Kính viễn vọng sáu mét

11

Điện thoại sáu mét

Năm 1609, Galileo lần đầu tiên hướng một chiếc kính thiên văn tự chế, gồm hai kính đeo mắt, tới bầu trời mới và thu được hình ảnh phóng to của các thiên thể. Phạm vi phát hiện này chỉ cung cấp độ phóng đại gấp ba lần. Ngay năm sau, Galileo đã chế tạo thêm hai chiếc kính viễn vọng nữa, rồi thêm nhiều chiếc nữa. Loại kính viễn vọng tốt nhất có thể phóng đại 30 lần. Với thiết bị này, Galileo đã thực hiện một số khám phá chắc chắn: ông nhìn thấy Sao Mộc có bốn mặt trăng, phát hiện ra các tuần của Sao Kim (giống với các tuần của Mặt Trăng), nhận thấy những ngọn núi trên Mặt Trăng và “phân hủy” Dải Ngân hà thành nhiều ngôi sao mờ nhạt mà mắt thường không thể nhìn thấy được.

Độ phóng đại của điện thoại là gì và nó phụ thuộc vào điều gì? Kính thiên văn Galileo gồm hai phần chính: thấu kính (hướng về phía vật) và thị kính (hướng về phía mắt). Vật kính là một thấu kính hội tụ, và thị kính là một thấu kính phân kỳ, và những thấu kính này được đặt sao cho tiêu điểm phía sau của chúng trùng nhau. Đường đi của các tia trong một chiếc điện thoại như vậy (ngày nay thường được gọi là ống Galileo) được minh họa trong Hình 1. Một chùm tia song song từ một nguồn ở xa, sau khi khúc xạ trong thấu kính, sẽ hội tụ và khi ra khỏi thị kính, nó lại song song. Sau đó rơi vào mắt người quan sát, các tia sáng hội tụ trên võng mạc và cho hình ảnh thật của nguồn. Góc α′ mà tia sáng đi ra khỏi kính thiên văn lớn hơn góc α mà tia sáng tạo với trục quay tới thấu kính (hoặc quan sát trực tiếp vào mắt). Nói cách khác, phạm vi phát hiện làm tăng góc nhìn của nguồn. Mức tăng này bằng (xem Hình 1).

$$K = \frac{tg \alpha'}{tg \alpha} = \frac{F_1}{F_2},$$

trong đó $F_1$ là tiêu cự của thấu kính và $F_2$ là thị kính.

Kính Kepler đương thời của Galileo đã thay thế thị kính phân kỳ bằng một thấu kính thu tiêu cự ngắn, thấu kính này đóng vai trò là tia sáng khi quan sát ảnh của một nguồn phóng to do thấu kính tạo ra. Đường đi của tia sáng trong ống Kepler được thể hiện trên hình 2. Ưu điểm của ống này so với ống Galileo là nó cho ảnh thật trong mặt phẳng tiêu cự của thấu kính, nơi có thể đặt thước đo hoặc nhựa chụp ảnh. Độ phóng đại của ống Kepler, giống như ống Galileo, bằng tỷ lệ giữa tiêu cự của thấu kính và thị kính.

12

Hình 1. Đường đi của tia sáng trong kính thiên văn Galileo.

Hình 2. Đường đi của tia sáng trong kính thiên văn Kepler.

Cả điện thoại của Galileo và điện thoại của Kepler sau đó đều được gọi là vật khúc xạ (từ tiếng Latin frango - tôi phá vỡ). Mong muốn đạt được độ phóng đại cao nhất có thể đã dẫn đến việc chế tạo các kính thiên văn rất dài, điều này ảnh hưởng đến chất lượng hình ảnh: độ sáng của nó giảm. Điều này có thể tránh được bằng cách tăng đường kính của vật thể, tức là tăng lượng ánh sáng truyền qua điện thoại *). Tuy nhiên, việc tăng kích thước của vật thể sẽ dẫn đến độ rõ nét của hình ảnh bị suy giảm rõ rệt - chúng trở nên mờ và có nhiều đá màu. Điều này là do những nhược điểm của thấu kính - chủ yếu là quang sai hình cầu và sắc độ.

Nguyên nhân của nhược điểm đầu tiên được minh họa khá rõ ràng trên Hình 3. Tia,

*) Nhân tiện, người ta nói rằng việc thu thập càng nhiều ánh sáng càng tốt từ thiên thể là một trong những mục đích chính của điện thoại.

đi qua các khu vực khác nhau của thấu kính nằm ở những khoảng cách khác nhau so với trục của thấu kính, tạo ra hình ảnh của nguồn chính xác nằm ở những khoảng cách khác nhau so với thấu kính. Kết quả là hình ảnh của điểm sáng thu được ở dạng một điểm sáng, tan chảy. Lỗi thấu kính này được gọi là quang sai hình cầu.

Hiện tượng quang sai màu là hình ảnh do thấu kính tạo ra có màu sắc, được bao quanh bởi các viên đá màu. Lỗi này sẽ phát sinh do các tia có màu khác nhau bị khúc xạ khác nhau bởi cùng một thấu kính - tia philotine mạnh hơn và tia đỏ yếu hơn (Hình 4).

Vào thời Galileo và Kepler, về cơ bản người ta coi là không thể chế tạo được một thấu kính không bị quang sai màu và quang sai cầu. Chỉ đến nửa sau thế kỷ 18 người ta mới tìm ra cách khắc phục những khuyết điểm này bằng cách làm

13

thấu kính gồm hai thấu kính khác nhau *). Tuy nhiên, vẫn còn những khó khăn trong việc thu được kính đồng nhất và hoàn hảo về mặt quang học.

Đối với thiết bị quang sai màu, Gregory người Anh vào năm 1663 đã đề xuất sử dụng một vật không phải là thấu kính mà là một gương sóng, không có hiện tượng sắc sai, vì, như Newton đã nói, “góc tới bằng góc phản xạ đối với tất cả các màu”. Hơn nữa, để tránh quang sai cầu, bề mặt phản xạ của gương phải có dạng parabol quay, trùng với một điểm của tia song song với trục của parabol. Chẳng bao lâu sau, họ đã học được cách mài gương thành hình dạng mong muốn. Tuy nhiên, từ lâu họ chưa biết cách phủ lên bề mặt kính một lớp bạc phản chiếu ánh sáng, còn gương được làm từ hợp kim đặc biệt của đồng và thiếc, có độ bóng cao và có độ phản chiếu vừa đủ. Người ta đề xuất sử dụng ống kính của chính bạn làm thị kính.

Gregory đã thất bại trong việc chế tạo chiếc gương telexan được đề xuất của mình - một tấm phản xạ, nhận được tên của nó từ tấm gương phản chiếu trong tiếng Latin - bị uốn cong về phía sau. Nó được Newton chế tạo vào năm 1668, nhưng phải đến năm 1722, John Hadley ở Anh và sau đó là Short ở Edinburgh mới bắt đầu chế tạo những gương phản xạ parabol tốt như những kính khúc xạ lớn nhất thời bấy giờ.

Kể từ đó, một cuộc tranh luận đã bắt đầu giữa hai thiết kế telex khác nhau về cơ bản - giữa kính khúc xạ và kính phản xạ. Chế tạo khúc xạ khó hơn: thứ nhất, cần phải mài bốn bề mặt của hai thấu kính và thứ hai, yêu cầu cao hơn được đặt ra đối với vật liệu - kính đồng nhất về mặt quang học. Chỉ đến năm 1824, bác sĩ nhãn khoa nổi tiếng Fraunhofer ở Munich mới cung cấp cho Dorpat (nay là Tarr)

*) Bạn có thể đọc thêm thông tin chi tiết về việc sửa chữa những khiếm khuyết của thấu kính, chẳng hạn như trong “Sách giáo khoa Vật lý Tiểu học” do Viện sĩ G. S. Landsberg biên tập.

Hình 3. Sự xuất hiện của quang sai hình cầu.

Hình 4. Quang sai màu.

ở Estonia) một kính khúc xạ có đường kính vật kính 9 inch (24 cm), và người kế nhiệm ông là Merz vào năm 1839 đã chế tạo một thấu kính 15 inch cho Đài thiên văn Pulkovo. Thấu kính lớn nhất 40 inch (104 cm) được A. Clark ở Mỹ chế tạo vào năm 1896, và kể từ đó người ta chưa bao giờ có thể tăng kích thước của kính khúc xạ.

Gặp ít khó khăn hơn khi chế tạo các tấm phản xạ lớn. Những trường hợp đặc biệt trong vấn đề này thuộc về người Anh William Herschel, người vào năm 1774-1789 đã chế tạo ra một số tấm phản xạ; hầu hết trong số chúng ta có một vật thể có đường kính 120 cm ở tiêu cự 12,5 m (Hình 5). Bằng cách sử dụng công cụ sản xuất telex của riêng mình, ông đã phát hiện ra hành tinh Sao Thiên Vương, một số tinh vân và cụm sao, đồng thời khám phá cấu trúc của hệ thiên hà. Một tấm phản xạ thậm chí còn lớn hơn đã được Lord Ross chế tạo vào giữa thế kỷ trước ở Anh. Gương của telexan này có

14

có đường kính 185 cm và tiêu cự 16 m.

Nếu vật phản xạ vượt trội hơn nhiều so với vật liệu khúc xạ về mặt thông số quang học thì chúng lại kém hơn nhiều về tính dễ quan sát và tính linh hoạt của ứng dụng. Các kính khúc xạ lớn hơn và ít cồng kềnh hơn từ lâu đã trở thành một giá đỡ đặc biệt đầu tiên, trong đó một trong hai trục vuông góc với nhau được lắp đặt song song với trục của thế giới. Xoay đều quanh trục này với tốc độ một vòng mỗi ngày cho phép bạn theo dõi chuyển động có thể nhìn thấy của bầu trời đầy sao và luôn giữ vật thể được quan sát trong trường nhìn. Trục còn lại dùng để hướng kính thiên văn tới bất kỳ điểm nào trên bầu trời.

Đối với các tấm phản xạ, do kích thước và trọng lượng khổng lồ nên chúng được lắp đơn giản hơn nhiều và chỉ có thể được sử dụng để quan sát gần kinh tuyến, quay theo cách thực tế nhất với sự trợ giúp của các khối và dây thừng; cái được quan sát phải chất thành đống ở những nơi cực kỳ bất tiện. Ngoài ra, nhược điểm của gương phản xạ là gương kim loại sẽ bị mòn do thời tiết, đòi hỏi phải đánh bóng nhiều lần.

Hình 5. Phản xạ Hermel lớn.

Hình 6. Tấm phản xạ 2,5 mét tại Muhnt Wilson Ossevatorium.

Do đó, các gương phản xạ không từ bỏ vị trí của chúng và được sử dụng khi cần thực hiện các phép đo góc chính xác - trong các thiết bị kinh tuyến để xác định tọa độ hình cầu của các ngôi sao, trong các phép đo vi mô, chẳng hạn như của các sao đôi, và sau đó - để chụp ảnh bầu trời đầy sao.

Tấm phản xạ nhận được những cơ hội mới vào những năm sáu mươi, khi nhà hóa học người Đức Liebig tìm ra cách phủ lên thủy tinh một lớp bạc sáng bóng mỏng. Cùng lúc đó, nhà vật lý người Pháp Foucault bắt đầu chế tạo gương phản xạ từ thủy tinh, sau đó tráng bạc bề mặt phản chiếu. Những chiếc gương như vậy nhẹ hơn nhiều so với những chiếc gương kim loại, điều này có thể sử dụng một giá đỡ đặc biệt cho chúng. Trong trường hợp bị xỉn màu, lớp bạc dễ dàng được rửa sạch bằng axit nitric và gương lại được tráng bạc về mặt hóa học mà không cần đánh bóng thêm.

Kết quả là sự phát triển nhanh chóng của gương phản xạ bắt đầu vào cuối thế kỷ trước. Tuy nhiên, một trong những cái đầu tiên được lắp đặt vào năm 1895, gương phản xạ Crosslevsky 36 inch (92 cm) của Đài thiên văn Lick ở Hoa Kỳ, nhờ đó người ta đã thu được một số bức ảnh đáng chú ý về nhiều tinh vân, ngôi sao,

15

Hình 7. Gương phản chiếu dài 5 mét được lắp đặt trên Núi Palomar.

ny cụm và Dải Ngân hà. Tiếp theo là vào năm 1908 một gương phản xạ 60 inch (152 cm) trên Núi Wilson ở California. Những chiếc gương lớn như vậy, mặc dù có độ dày đáng kể (đạt $1/8$ phần đường kính), truyền tín hiệu đáng chú ý dưới tác động của trọng lượng của chính chúng ở các độ nghiêng khác nhau so với đường chân trời. Để tạo ra hiện tượng có hại này, người ta đã phát minh ra cái gọi là dỡ tải, bao gồm nhiều đòn bẩy có đối trọng đỡ phần sau của gương với một lực phụ thuộc vào độ nghiêng của gương.

Đến thời điểm này, phạm vi ứng dụng của gương phản xạ lớn cuối cùng đã được xác định. Một mặt, đây là những quan sát bằng hình ảnh của các vật thể mờ nhất và ở xa nhất - tinh vân (chủ yếu là ngoài thiên hà, nằm ở khoảng cách hàng chục và hàng trăm triệu năm ánh sáng), mặt khác là quang phổ chụp ảnh để nghiên cứu các tính chất vật lý, trạng thái hóa học và bầu khí quyển của chúng. Điều này cũng bao gồm việc phát hiện và nghiên cứu các sao đôi quang phổ và các tân tinh bùng phát. Đối với tất cả những mục đích này, bạn cần thu thập càng nhiều ánh sáng càng tốt, điều này thực sự có thể được thực hiện với sự trợ giúp của những tấm gương lớn. Ngoài ra, đối với các quan sát quang phổ, độ sắc nét hoàn chỉnh của vật phản xạ là rất quan trọng.

Những thành công lớn đạt được nhờ sự trợ giúp của các tấm phản xạ nêu trên đã đặt ra câu hỏi về việc tạo ra những công cụ mạnh mẽ hơn nữa. Vì vậy, vào năm 1917, một gương phản xạ 100 inch (254 cm) đã đi vào hoạt động, cũng trên cơ sở đó một cải tiến đã được áp dụng: trục cực được đảo ngược bởi hai phao lớn, một nửa được nhúng trong hỗn hợp bán tổng hợp với thủy ngân, đạt được chuyển động quay rất dễ dàng và êm ái (Hình 6).

Vào đầu những năm ba mươi, tại thành phố Pasadena của California, công việc chuẩn bị bắt đầu thiết kế một gương phản xạ có đường kính lớn gấp đôi - 200 inch (508 cm) và vào năm 1946, việc lắp đặt nó đã hoàn thành trên Núi Palomar (cách Los Angeles, California 200 km) ở độ cao 1750 m so với mực nước biển. Tấm phản xạ (Hình 7) được lắp đặt trong một tháp tròn dưới mái vòm có đường kính 42 m, có cửa sập rộng, hướng bầu trời theo hướng mong muốn bằng cách xoay mái vòm (Hình 8). Còn về chiếc gương, ban đầu hóa ra nó không-

16

hình dạng vừa ý và phải được hoàn thiện bằng việc đánh bóng cục bộ ngay trong điện thoại. Vào thời điểm này, cùng với ngành công nghiệp bạc, một phương pháp đã được phát minh để phủ nhôm lên đống bằng cách bay hơi trong chân không cao. Hóa ra lớp nhôm bền hơn bạc và phản chiếu ánh sáng rất tốt, đặc biệt là ở phần ngắn của nó. Cho đến gần đây nó là tấm phản xạ lớn nhất trên thế giới.

Ở Liên Xô trước chiến tranh, tấm phản xạ lớn nhất có gương đường kính 1 m; nó được sản xuất ở Anh và được đặt tại Đài thiên văn Simeiz ở Crimea. Cùng với ông, Viện sĩ G. A. Shain và các đồng nghiệp của ông đã thực hiện một số nghiên cứu quang phổ thú vị về chuyển động của các ngôi sao và thành phần của bầu khí quyển sao. Trong chiến tranh, nhạc cụ này đã bị thất lạc. Trước đây, ngành cơ khí quang học nước ta chưa có kinh nghiệm chế tạo các dụng cụ thiên văn cỡ lớn (đặc biệt là đánh bóng và đánh bóng gương). Tuy nhiên, nhà máy Leningrad đã làm chủ được nhiệm vụ khó khăn này và chế tạo một số gương phản xạ 1, 1,25 và 1,5 m, và vào năm 1960, tại Đài quan sát Vật lý Thiên văn Crimean mới của Viện Hàn lâm Khoa học Liên Xô, việc lắp đặt một gương phản xạ 2,6 m đã hoàn thành, hiện vẫn là một trong những gương phản xạ lớn nhất ở Châu Âu.

Trải nghiệm thành công cho phép chúng tôi thiết lập một bài toán thậm chí còn phức tạp hơn. Theo sáng kiến ​​​​của nhà quang học lớn nhất Liên Xô D. D. Maksutov, một kế hoạch đã được phát triển để chế tạo một tấm phản xạ với gương dài một mét (xem phần giới thiệu của bài báo). Đồng thời, nhà thiết kế trưởng B.K. Ioannisini không sao chép các thiết kế của Mỹ mà đi theo một con đường mới, độc đáo. Sự phát triển của máy tính điện tử đã giúp loại bỏ giá đỡ xích đạo thông thường và sử dụng giá đỡ đơn giản hơn - giá đỡ nằm ngang, trong đó một trục được hướng theo chiều dọc và trục vuông góc với nó là nằm ngang. Điều này giúp đơn giản hóa đáng kể phần cơ học của cấu trúc và việc lắp gương khi không tải, vì gương, tùy thuộc vào vị trí của vật được quan sát, chỉ nghiêng về một hướng và không bị nghiêng sang một bên. Điều này làm phức tạp việc bổ sung điện thoại bằng cách đóng thiên cầu: thay vì một chuyển động đồng đều quanh trục cực, giờ đây bạn cần xoay điện thoại một cách nghiêm ngặt xung quanh một điện thoại khác với tốc độ thay đổi, phần xegete có tính chất quang dẻo khi đến cũng quay không đều. Những chuyển động phức tạp này có thể được thực hiện với sự trợ giúp của máy điện tử, liệt kê tọa độ của các điểm quan sát trên bầu trời, xác định tốc độ thay đổi của chúng và đưa ra các lệnh thích hợp cho chuyển động của motoram (bộ phận chuyển động của telefone có khối lượng gần 700 tấn).

Gương tele chính có đường kính 6 m được đúc và gia công tại một nhà máy thủy tinh gần Moscow, nơi có hai xưởng đặc biệt được xây dựng ở đó. Sau khi được đúc từ loại kính có độ giãn nở thấp đặc biệt, khối nóng đỏ này được làm nguội từ từ bằng hệ thống sưởi điện tử để tránh phát sinh các ứng suất có hại thường làm vỡ đĩa thủy tinh. Quá trình “ủ” này thường kéo dài ít nhất một năm, sau đó mới có thể biết được vật đúc đã được lấy ra hay chưa.

Việc lắp đặt các camera tele khổng lồ và phức tạp được thực hiện tại nhà máy cơ quang ở Leningrad với sự tham gia của một số nhà máy kỹ thuật nặng khác của Leningrad. Kết quả là tạo ra một thiết bị có kích thước và trọng lượng tương đương với các cấu trúc kim loại lớn nhất, đồng thời về độ chính xác và độ tinh tế không thua kém kính hiển vi kỹ thuật.

Gương mặt đất có tiêu cự 24 m; Ở khoảng cách này trước gương, hình ảnh của vật được quan sát được hình thành. Ở đây bạn cần đặt một tấm nhựa quang hoặc bộ thu ánh sáng khác, do đó, nó nằm trong đường đi của các tia sáng truyền từ vật đến gương. Ở đây, trên các thanh chống, một cabin nhỏ có dạng một chiếc ci-