабых звезд...

Параболическая форма первичного зеркала имеет базовый недостаток в том, что он создает узкое поле зрения. Это может быть проблемой, когда вы хотите наблюдать расширенные небесные объекты. Чтобы преодолеть эту трудность, большинство крупных отражателей теперь имеют модифицированный дизайн Кассегрена. Центральная область первичного зеркала имеет форму, углубленную от формы параболоида, а вторичное зеркало сконфигурировано для компенсации измененного первичного. Очевидно, что фотографическая среда должна быть изогнута для сбора высококачественных изображений по криволинейной фокальной плоскости.

Но телескоп Галилея имел существенный недостаток: у него было очень малое поле зрения, то есть в трубу был виден совсем крохотный кружочек неба. Поэтому, наводить инструмент на какое-нибудь небесное светило, и наблюдать его было совсем непросто.

Прошел лишь год со времени начала телескопических наблюдений, как немецкий астроном и математик Иоганн Кеплер (1571-1630) предложил свою конструкцию телескопа. Новизна заключалась в самой оптической системе: объектив и окуляр были двояковыпуклыми линзами. В результате изображение в кеплеровском телескопе получалось не прямое, как в трубе Галилея, а перевернутое. Конечно, так обозревать земные предметы неудобно, но при астрономических наблюдениях это совершенно не имеет никакого значения. Ведь во Вселенной нет ни абсолютного верха, ни абсолютного низа.

Одним из первых примеров этого дизайна был 1-метровый телескоп Военно-морской обсерватории У. в Флагстаффе, штат Аризона. Однако для некоторых астрономических применений фотографирование больших областей неба является обязательным. Конструкция телескопа включает в себя лучшие характеристики как рефрактора, так и отражателя, то есть он имеет отражательную и рефракционную оптику. Зеркало имеет сферическую форму. Поскольку параллельные лучи, отраженные центром сферического зеркала, фокусируются дальше, чем отраженные от внешних областей, Шмидт вводил тонкий в радиус кривизны первичного зеркала.

Телескоп Кеплера оказался намного лучше оптических первенцев Галилея: он обладал большим полем зрения и был удобен в работе. Эти важные достоинства нового инструмента однозначно определили его судьбу: в дальнейшем линзовые телескопы стали конструировать исключительно по схеме Кеплера. А оптическая система галилеевского телескопа сохранилась лишь в устройстве театрального бинокля.

Поскольку эта корректирующая пластина очень тонкая, она вводит небольшую хроматическую аберрацию. Полученная фокальная плоскость имеет поле зрения с несколькими градусами в диаметре. Диаграмма иллюстрирует типичный дизайн Шмидта. Сделано использование 2-метрового телескопа Шмидта для фотографирования северного неба в красных и синих областях видимого спектра. Телескопы Шмидта в Чили и в Австралии сфотографировали оставшуюся часть неба, от которой невозможно наблюдать.

Основная причина, по которой астрономы строят большие телескопы, заключается в увеличении мощности света, чтобы они могли глубже проникать во вселенную. К сожалению, стоимость построения больших однозеркальных телескопов быстро возрастает - примерно с кубом диаметра апертуры. Таким образом, для достижения цели увеличения мощности сбора света при сохранении издержек необходимо изучить новые, более экономичные и нетрадиционные конструкции телескопов.

Еще при жизни Галилея была высказана идея создания зеркального, то есть отражательного телескопа. Однако осуществлена она была только в 1668 году великим Исааком Ньютоном (1643-1727). В этом телескопе принципиально новой конструкции в качестве объектива Ньютон использовал маленькое вогнутое зеркальце, сферическая поверхность которого была изготовлена из бронзы и отполирована. Его диаметр был равен всего лишь 2,5 см, а фокусное расстояние составляло 15 см. Лучи света от сферического зеркала отражались совсем маленьким вспомогательным плоским зеркальцем (поставленным под углом 45 градусов к оптической оси телескопа) в окуляр - плоско-выпуклую линзу, расположенную сбоку от трубы.

Таким образом, различают два основных типа телескопов: линзовые телескопы-рефракторы , у которых лучи света, проходя через объектив, преломляются, и зеркальные (отражательные) телескопы-рефлекторы . Зеркальные телескопы со временем стали использоваться для наблюдений очень далеких и слабосветящихся объектов. Человеческий глаз способен различать в отдельности две части наблюдаемого предмета только в том случае, если угловое расстояние между ними не меньше одной-двух минут дуги. Так, на Луне невооруженным глазом можно рассмотреть детали рельефа, размер которых превышает 150-200 км. На солнечном диске, когда светило клонится к закату и его свет ослаблен поглощающим эффектом земной атмосферы, бывают видны пятна поперечником 50-100 тыс. км. Никаких других подробностей невооруженный глаз рассмотреть не в силах. И только благодаря телескопу, который увеличивает угол зрения, можно "приближать" к себе далекие небесные объекты - наблюдать их как бы рядом.

Обычно к телескопу прилагается комплект разных окуляров, позволяющих получать различные увеличения. Но астрономы при работе даже с самыми крупными инструментами редко пользуются более чем 300-кратным увеличением. Причина этому - атмосферные помехи, которые ограничивают возможность применения больших увеличений, ибо при больших увеличениях резко ухудшается качество изображения - оно размывается и сильно дрожит.

Но телескоп не только увеличивает угол зрения, под которым с Земли видны небесные светила. Объектив телескопа собирает во много раз больше света, чем зрачок человеческого глаза. Благодаря этому в телескоп можно наблюдать мириады звезд и других очень слабых объектов, которые невооруженному глазу совершенно недоступны. Очевидно, что количество света, собранного телескопом, будет во столько раз больше светового пучка, проникающего в глаз наблюдателя, во сколько раз площадь объектива больше площади зрачка (диаметр последнего около 6 мм). Галилей, например, в свой лучший телескоп мог наблюдать звезды 10-й звездной величины, которые слабее звезд 6-й величины (лежащих на пределе нашего зрения) примерно в 40 раз.

С увеличением диаметра объектива телескопа число видимых на небе звезд быстро возрастает, или, как говорят астрономы, увеличивается проницающая сила телескопа.
Таким образом, телескопические наблюдения раскрыли перед землянами невообразимый вселенский простор. То, о чем раньше великие мыслители только догадывались, получило зримое подтверждение.

С увеличением диаметра объектива возрастает также разрешающая сила телескопа, то есть становятся доступными для наблюдений тесные звездные системы. И астрономы стремились создавать крупные телескопы с объективами большого диаметра. Но изготовление таких линз - задача исключительно трудная. Ведь для этого надо сварить идеально прозрачное и совершенно однородное стекло больших размеров и большой массы, а затем обработать его - превратить в линзу. Достаточно сказать, что поверхность линзы должна быть отшлифована и отполирована с точностью до десятых долей микрона!

Самый большой в мире объектив для телескопа-рефрактора был изготовлен еще в конце XIX века знаменитой американской фирмой "Алван Кларк и сыновья". Этот объектив диаметром 40 дюймов (102 см) предназначался для Йеркской обсерватории, построенной в 1897 году недалеко от Чикаго. Изготовить более крупный объектив не удалось пока никому. Объективы Алвана Кларка (1804-1887) и по сей день считаются лучшими в мире. Но даже они не лишены аберраций - оптических недостатков, искажающих изображения.

Поэтому вместо однолинзовых объективов и окуляров в телескопах стали использовать многолинзовые оптические системы; впервые это удалось сделать английскому оптику Джону Доллонду (1706-1761) в 1757 году.

Кривизна поверхностей линз и сорта стекла подбираются таким образом, что их действия противоположны. Это существенно уменьшает аберрацию.

Для развития астрофизики, в частности для исследования туманностей, далеких галактик и других слабосветящихся космических объектов, требуются крупные телескопы, обладающие большой светосилой. Под светосилой следует понимать количество освещенности, которую может создать телескоп в фокальной плоскости. Так, если сравнить два телескопа с одинаковыми фокусными расстояниями, то большей светосилой будет обладать инструмент с большим объективом или зеркалом. Изготовлять же отражательные зеркала значительно проще, чем шлифовать огромные линзы: у каждой линзы обрабатываются две поверхности, у зеркала - только одна.

В настоящее время в мире построено более десятка рефлекторов с зеркалами, превышающими в диаметре 3,5 м. Самый крупный отражательный телескоп в нашей стране - БТА-6 - имеет 6-метровое зеркало.

Возможности этого телескопа огромны. При первых же наблюдениях, сделанных в 1975 году (систематические наблюдения на БТА-6 были начаты в июле 1976 года), были сфотографированы звезды и далекие галактики 24-й звездной величины. Они примерно в 15 млн раз слабее тех звезд, что способен увидеть человеческий глаз. Но, применяя более совершенную светочувствительную аппаратуру - фотоумножители, счетчики фотонов и другие новейшие приемники излучения, астрономы за часовую экспозицию получают на пластинках изображения объектов, имеющих звездную величину 26,5. Оптические объекты, излучение которых удалось принять, удалены от нас не менее чем на 10 млрд световых лет! Таковы способности телескопа, оснащенного современной светоприемной техникой.

Научные сотрудники Калифорнийского университета в США создали еще более внушительный - 10-метровый телескоп-рефлектор. Зеркало этого, самого большого в мире оптического гиганта состоит из 36 шестиугольных сопряженных зеркал, расположенных в виде трех концентрических колец. Электронные датчики сообщают об их положении и ориентации друг относительно друга в ЭВМ, которая выдает команды на установку зеркал по заданной программе. В результате обеспечивается необходимая форма составной зеркальной поверхности с учетом гравитационных и ветровых нагрузок.

Этот телескоп, названный "Кек I", установлен на вершине горы Мауна-Кеа (Гавайские острова), на высоте 4150 м над средним уровнем Мирового океана. Его стоимость составила 94 млн долларов. Официальное открытие крупнейшего в мире телескопа состоялось 7 ноября 1991 года, хотя последний сегмент зеркала был установлен только 14 апреля 1992 года.

Сейчас на горе Мауна-Кеа закончено сооружение второго 10-метрового телескопа - "Кек II". Фонд У. М. Кека выделил на него 74,6 млн долларов. Не случайно названия телескопам-близнецам даны по имени фонда, финансировавшего их строительство.
Благодаря своей громадной оптической мощи они являются идеальными инструментами для изучения далеких космических объектов.