EntradaSe acerca la Inquisición. Historia de los telescopios Telescopio inventado en 1610.
Historia del telescopio Los telescopios de Galileo En 1609, al enterarse de la invención del telescopio por los ópticos holandeses, Galileo fabricó de forma independiente un telescopio con una lente planoconvexa y un ocular planocóncavo, que proporcionaba un aumento triple. Después de un tiempo, fabricó telescopios con aumentos de 8 y 30 aumentos. En 1609, habiendo comenzado a observar con un telescopio, Galileo descubrió manchas oscuras en la Luna, a las que llamó mares, montañas y cadenas montañosas. El 7 de enero de 1610 descubrió cuatro satélites del planeta Júpiter y estableció que la Vía Láctea es un cúmulo de estrellas. Estos descubrimientos fueron descritos por él en el ensayo "El mensajero estrellado, que revela grandes y sorprendentes vistas..." (publicado el 12 de marzo de 1610).
Telescopios modernos Capacidades de los telescopios modernos El primer receptor de imágenes en un telescopio, inventado por Galileo en 1609, fue el ojo del observador. Desde entonces, no sólo han aumentado los tamaños de los telescopios, sino que también los receptores de imágenes han cambiado fundamentalmente. A principios del siglo XX se empezaron a utilizar en astronomía placas fotográficas, sensibles en diversas regiones del espectro. Luego se inventaron los tubos fotomultiplicadores (PMT) y los convertidores electrón-ópticos (EOC).
Telescopios modernos Año Diámetro D, mm Angular Resolución de fabricación del receptor de radiación δ 1610 50 15 Ojo 1800 1200 4 Ojo 1920 2500 1,5 Placa fotográfica 1960 5000 1,0 Placa fotográfica 1980 6000 1,0 CCD 2000 10000 0,02 P ZS
Evolución de los parámetros de los telescopios ópticos Los telescopios modernos utilizan matrices CCD como detectores de radiación. Un CCD consta de un gran número (1000 × 1000 o más) de células semiconductoras sensibles, cada una de varias micras de tamaño, en las que los cuantos de radiación liberan cargas acumuladas en determinados lugares: elementos de la imagen. Las imágenes se procesan digitalmente mediante una computadora. La matriz debe enfriarse a temperaturas de –130°C. *Las matrices CCD son matrices fotosensibles basadas en CCD: "dispositivos de carga acoplada".
Estructura del telescopio Un telescopio de cualquier tipo tiene una lente y un ocular. La lente que mira hacia el objeto de observación se llama Objetivo y la lente sobre la que el observador pone su ojo se llama Ocular. Puede haber una lupa adicional que le permite acercar el ojo al plano focal y ver la imagen desde una distancia menor, es decir, desde un ángulo de visión más amplio. Así, se puede construir un telescopio colocando dos lentes (un objetivo y un ocular) en el mismo eje, una tras otra. Para observaciones de objetos terrestres cercanos, se debe aumentar la distancia focal total. Cambiando de ocular se pueden conseguir diferentes aumentos con la misma lente. Si la lente es más gruesa en el medio que en los bordes, se llama Convergente o Positiva; en caso contrario, se llama Dispersante o Negativa.
La línea recta que conecta los centros de estas superficies se llama eje óptico de la lente. Si una lente de este tipo es impactada por rayos que corren paralelos al eje óptico, se refractan en la lente y se recogen en un punto del eje óptico llamado foco de la lente. La distancia desde el centro de la lente hasta su foco se llama distancia focal. Cuanto mayor sea la curvatura de las superficies de la lente convergente, más corta será la distancia focal. Al enfocar una lente de este tipo siempre se obtiene una imagen real del objeto.
Un telescopio suele caracterizarse por un aumento angular γ. A diferencia de un microscopio, los objetos observados a través de un telescopio siempre están distantes del observador.
Propósito de un telescopio Los telescopios vienen en una amplia variedad de variedades: ópticos (para fines astrofísicos generales, coronógrafos, telescopios para observar satélites artificiales de la Tierra), radiotelescopios, infrarrojos, neutrinos y rayos X. Con toda su diversidad, todos los telescopios que reciben radiación electromagnética resuelven dos problemas principales
La primera tarea del telescopio es crear la imagen lo más nítida posible y, durante las observaciones visuales, aumentar las distancias angulares entre objetos (estrellas, galaxias, etc.); recoger tanta energía de radiación como sea posible; aumentar la iluminación de la imagen de los objetos.
La segunda tarea de un telescopio es aumentar el ángulo en el que el observador ve el objeto. La capacidad de aumentar el ángulo se caracteriza por la ampliación del telescopio. Es igual a la relación entre las distancias focales de la lente y el ocular.
El principio de funcionamiento de un telescopio El principio de funcionamiento de un telescopio no es ampliar objetos, sino captar luz. Cuanto mayor es el tamaño del elemento principal captador de luz de una lente o espejo, más luz recoge. Es importante destacar que es la cantidad total de luz captada la que determina en última instancia el nivel de detalle visto, ya sea un paisaje distante o los anillos de Saturno. Si bien el aumento o la potencia de un telescopio es importante, no es fundamental para alcanzar el nivel de detalle.
Refractores Los telescopios refractores, o refractores, utilizan una lente de objetivo grande como elemento principal de captación de luz. Todos los modelos de refractores incluyen lentes objetivo acromáticos (de dos elementos), lo que reduce o elimina virtualmente el color falso que afecta la imagen resultante cuando la luz pasa a través de la lente. Hay una serie de desafíos involucrados en la creación e instalación de lentes de vidrio grandes; Además, las lentes gruesas absorben demasiada luz. El refractor más grande del mundo, con una lente objetivo de 101 cm de diámetro, pertenece al Observatorio Yerkes.
reflectores Todos los grandes telescopios astronómicos son reflectores. Los telescopios reflectores también son populares entre los aficionados porque no son tan caros como los refractores. Estos son telescopios reflectores y utilizan un espejo primario cóncavo para recolectar luz y formar una imagen. En los reflectores de tipo newtoniano, un pequeño espejo secundario plano refleja la luz sobre la pared del tubo principal.
Los telescopios de lentes de espejo (catadióptricos) utilizan lentes y espejos, por lo que su diseño óptico permite una excelente calidad de imagen con alta resolución, a pesar de que todo el diseño consta de tubos ópticos portátiles muy cortos.
Institución educativa municipal Escuela secundaria de Ozyorsk
"La historia de la creación del telescopio"
Intérprete: Plohotnyuk Alena,
estudiante de décimo grado
Profesor-consultor: Fomicheva E. V.
Año académico 2009 -2010 Año
1. Introducción………………………………………………………………..3p.
2. Historia de los primeros telescopios:
2.1. Descubrimiento de los hijos del maestro Lippershey…………………………3-4pp.
2.2. “Fiebre telescópica”………………………………..4p.
2.3. Telescopios de los hermanos Huygens…………………………………….5pp.
2.4. Telescopios de Galileo………………………………………………………………5-6pp.
3. Propósito de los telescopios…………………………………………..6-7pp.
4. Tipos de telescopios:
4.1. Telescopio refractor………………………………………….7p.
4.2. Telescopio reflector………………………………………….7p.
4.3. Telescopio de menisco. …………………………………….7 págs.
5. Capacidades de los telescopios modernos:
5.1. Telescopio sin ojo…………………………………………...8p.
5.2. Radiotelescopios………………………………………………………………8-9pp.
5.3. Telescopios infrarrojos……………………………………9p.
5.4. Telescopios ultravioleta……………………………….....9p.
5.5. Telescopio de rayos X…………………………………………9p.
5.6. Telescopios de rayos gamma……………………………………………….10p.
6. Ejemplos de telescopios…………………………………………..10-11pp.
7. Telescopio espacial…………………………………………...11-12pp.
8. Conclusión……………………………………………………..…12p.
9. Apéndice……………………………………………………13-14pp.
10. Lista de referencias………………………………..15 páginas.
“Llevar nuestros sentimientos mucho más allá de los límites de la imaginación.
nuestros antepasados, estos maravillosos instrumentos,
Los telescopios abren el camino a profundidades
y una comprensión más bella de la naturaleza"
René Descartes, 1637
1. Introducción
El cielo existe sólo para el hombre y sólo en sus pensamientos. Después de todo, el cielo no es más que una imagen del cosmos observada por el hombre desde su diminuta morada: la Tierra. Las ideas de la gente sobre el mundo estrellado cambian de año en año. Es imposible decir que el espacio ya es conocido, porque en él hay tantos secretos, tantos acontecimientos increíbles...
A veces, mirando al cielo, pensaba en cómo en los viejos tiempos, mirando un cielo aparentemente inmóvil, casi inmutable, se podían hacer descubrimientos, encontrar nuevos planetas, determinar las trayectorias de los planetas, en una palabra, "desentrañar" los secretos de el universo. Al fin y al cabo, no todo se puede ver a simple vista. Interesado en este problema, descubrí que el primer instrumento astronómico fue un telescopio. A lo largo de los últimos siglos ha mejorado y cambiado. ¡Qué deleite causó el primer telescopio entre la gente corriente y los científicos! ¡Qué increíbles descubrimientos siguieron! Pero con el paso de los años, el telescopio no ha perdido su importancia. Por eso quería saber cuál fue el primer telescopio, quién fue su descubridor y qué capacidades tiene un telescopio moderno. Y estos son los “descubrimientos” que hice por mí mismo...
2. Historia de los primeros telescopios:
2.1. Descubrimiento de los hijos del maestro Lippershey
A principios del siglo XVII, el óptico Lippershey vivía en la ciudad holandesa de Middelburg. (Apéndice No. 1) Un artesano común y corriente, un maestro en la fabricación de gafas. Un día el hijo de Lippershey estaba sentado en casa. Para divertirse, el niño sacó un montón de gafas pulidas y estropeadas en el alféizar de la ventana y empezó a apilarlas, mirando una por una las combinaciones resultantes. Miró las moscas. Apretando las lentes en sus puños, se las acercó a los ojos. Luego tomó un trozo de vidrio en cada mano y se llevó ambos puños a un ojo al mismo tiempo... ¡Qué pasó aquí! El niño gritó, arrojó el vaso, se tapó los ojos con las manos y corrió hacia el fondo de la habitación. Le pareció que la torre del ayuntamiento, que miraba a través de dos lentes, avanzaba hacia él. Fue como brujería.
Pasaron varios días y el magistrado se presentó en Lippershey. En manos del maestro había un tubo de plomo con lentes insertadas en él. Este sorprendente proyectil permitía contemplar objetos lejanos como si estuvieran muy cerca. Lippershey se ofreció a vender "su invento" a las autoridades de la ciudad. Los comerciantes de Middelburg miraron ansiosamente el teléfono y agitaron sus amplias mangas, pero se negaron a reconocer a Lippershey como el autor del invento. Lippershey intentó muchas veces patentar y vender la pipa, ya sea a los Estados Generales holandeses o al Príncipe Moritz de Orange. Sin embargo, nunca recibió una patente. Pronto aparecieron otros ópticos en las ciudades vecinas, reivindicando el honor de inventar el tubo de detección. Los rumores sobre el invento holandés se extendieron por toda Europa, adquiriendo detalles y distorsiones increíbles.
2.2. "Fiebre telescópica"
A mediados del siglo XVII, la “fiebre telescópica” se apoderó de todos. En las ciudades, las lentes se pulían en las casas de artesanos y comerciantes, nobles y nobles. Fabricar telescopios se ha puesto de moda. Y observar el cielo es simplemente una actividad necesaria para toda persona más o menos educada. Ahora la gente no sólo puede seguir el movimiento de las estrellas errantes por el cielo, sino también examinar los detalles de la estructura de la Luna y observar los planetas junto con sus satélites. Es cierto que al principio estos estudios requirieron mucho esfuerzo por parte del observador. La mala calidad de las lentes pulidas daba en lugar de un punto luminoso una mancha borrosa y borrosa, rodeada además por un halo de color. (Apéndices No. 2-7)
2.3. Telescopios de los hermanos Huygens
La tarea principal era conseguir telescopios de gran aumento. A mediados del siglo XVII, el hijo de un rico holandés, Christian Huygens, se interesó por el pulido de lentes y la construcción de telescopios. Cuando era muy joven, en teoría encontró la mejor forma de lente. Resultó que para reducir la distorsión, la curvatura de la superficie de una lente debería ser seis veces menor que la de la otra. Pero aquí está el problema: la óptica de aquella época aún no había aprendido a pulir lentes con una curvatura determinada.
Sólo había una salida: montar telescopios a partir de un gran número de lentes débiles pero que daban una buena imagen. Así aparecieron los primeros telescopios largos.
El primer instrumento que Christiaan Huygens construyó con su hermano medía 12 pies de largo. Son aproximadamente tres metros y medio. Y su agujero era de sólo 57 milímetros. Es decir, sesenta veces menos longitud.
Huygens lo utilizó para descubrir la luna de Saturno. Además, ve vagamente las mismas extrañas protuberancias en los lados del planeta. Para ver las misteriosas formaciones de Saturno, los hermanos Huygens están asumiendo la construcción de un telescopio de enfoque aún más largo. Debería medir 23 pies. Un tubo tan largo ya es difícil de colgar de postes, y aún más difícil de girar y apuntar. Huygens no se rinde y finalmente descubre los anillos de Saturno. Pronto, para facilitar la construcción del telescopio, en lugar de tubos se empezaron a fabricar marcos ligeros con tablas de madera. La lente y el ocular se montaron en los marcos y se colocaron aberturas en el medio.
La longitud del telescopio sigue creciendo. Alcanzó primero los 20, luego los 30, incluso los 40 o más metros. Tuve que renunciar a los marcos. La lente en un marco pequeño se montó en el techo de un edificio o en una torre especial. El observador, con un ocular en la mano, intentó posicionarse de modo que la luminaria deseada estuviera alineada con la lente y el ocular.
2.4. Telescopios de Galileo.
En 1609, al enterarse de la invención del telescopio por parte de los ópticos holandeses, Galileo (Apéndice No. 8) fabricó de forma independiente un telescopio con una lente planoconvexa y un ocular planocóncavo, que proporcionaba un aumento triple. Después de un tiempo, fabricó telescopios con aumentos de 8 y 30 veces (Apéndice No. 4). En 1609, después de haber comenzado a observar con un telescopio, Galileo descubrió manchas oscuras en la Luna, a las que llamó mares, montañas y cadenas montañosas. El 7 de enero de 1610 descubrió cuatro satélites del planeta Júpiter y estableció que la Vía Láctea es un cúmulo de estrellas.
Después de que amainó el primer entusiasmo por las nuevas posibilidades que ofrecían los telescopios, los observadores empezaron a pensar seriamente en la calidad de la imagen. Todos los descubrimientos "que se encuentran en la superficie" ya se habían hecho, y la gente vio, entendió que para penetrar más en los secretos del cielo de la Tierra era necesario mejorar los instrumentos.
El primer receptor de imágenes en un telescopio, inventado por Galileo en 1609, fue el ojo del observador. Desde entonces, no sólo han aumentado los tamaños de los telescopios, sino que también los receptores de imágenes han cambiado fundamentalmente. A principios del siglo XX se empezaron a utilizar en astronomía placas fotográficas, sensibles en diversas regiones del espectro. Luego se inventaron los tubos fotomultiplicadores (PMT) y los convertidores electrón-ópticos (EOC). (Apéndices No. 9-10)
3. Propósito de los telescopios
Cualquiera que sea el diseño de los telescopios, tienen características comunes. El objetivo de todos los telescopios es aumentar el ángulo de visión desde el cual los cuerpos celestes son visibles. Un telescopio capta muchas veces más luz procedente de un cuerpo celeste que el ojo humano. Gracias a esto, a través de un telescopio se pueden observar detalles de la superficie de los cuerpos celestes más cercanos a la Tierra que no son visibles a simple vista y ver muchas estrellas débiles.
La tarea principal de un telescopio, como cualquier dispositivo óptico, es transmitir al observador lo más clara y detalladamente posible lo que quiere ver. La palabra telescopio en sí es de origen griego y significa literalmente "ver lejos".
Evolución de los parámetros de los telescopios ópticos.
- planetas del sistema solar. Descripción de todos los satélites regulares e irregulares con fotografías, satélites galileanos, distancia del planeta y órbita.
Mucha gente está interesada en saber cuántos satélites tiene Júpiter. Pues bien, anteriormente se creía que Júpiter tiene 53 satélites. Pero a partir de 2019 su número aumentó a 79. Las lunas de Júpiter son diversas y llaman la atención. Pero destacan especialmente los 4 primeros satélites encontrados por Galileo.
Los observó a través de su telescopio en 1610. Simón María también afirmó que los notó, simplemente no publicó sus informes. Sea como fuere, todo el mérito fue para Galileo. Sin embargo, fue María quien dio el nombre.
Descubrimiento y denominación de las lunas de Júpiter.
En 1610, Galileo Galilei mejoró el telescopio y creó su propia versión, con la que observó Júpiter. A cierta distancia del planeta noté 4 puntos brillantes, que resultaron ser grandes satélites.
Este fue un momento importante en la astronomía, que demostró la importancia de los telescopios y apoyó la idea de Copérnico. Inicialmente, Galileo quiso poner a las lunas el nombre de su patrón, Cosme de' Medici. Pero al mismo tiempo, las lunas también fueron observadas por Simón Mario, quien las llamó Ío, Europa, Ganímedes y Calisto.
Galileo se negó a utilizar estas designaciones y simplemente numeró los satélites con números romanos. Por eso, en muchos catálogos notarás dos significados.
Tras el descubrimiento de estos satélites, el resto no se supo hasta los siguientes tres siglos. Pero en 1892, E.E. Barnard logró arreglar a Almathea. La mayoría de los satélites se encontraron sólo en observaciones telescópicas realizadas por científicos del siglo XX.
Se encontraron: Himalia (1904), Elara (1905), Pasipha (1908), Sinope (1914), Lysithea y Carme (1938), Ananke (1951) y Leda (1974). La Voyager encontró a Metis, Adrastei y Teba.
De 1999 a 2003 Los detectores sensibles han detectado 34 satélites más y, desde 2003, 16 lunas, algunas de las cuales no han recibido nombre oficial. Su número total llegó a 67.
Hasta la década de 1970 otros satélites simplemente están firmados en números romanos. Los objetos V-XIII fueron nombrados por primera vez en 1975 por la Unión Astronómica Internacional. Querían asociar nombres con amantes y favoritos de Júpiter. Y desde 2004, los nombres incluyen a sus descendientes.
Lunas galileanas de Júpiter
La luna Ío es considerada el cuerpo más volcánico de todo el sistema solar. La capa superficial está generosamente cubierta de azufre. A medida que el planeta viaja a lo largo de su trayectoria orbital, activa mareas que doblan la superficie 100 m. Esto crea suficiente volumen térmico para desplazar el agua y activar los volcanes.
Europa, la luna de Júpiter, está cubierta de hielo y puede tener un mundo oceánico subterráneo. Los cálculos muestran que la cantidad de agua debería superar la de la Tierra. Por tanto, el objeto se considera una fuente potencial de vida.
El satélite Ganímedes es la luna más grande de Júpiter (superando a Mercurio) y la única con campo magnético. Además, Ganímedes es la luna más grande del Sistema Solar.
La luna Calisto tiene cráteres y una superficie antigua que se remonta al sistema solar primitivo.
Las estructuras de estas lunas de Júpiter se parecen a las divisiones de la Tierra. Io tiene un núcleo y un manto. Europa y Ganímedes tienen un núcleo, una densa capa de hielo y una fina corteza de hielo y roca. Europa también debería añadir un gran océano. Poco se sabe sobre las capas de Calisto, pero puede haber una combinación de hielo y rocas.
Las lunas de Júpiter tienen una relación interesante: Ío compite con Europa y Ganímedes. Mientras Ganímedes realiza un paso orbital, Europa realiza 2 e Io realiza 4. Todos ellos están en un bloque gravitacional.
Los satélites fueron visitados por las naves espaciales Pioneer 10 (1973) y 11 (1974), así como por las Voyager 1 y 2 (1979), que proporcionaron imágenes en colores brillantes. Galileo comenzó a orbitar el planeta entre 1995 y 2003, sobrevolando las superficies de los cuatro a una distancia de 261 km.
Las tomas más cercanas de Europa muestran grietas y hielo en movimiento, lo que podría indicar la presencia de líquido debajo. Esto también se evidencia en un pequeño número de formaciones de cráteres, ya que la capa superficial puede renovarse. A continuación podrás estudiar todos los satélites de Júpiter con una descripción de sus características, ubicación, distancia al planeta y fotografías desde el espacio.
El astrónomo Vladimir Busarev sobre los satélites galileanos, la posibilidad del surgimiento de vida extraterrestre y la historia de la formación de Júpiter:
Principales lunas de Júpiter |
| № | Nombre | Dimensiones (km) | Peso (kg) | Eje principal | Periodo orbital | mi | Año de apertura |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | 60×40×34 | ~3.6·10 16 | 127.690 kilometros | +7h 4m 29s | 0,00002 | 1980 | |
| 2 | 20×16×14 | ~2·10 15 | 128.690 kilómetros | +7h 9m 30s | 0,0015 | 1979 | |
| 3 | 250×146×128 | 2.08 10 18 | 181.366 kilometros | +11h 57m 23s | 0,0032 | 1892 | |
| 4 | 116×98×84 | ~4.3·10 17 | 221.889 kilometros | +16h 11m 17s | 0,0175 | 1980 | |
| 5 | 3660.0× 3637,4× 3630,6 |
8.9 10 22 | 421.700 kilómetros | +1,77 | 0,0041 | 1610 | |
| 6 | 3121,6 | 4.8 10 22 | 671.034 kilometros | +3,55 | 0,0094 | 1610 | |
| 7 | 5262,4 | 1,5 10 23 | 1.070.412 kilómetros | +7,15 | 0,0011 | 1610 | |
| 8 | 4820,6 | 1.1 10 23 | 1.882.709 kilometros | +16,69 | 0,0074 | 1610 | |
| 9 | 8 | 6.9 10 14 | 7.393.216 kilometros | +129,87 | 0,2115 | 1975/ 2000 | |
| 10 | 10 | 1.1 10 16 | 11.187.781 kilometros | +241,75 | 0,1673 | 1974 | |
| 11 | 170 | 6.7 10 18 | 11.451.971 kilometros | +250,37 | 0,1513 | 1904 | |
| 12 | 36 | 6.3 10 16 | 11.740.560 kilometros | +259,89 | 0,1322 | 1938 | |
| 13 | 86 | 8,7 10 17 | 11.778.034 kilómetros | +261,14 | 0,1948 | 1905 | |
| 14 | 4 | 9.0 10 13 | 12.570.424 kilometros | +287,93 | 0,2058 | 2000/ 2012 | |
| 15 | 3 | 4.5 10 13 | 17.144.873 kilometros | +458,62 | 0,2735 | 2003 | |
| 16 | 1 | 1,5 10 12 | 17.739.539 kilometros | −482,69 | 0,4449 | 2003 | |
| 17 | 2 | 1,5 10 13 | 19.088.434 kilometros | −538,78 | 0,0960 | 2002 | |
| 18 | 2 | 1,5 10 13 | 19.621.780 kilometros | −561,52 | 0,2507 | 2003 | |
| 19 | 2 | 1,5 10 13 | 19.812.577 kilometros | −569,73 | 0,1569 | 2003 | |
| 20 | 1 | ? | 20.101.000 kilómetros | −580,7 | 0,296 | 2011 | |
| 21 | 1 | ? | 20.307.150 kilómetros | −588,82 | 0,3076 | 2010 | |
| 22 | 2 | 1,5 10 13 | 20.453.753 kilometros | −597,61 | 0,2684 | 2004 | |
| 23 | 3 | 4.5 10 13 | 20.464.854 kilometros | −598,09 | 0,2000 | 2002 | |
| 24 | 4 | 9.0 10 13 | 20.540.266 kilometros | −601,40 | 0,1374 | 2003 | |
| 25 | 2 | 1,5 10 13 | 20.567.971 kilometros | −602,62 | 0,2433 | 2002 | |
| 26 | 5 | 1.9 10 14 | 20.722.566 kilometros | −609,43 | 0,2874 | 2001 | |
| 27 | 2 | 1,5 10 13 | 20.743.779 kilometros | −610,36 | 0,3184 | 2003 | |
| 28 | 7 | 4.3 10 14 | 20.823.948 kilómetros | −613,90 | 0,1840 | 2001 | |
| 29 | 4 | 1.2 10 14 | 21.063.814 kilometros | −624,54 | 0,2440 | 2001 | |
| 30 | 2 | 1,5 10 13 | 21.129.786 kilometros | −627,48 | 0,3169 | 2003 | |
| 31 | 4 | 9.0 10 13 | 21.182.086 kilometros | −629,81 | 0,2290 | 2002 | |
| 32 | 4 | 9.0 10 13 | 21.405.570 kilometros | −639,80 | 0,2525 | 2002 | |
| 33 | 28 | 3.0 10 16 | 21.454.952 kilometros | −642,02 | 0,3445 | 1951 | |
| 34 | 2 | 1,5 10 13 | 22.134.306 kilometros | −672,75 | 0,2379 | 2003 | |
| 35 | 3 | 4.5 10 13 | 22.285.161 kilometros | −679,64 | 0,3927 | 2002 | |
| 36 | 2 | 1,5 10 13 | 22.409.207 kilometros | −685,32 | 0,2011 | 2002 | |
| 37 | 5 | 1,6 10 14 | 22.438.648 kilometros | −686,67 | 0,3678 | 2001 | |
| 38 | 2 | 1,5 10 13 | 22.709.061 kilometros | −699,12 | 0,1961 | 2003 | |
| 39 | 4 | 7.5 10 13 | 22.713.444 kilometros | −699,33 | 0,2916 | 2001 | |
| 40 | 2 | 1,5 10 13 | 22.720.999 kilometros | −699,68 | 0,0932 | 2003 | |
| 41 | 2 | 1,5 10 13 | 22.730.813 kilómetros | −700,13 | 0,3438 | 2003 | |
| 42 | 2 | 1,5 10 13 | 22.739.654 kilometros | −700,54 | 0,3930 | 2004 | |
| 43 | 3 | 4.5 10 13 | 22.986.266 kilómetros | −711,96 | 0,2552 | 2001 | |
| 44 | 4 | 9.0 10 13 | 23.044.175 kilometros | −714,66 | 0,6011 | 2003 | |
| 45 | 2 | 1,5 10 13 | 23.111.823 kilometros | −717,81 | 0,2041 | 2003 | |
| 46 | 5 | 1.9 10 14 | 23.180.773 kilometros | −721,02 | 0,2139 | 2001 | |
| 47 | 46 | 1.3 10 17 | 23.197.992 kilometros | −721,82 | 0,2342 | 1938 | |
| 48 | 9 | 8,7 10 14 | 23.214.986 kilometros | −722,62 | 0,2582 | 2000 | |
| 49 | 3 | 4.5 10 13 | 23.230.858 kilometros | −723,36 | 0,3769 | 2002 | |
| 50 | 1 | ? | 23.267.000 kilómetros | −726,8 | 0,387 | 2011 | |
| 51 | 2 | 1,5 10 13 | 23.307.318 kilómetros | −726,93 | 0,3288 | 2002 | |
| 52 | 2 | ? | 23.314.335 kilometros | −724,34 | 0,3200 | 2010 | |
| 53 | 2 | 1,5 10 13 | 23.345.093 kilometros | −776,02 | 0,1951 | 2003 | |
| 54 | 2 | 1,5 10 13 | 23.396.269 kilometros | −737,80 | 0,4115 | 2003 | |
| 55 | 4 | 9.0 10 13 | 23.483.694 kilometros | −735,20 | 0,2828 | 2003 | |
| 56 | 2 | 1,5 10 13 | 23.570.790 kilometros | −739,29 | 0,3003 | 2003 | |
| 57 | 60 | 3.0 10 17 | 23.609.042 kilometros | −741,09 | 0,3743 | 1908 | |
| 58 | 3 | 4.5 10 13 | 23.702.511 kilometros | −745,50 | 0,4077 | 2003 | |
| 59 | 3 | 4.5 10 13 | 23.717.051 kilometros | −746,19 | 0,1492 | 2002 | |
| 60 | 4 | 7.5 10 13 | 23.800.647 kilometros | −750,13 | 0,1775 | 2001 | |
| 61 | 1 | 1,5 10 12 | 23.857.808 kilometros | −752,84 | 0,2761 | 2003 | |
| 62 | 4 | 9.0 10 13 | 23.973.926 kilometros | −758,34 | 0,3070 | 2003 | |
| 63 | 38 | 7,5 10 16 | 24 057 865 | −762,33 | 0,2750 | 1914 | |
| 64 | 2 | 1,5 10 13 | 24.252.627 kilometros | −771,60 | 0,4431 | 2002 | |
| 65 | 4 | 9.0 10 13 | 24.264.445 kilometros | −772,17 | 0,3690 | 2002 | |
| 66 | 5 | 2.1 10 14 | 24.687.239 kilómetros | −792,44 | 0,3077 | 2001 | |
| 67 | 2 | 1,5 10 13 | 30.290.846 kilometros | −1077,02 | 0,1882 | 2003 |
Satélites regulares de Júpiter
Los satélites regulares de Júpiter se llaman así porque sus órbitas giran en la misma dirección que el planeta. Las trayectorias orbitales son casi circulares, tienen poca inclinación y orbitan cerca de la línea ecuatorial del planeta. Las más grandes son las lunas galileanas.
Estos satélites contienen aproximadamente el 99,999% de la masa total en la trayectoria orbital alrededor del planeta y están a una distancia de entre 400.000 y 2.000.000 km. Estos también son algunos de los cuerpos más masivos del sistema, superando los radios de los enanos.
La lista incluye Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Los nombres fueron dados por Simon Marius. La más interesante es Io, que era sacerdotisa de Hera y se convirtió en amante de Zeus.
Ío tiene 3.642 kilómetros de diámetro y es la cuarta luna más grande del sistema. Este es un verdadero reino volcánico, donde hay aproximadamente 400 formaciones activas. Compuesto principalmente de hierro fundido. La Luna está dotada de una capa atmosférica extremadamente delgada (dióxido de azufre).
Europa lleva el nombre de una mujer noble fenicia a quien Zeus cortejó. Se convirtió en reina de Creta. Cubre 31.216 km y es el más pequeño del grupo Galileo. La superficie está formada por una capa de agua que rodea el manto (100 km). La capa superior es hielo y la inferior es agua líquida. Si es así, entonces este es un lugar prometedor para buscar vida.
La superficie de Europa carece de cráteres porque la luna es joven y tectónicamente activa. Consiste en materiales de silicato, un núcleo de hierro y una capa atmosférica débil (oxígeno).
Con un diámetro de 5262 km, Ganímedes ocupa el primer lugar en tamaño entre los satélites del Sistema Solar. Supera a Mercurio, pero es un mundo helado, por lo que sólo alcanza la mitad de su masa. También es la única luna que tiene una magnetosfera formada por convección dentro de un núcleo de hierro.
El satélite está formado por roca de silicato y hielo de agua. Se cree que a una profundidad de 200 km hay un océano de agua salada. En la superficie hay muchos cráteres, la mayoría de los cuales están cubiertos de hielo. O, O 2 y ozono están presentes en la atmósfera.
Calisto es el más distante de los cuatro satélites de Galileo. Se extiende sobre 4820,6 km y es el tercero más grande del sistema. El nombre fue dado en honor a la hija del rey Licaón. Está representado a partes iguales por rocas y hielo. No tiene una alta densidad y puede albergar el océano a una profundidad de 100 km.
La superficie está sembrada de cráteres, siendo el más grande (Valhalla) de 3.000 km de ancho. La atmósfera es delgada y contiene dióxido de carbono y oxígeno molecular. Calisto está más lejos de Júpiter, por lo que está más protegida de la radiación.
El grupo interior incluye 4 satélites, cuyo diámetro es inferior a 200 km, separados por menos de 200.000 km y con inclinaciones orbitales de 0,5 grados. Aquí están presentes Metis, Adrastea, Almatea y Tebe.
El más cercano es Métis (128.000 km). Tiene 40 km de diámetro y tiene una forma extremadamente asimétrica. No lograron encontrarlo hasta 1979, durante el paso de la Voyager 1. Nombrado en honor a la primera esposa de Zeus.
A una distancia de 129.000 km del planeta, se encuentra Adrastea con una anchura de 20 km. Es la luna más pequeña de este grupo, encontrada por la Voyager en 1979.
Almathea fue encontrada en 1892. Esto fue hecho por E. E. Barnard, quien le puso el nombre de la ninfa. Representado por hielo de agua poroso con materiales no identificados. Hay muchas formaciones de cráteres en la superficie.
Teba tiene una forma irregular y un color rojizo. También hay muchos cráteres en la superficie y altas montañas.
Sistema Júpiter
El astrónomo Dmitry Titov sobre las características de los satélites de Júpiter, la posibilidad de que aparezca vida en ellos y la expedición espacial JUICE:
Satélites irregulares de Júpiter
Los satélites irregulares son cuerpos celestes mucho más pequeños, ubicados mucho más lejos del planeta y dotados de órbitas excéntricas. Divididos en grupos identificados por características orbitales o estructurales. Fueron atraídos por la gravedad planetaria o formados por impactos.
El grupo toma su nombre del miembro más grande. Por ejemplo, está el grupo Himalia, donde la luna alcanza un diámetro de 85 km. Anteriormente era un asteroide y era atraído por la gravedad de Júpiter.
El grupo de Karme sigue el satélite de 23 kilómetros. Todos los objetos están dotados de órbitas retrógradas (giran en la dirección planetaria opuesta).
Ananke se extiende por 14 km. También antiguamente era un asteroide que era atraído por la gravedad. Dotado de pasajes orbitales retrógrados.
Hay muchos objetos de diferentes colores en Pasipha. Todos ellos se formaron tras una serie de impactos. El radio alcanza los 30 km y gira retrógradamente. También hay satélites que no están incluidos en otros grupos. Se trata de S/2003 J 12 y S/2011 J 1, siendo el primero el satélite más distante.
Estructura y composición de los satélites de Júpiter.
La densidad media disminuye con la distancia del planeta. La menos densa es Calisto, formada por hielo y piedra. Io tiene piedra y hierro. La superficie del cráter es característica de Calisto, lo que indica la ausencia de un núcleo rocoso o metálico.
La distancia al planeta también se correlaciona con cambios significativos en la estructura de la superficie de los satélites. Ganímedes muestra actividad tectónica en el pasado. Europa tiene una capa de hielo e Io es la luna más interior con azufre y volcanes activos.
Se puede observar: cuanto más cerca está el objeto del planeta, más caliente está la superficie. Se cree que todas las lunas tenían una estructura interna que recuerda a la moderna Calisto. Es decir, a todos los satélites excepto Calisto se les derritió el hielo en el interior, lo que permitió que las rocas y el hierro se hundieran más profundamente en el interior y el agua cubriera la superficie.
Es difícil decir quién inventó el telescopio por primera vez. Se sabe que incluso los antiguos utilizaban lupas. También nos ha llegado la leyenda de que supuestamente Julio César, durante una incursión en Gran Bretaña desde las costas de la Galia, miró la brumosa tierra británica a través de un telescopio. Roger Bacon, uno de los científicos y pensadores más notables del siglo XIII, afirmó en uno de sus tratados haber inventado una combinación de lentes con la ayuda de las cuales los objetos distantes parecen cercanos cuando se miran.
Se desconoce si esto realmente sucedió. Es indiscutible, sin embargo, que a principios del siglo XVII en Holanda, casi simultáneamente, tres ópticos anunciaron la invención del telescopio: Lippershey, Metius y Jansen. Dicen que los hijos de uno de los ópticos, jugando con lentes, colocaron accidentalmente dos de ellas de modo que un campanario lejano de repente pareció cercano. Sea como fuere, a finales de 1608 se fabricaron los primeros telescopios y los rumores sobre estos nuevos instrumentos ópticos se extendieron rápidamente por toda Europa.
En Padua en ese momento ya era ampliamente conocido Galileo Galilei, profesor de la universidad local, orador elocuente y apasionado partidario de las enseñanzas de Copérnico. Al enterarse de un nuevo instrumento óptico, Galileo decidió construir un telescopio con sus propias manos. Él mismo habla de ello de esta manera:
“Hace diez meses se supo que un tal flamenco había construido una perspectiva con la que los objetos visibles situados lejos de los ojos se distinguen claramente, como si estuvieran cerca. Esta fue la razón por la que me dediqué a buscar las bases y los medios para la invención de un instrumento similar. Poco después, basándose en la doctrina de la refracción, comprendí la esencia del asunto y primero hice un tubo de plomo, en cuyos extremos coloqué dos vasos ópticos, ambos planos por un lado y uno convexo por el otro. -esférico, el otro cóncavo”.
Este primogénito de la tecnología telescópica dio un aumento de sólo tres veces. Posteriormente, Galileo logró construir un instrumento más avanzado que aumentaba 30 veces. Y luego, como escribe Galileo, “habiendo abandonado los asuntos terrenales, me volví hacia los celestiales”.
El 7 de enero de 1610 seguirá siendo para siempre una fecha memorable en la historia de la humanidad. En la tarde de este día, Galileo apuntó al cielo por primera vez con el telescopio que había construido. Vio algo que era imposible de prever de antemano. La Luna, salpicada de montañas y valles, resultó ser un mundo similar, al menos en relieve, a la Tierra. El planeta Júpiter apareció ante los ojos del asombrado Galileo como un pequeño disco alrededor del cual giraban cuatro estrellas inusuales: sus satélites. Esta imagen en miniatura se parecía al sistema solar según las ideas de Copérnico. Observado a través de un telescopio, el planeta Venus parecía una pequeña Luna. Cambió sus fases, lo que indicó su revolución alrededor del Sol. En el propio Sol (cubriéndose los ojos con un cristal oscuro), Galileo vio manchas negras, refutando así la enseñanza generalmente aceptada de Aristóteles sobre la "pureza inviolable de los cielos". Estas manchas se desplazaron con respecto al borde del Sol, de lo que Galileo concluyó correctamente que el Sol gira alrededor de su eje.
En las noches oscuras y transparentes, en el campo de visión del telescopio galileano se podían ver muchas estrellas inaccesibles a simple vista. Algunos puntos brumosos en el cielo nocturno resultaron ser cúmulos de estrellas débilmente luminosas. La Vía Láctea también resultó ser un gran conjunto de estrellas abarrotadas: una franja blanquecina y ligeramente luminosa que rodea todo el cielo.
Las imperfecciones del primer telescopio impidieron a Galileo observar los anillos de Saturno. En lugar de un anillo, vio dos extraños apéndices a ambos lados de Saturno, y en su "Starry Messenger", un diario de observaciones, Galileo se vio obligado a escribir que "observó el planeta más alto" (es decir, Saturno) " por triplicado.”
Los descubrimientos de Galileo sentaron las bases astronomía telescópica. Pero sus telescopios (Fig. 11), que finalmente aprobaron la nueva cosmovisión copernicana, eran muy imperfectos. Ya en vida de Galileo fueron sustituidos por telescopios de un tipo ligeramente diferente. El inventor del nuevo instrumento fue Johannes Kepler, que ya conocemos. En 1611, en su tratado Dioptrics, Kepler describió un telescopio formado por dos lentes biconvexas. El propio Kepler, siendo un típico astrónomo teórico, se limitó a describir únicamente el diseño de un nuevo telescopio, y el primero en construir dicho telescopio y utilizarlo con fines astronómicos fue el jesuita Scheiner, el oponente de Galileo en su acalorado debate sobre la naturaleza de manchas solares.
Consideremos los esquemas ópticos y los principios de funcionamiento de los telescopios galileanos y keplerianos. Lente A, frente al objeto de observación, se llama lente, y esa lente EN, a lo que el observador pone su mirada - ocular. Si una lente es más gruesa en el medio que en los bordes, se llama colectivo o positivo, de lo contrario - dispersivo o negativo. Tenga en cuenta que en el propio telescopio de Galileo la lente era una lente planoconvexa y el ocular era una lente planocóncava. Básicamente, el telescopio galileano fue el prototipo de los binoculares de teatro modernos, que utilizan lentes biconvexas y bicóncavas. En el telescopio Kepler, tanto el objetivo como el ocular eran lentes lenticulares positivas.
Imaginemos la lente biconvexa más simple, cuyas superficies esféricas tienen la misma curvatura. La línea recta que conecta los centros de estas superficies se llama eje óptico lentes. Si los rayos que caen paralelos al eje óptico caen sobre una lente de este tipo, se refractan en la lente y se recogen en un punto del eje óptico llamado enfocar lentes. La distancia desde el centro de la lente hasta su foco se llama distancia focal. No es difícil entender que cuanto mayor es la curvatura de las superficies de una lente colectora, más corta es su distancia focal. En el enfoque de una lente de este tipo siempre resulta real imagen de un objeto.
Las lentes negativas divergentes se comportan de manera diferente. Dispersan un haz de luz que cae sobre ellos paralelo al eje óptico, y no los rayos en sí, sino sus extensiones, convergen en el foco de dicha lente. Por tanto, las lentes divergentes tienen, como suele decirse, imaginario centrarse y dar imaginario imagen.
En la Fig. La Figura 12 muestra la trayectoria de los rayos en el telescopio galileano. Dado que los cuerpos celestes, prácticamente hablando, están "en el infinito", sus imágenes se obtienen en plano focal, es decir, en el plano que pasa por el foco F y perpendicular al eje óptico. Entre el foco y la lente, Galileo colocó una lente divergente, lo que dio imaginario, directo y magnificado imagen Minnesota.
La principal desventaja del telescopio galileano era el tamaño muy pequeño línea de visión- así se llama el diámetro angular del círculo del cielo visible a través de un telescopio. Debido a esto, a Galileo le resultó muy difícil apuntar el telescopio al cuerpo celeste y observarlo. Por la misma razón, los telescopios galileanos no se utilizaron en astronomía después de la muerte de su inventor, y los binoculares de teatro modernos pueden considerarse su reliquia.
En el telescopio Kepleriano (ver Fig. 12) la imagen CD resulta ser real, magnificado y invertido. La última circunstancia, inconveniente a la hora de observar objetos terrestres, no tiene importancia en astronomía; después de todo, no existe un techo o un fondo absolutos en el espacio y, por lo tanto, un telescopio no puede poner los cuerpos celestes "al revés".
La primera de las dos principales ventajas de un telescopio es el aumento del ángulo de visión desde el que vemos los objetos celestes. Como ya se mencionó, el ojo humano es capaz de distinguir por separado dos partes de un objeto si la distancia angular entre ellas no es inferior a un minuto de arco. Así, por ejemplo, en la Luna el ojo desnudo sólo puede distinguir grandes detalles cuyo diámetro supera los 100 kilómetros. En condiciones favorables, cuando el Sol está envuelto en una neblina, se pueden ver las manchas solares más grandes en su superficie. A simple vista no se ven otros detalles de los cuerpos celestes. Los telescopios aumentan el ángulo de visión decenas y cientos de veces.
La segunda ventaja de un telescopio en comparación con el ojo es que capta mucha más luz que la pupila del ojo humano, que incluso en completa oscuridad tiene un diámetro de no más de 8 milímetros. Evidentemente, la cantidad de luz captada por un telescopio es tantas veces mayor que la cantidad captada por el ojo como el área de la lente es mayor que el área de la pupila. En otras palabras, esta relación es igual a la relación entre los cuadrados de los diámetros de la lente y la pupila.
La luz recogida por el telescopio emerge de su ocular en forma de un haz de luz concentrado. Su sección más pequeña se llama alumno de salida. De hecho, alumno de salida es la imagen de la lente creada por el ocular. Se puede demostrar que el aumento de un telescopio (es decir, el aumento del ángulo de visión en comparación con el ojo desnudo) es igual a la relación entre la distancia focal de la lente y la distancia focal del ocular. Parecería que aumentando la distancia focal de la lente y disminuyendo la distancia focal del ocular se puede lograr cualquier aumento. En teoría esto es cierto, pero prácticamente todo parece diferente. En primer lugar, cuanto mayor sea el aumento utilizado en un telescopio, menor será su campo de visión. En segundo lugar, a medida que aumenta el aumento, los movimientos del aire se vuelven más notorios. Los chorros de aire no homogéneos manchan, estropean la imagen y, a veces, lo que es visible con bajos aumentos desaparece con grandes aumentos. Finalmente, cuanto mayor sea el aumento, más pálida y oscura será la imagen de un cuerpo celeste (por ejemplo, la Luna). En otras palabras, a medida que aumenta el aumento, aunque se ven más detalles en la Luna, el Sol y los planetas, el brillo de la superficie de sus imágenes disminuye. Existen otros obstáculos que impiden el uso de aumentos muy grandes (por ejemplo, miles y decenas de miles de veces). Tenemos que buscar algo óptimo y, por eso, incluso en los telescopios modernos, por regla general, los aumentos más altos no superan varios cientos de veces.
Al crear telescopios, desde la época de Galileo, se ha seguido la siguiente regla: la pupila de salida del telescopio no debe ser mayor que la pupila de salida del observador. Es fácil darse cuenta de que, de lo contrario, se desperdiciará parte de la luz recogida por la lente. Una cantidad muy importante que caracteriza la lente de un telescopio es su relativa agujero, es decir, la relación entre el diámetro de la lente del telescopio y su distancia focal. Relación de apertura La lente se llama cuadrado de la apertura relativa del telescopio. Cuanto más “rápido” es el telescopio, es decir, cuanto mayor es la apertura de su lente, más brillantes son las imágenes de los objetos que produce. La cantidad de luz captada por un telescopio depende únicamente del diámetro de su lente (¡pero no de la relación de apertura!). Debido a un fenómeno llamado difracción en óptica, cuando se observan a través de telescopios, las estrellas brillantes aparecen como pequeños discos rodeados por varios anillos concéntricos de arcoíris. Por supuesto, los discos de difracción no tienen nada que ver con los discos estelares reales.
Para concluir, informaremos al lector de los datos técnicos básicos sobre los primeros telescopios galileanos. El más pequeño tenía un diámetro de lente de 4 cm a distancia focal 50 cm(su apertura relativa era 4/50 = 0,08). Aumentó el ángulo de visión sólo tres veces. El segundo telescopio, más avanzado, con el que Galileo hizo sus grandes descubrimientos, tenía una lente objetivo con un diámetro de 4,5 cm a distancia focal 125 cm y dio un aumento de 34 veces. Al observar con este telescopio, Galilei distinguió estrellas de hasta la octava magnitud, es decir, 6,25 veces más débiles que las que a simple vista apenas pueden verse en el cielo nocturno.
Así fue el modesto comienzo del "campeonato" de telescopios que se desarrolló más tarde: una larga lucha por mejorar estos principales instrumentos astronómicos.
Notas
Cito del libro de B.G. Kuznetsov “Galileo”, “Ciencia”, 1964, pág.
El nombre de "telescopio" fue asignado al nuevo instrumento por decisión de la Academia Italiana de Ciencias.
Se dedica una sección especial a los telescopios reflectores de espejos.
La trompa de Galileo no tiene pupila de salida.
La noche del 7 de enero de 1610 se produjo una verdadera revolución en la historia de la astronomía observacional: por primera vez telescopio terrestre Estaba apuntado al cielo. Por unas noches genial. galileo(1564 - 1642) descubrió cráteres inaccesibles a simple vista, picos y cadenas montañosas en la Luna, satélites de Júpiter e infinidad de estrellas que la componen. Un poco más tarde, Galileo observó las fases de Venus y extrañas formaciones alrededor de Saturno (que se trataba de los famosos anillos se supo mucho más tarde, en 1658, como resultado de las observaciones de Huygens).
Con envidiable eficacia, Galileo publicó los resultados de sus observaciones en el Starry Messenger. En tan sólo unos días se mecanografió e imprimió un libro de casi 10 páginas impresas, un fenómeno casi imposible incluso en nuestros tiempos. Fue publicado ya en marzo del mismo 1610.
Galileo no es considerado el inventor del telescopio que utilizó, aunque lo fabricó personalmente. Anteriormente había oído rumores de que en Holanda habían aparecido instrumentos ópticos en los que una lente planoconvexa sirve como objetivo y una lente planocóncava como ocular. La prioridad de la invención fue cuestionada por varios ópticos holandeses, entre ellos Zacharias Jansen, Jacob Maecius y Heinrich Lippershey (este último aparentemente tenía más razones para ello). Sin embargo, Galileo pudo desentrañar de forma independiente la estructura de dicho dispositivo y traducir su idea de estos tubos "en metal", construyendo tres tubos en unos pocos días. La calidad de cada uno posterior fue significativamente mayor que el anterior. Pero lo más importante es que fue Galileo el primero en apuntar con su trompeta al cielo.
La pipa “holandesa” no apareció de la nada. En 1604, el libro de J. Kepler “ Adiciones a Vitelio, que expone la parte óptica de la astronomía.«.
Escrito en forma de complemento al tratado de un autorizado científico polaco del siglo XII. Vitelio (Vitello) este trabajo se convirtió en un fenómeno en el estudio de las leyes de la óptica geométrica. De hecho, Kepler, considerando la trayectoria de los rayos en un sistema óptico que consta de una lente biconvexa y bicóncava, da una justificación teórica para el diseño del futuro tubo óptico "holandés" (o "galileo").
Esto es tanto más sorprendente cuanto que el propio Kepler, debido a un defecto visual congénito, no podía ser un buen observador. Sufría de poliopía monocular (visión múltiple), en la que un solo objeto parece múltiple. Este defecto se vio agravado aún más por una miopía severa. Pero las palabras de Goethe son ciertas: “ Cuando comparas la historia de vida de Kepler con quién se convirtió y lo que hizo, te sorprendes y al mismo tiempo te convences de que un verdadero genio supera cualquier obstáculo.«.
Al enterarse de los descubrimientos de Galileo y recibir de él una copia del "Mensajero estrellado", Kepler ya el 19 de abril de 1610 envió a Galileo una reseña entusiasta, publicándola simultáneamente ("Conversación con el Mensajero estrellado"), y... regresó a la consideración de cuestiones ópticas. Y unos días después de la finalización de la "Conversación", Kepler desarrolló un diseño para un nuevo tipo de telescopio: telescopio refractor, cuya descripción sitúa en su ensayo “Dioptrics”. El libro fue escrito en agosto-septiembre del mismo 1610 y publicado en 1611.
En este trabajo, Kepler, entre otros, consideró una combinación de dos lentes biconvexas como base para un nuevo tipo de tubo astronómico. La tarea que se propuso se formuló de la siguiente manera: “ Con dos gafas biconvexas, obtenga imágenes claras, grandes pero invertidas. Supongamos que la lente que sirve de objetivo esté situada a tal distancia del objeto que su imagen inversa sea confusa. Si ahora, entre el ojo y esta imagen confusa, no lejos de esta última, se coloca un segundo vaso colector (ocular), éste hará que los rayos que emanan del objeto converjan y darán así una imagen clara.«.
Kepler demostró que también era posible obtener imágenes directas. Para ello es necesario introducir una tercera lente en este sistema.
La ventaja del sistema propuesto por Kepler fue principalmente un campo de visión más amplio. Se sabe que los rayos de luz de una estrella situada lejos del eje óptico no llegan al centro del ocular. Y si en el ocular cóncavo del tubo "holandés-galileo" se desvían aún más del centro (es decir, no son visibles), entonces en el ocular convexo de Kepler se juntarán hacia el centro y caerán en la pupila del ojo. . Gracias a esto, el campo de visión aumenta significativamente, en el que todos los objetos observados son visibles de forma clara y clara. Además, en el plano de la imagen del tubo Kepler, entre el objetivo y el ocular, se puede colocar una placa transparente con una retícula o escala graduada. Esto permitirá realizar no solo observaciones, sino también las mediciones necesarias. Está claro que el tubo "kepleriano" pronto reemplazó al tubo "holandés", que actualmente se utiliza sólo en binoculares de teatro.
Kepler no contaba con los fondos ni los especialistas necesarios para fabricar un telescopio de su diseño. Pero el matemático, físico y astrónomo alemán K. Sheiner(1575-1650), según la descripción dada en Dioptrics, en 1613 construyó el primer telescopio refractor de tipo kepleriano y lo utilizó para observar las manchas solares y estudiar la rotación del Sol alrededor de su eje. Posteriormente también fabricó un tubo de tres lentes, dando una imagen directa.
El desarrollo de un diseño de telescopio eficiente no fue la única contribución de Kepler a la óptica astronómica y general. Entre sus resultados destacamos: la prueba de la ley fotométrica básica (la intensidad de la luz es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia desde la fuente), el desarrollo de una teoría matemática de la refracción y una teoría del mecanismo de la visión. Kepler acuñó los términos "convergencia" y "divergencia" y demostró que las lentes de las gafas corrigían los defectos de la visión cambiando la convergencia de los rayos antes de que entraran en el ojo. Kepler también introdujo en el uso científico los términos “eje óptico” y “menisco”.
Tanto en los Suplementos como en las Dioptricas, Kepler presentó un material tan revolucionario que al principio no fue comprendido y no obtuvo pronto la victoria.
No hace mucho, el óptico italiano V. Ronchi escribió: “El ingenioso complejo de las obras de Kepler contiene todos los conceptos básicos de la óptica geométrica moderna: nada aquí ha perdido su significado en los últimos tres siglos y medio. Si se olvida alguna de las disposiciones de Kepler, sólo podemos lamentarlo. La óptica moderna puede llamarse con razón kepleriana”.
Después de Kepler, se dieron pasos importantes en el desarrollo de la teoría y sus aplicaciones prácticas en óptica. R. Descartes(1596-1650) y X.Huygens(1629-1695). Kepler también intentó formular la ley de refracción, pero no logró encontrar una expresión exacta para el índice de refracción, aunque durante sus experimentos descubrió el fenómeno de la reflexión interna total. Descartes dio la formulación exacta de la ley de refracción en la sección "Dioptrica" de su famosa obra "Discurso sobre el método" (1637). Para eliminar las esféricas, Descartes combina superficies de lentes esféricas con superficies hiperbólicas y elípticas.
Huygens trabajó de forma intermitente en su obra “Dioptrics” durante 40 años. Al mismo tiempo, dedujo la fórmula básica de una lente, relacionando la posición de un objeto en el eje óptico con la posición de su imagen. Para reducir las aberraciones esféricas del telescopio, propuso el diseño “ telescopio de aire“, en el que la lente, que tenía una distancia focal larga, estaba ubicada en un poste alto y el ocular en un trípode montado en el suelo. La longitud de un “telescopio aéreo” de este tipo alcanzó los 64 m.
Con su ayuda, Huygens descubrió, en particular, los anillos de Saturno y el satélite Titán. En 1662, Huygens propuso un nuevo sistema óptico de oculares, que más tarde recibió su nombre. El ocular constaba de dos lentes biconvexas separadas por un importante espacio de aire. El diseño eliminó la aberración cromática y el astigmatismo. También se sabe que Huygens también fue responsable del desarrollo de la teoría ondulatoria de la luz.
Pero para resolver aún más los problemas teóricos y prácticos de la óptica, se necesitaba un genio. Yo Newton. Cabe señalar que Newton (1643-1727) fue el primero en comprender que la borrosidad de las imágenes en un telescopio refractor, independientemente de los esfuerzos que se hagan para eliminar la aberración esférica, está asociada con la descomposición de la luz blanca en los colores del arco iris en las lentes y prismas de sistemas ópticos ( aberración cromática). Newton deriva la fórmula de la aberración cromática.
Después de numerosos intentos de crear el diseño de un sistema acromático, Newton se decidió por la idea. telescopio de espejo (reflector), cuya lente era un espejo esférico cóncavo sin aberración cromática. Habiendo dominado el arte de producir aleaciones y pulir espejos metálicos, el científico comenzó a fabricar un nuevo tipo de telescopios.
El primer reflector, construido por él en 1668, tenía unas dimensiones muy modestas: longitud - 15 cm, diámetro del espejo - 2,5 cm. El segundo, creado en 1671, era mucho más grande. Ahora se encuentra en el museo de la Royal Society de Londres.
Newton también estudió el fenómeno de la interferencia de la luz, midió la longitud de onda de la luz e hizo otros descubrimientos notables en óptica. Consideraba la luz como una corriente de diminutas partículas (corpúsculos), aunque no negaba su naturaleza ondulatoria. Sólo en el siglo XX. Fue posible “reconciliar” la teoría ondulatoria de la luz de Huygens con la teoría corpuscular de Newton: las ideas sobre la dualidad onda-partícula de la luz se establecieron en la física.
Los historiadores de la ciencia afirman que en el siglo XVII. Se produjo una revolución científica natural. Kepler estuvo en sus orígenes, descubriendo las leyes de revolución planetaria alrededor del Sol. Newton en la etapa final se convirtió en el fundador de la mecánica moderna, el creador de las matemáticas de los procesos continuos. Estos científicos inscribieron para siempre sus nombres en el desarrollo de la óptica astronómica.
El desarrollo de la óptica acromática está asociado al nombre de Joseph Fraunhofer. Joseph Fraunhofer (1787-1826) era hijo de un vidriero. De niño trabajó como aprendiz en un taller de espejos y vidrio. En 1806 entró al servicio del entonces famoso gran taller de óptica de Utzschneider en Benediktbeyern (Baviera); Más tarde se convirtió en su líder y propietario.
Los instrumentos ópticos y los instrumentos producidos por el taller se generalizaron por todo el mundo. Introdujo importantes mejoras en la tecnología de fabricación de grandes lentes acromáticas. Junto con P. L. Guinan, Fraunhofer estableció la producción en fábrica de buen vidrio de sílex y vidrio corona, y también realizó mejoras significativas en todos los procesos de fabricación de vidrio óptico. Desarrolló un diseño original para una máquina pulidora de lentes.
Fraunhofer también propuso un método fundamentalmente nuevo para procesar lentes, el llamado "método de rectificado por radio". Para controlar la calidad del tratamiento de la superficie de las lentes, Fraunhofer utilizó una prueba de edema y para medir los radios de curvatura de las lentes utilizó un esferómetro, cuyo diseño fue desarrollado por Georg Reichenbach a principios del siglo XIX.
El uso de pruebas de hinchamiento para controlar las superficies de las lentes mediante la observación de la interferencia de los "anillos de Newton" es uno de los primeros métodos para controlar la calidad del procesamiento de las lentes. El descubrimiento de Fraunhofer de las líneas oscuras en el espectro solar y su uso para mediciones precisas del índice de refracción creó por primera vez una posibilidad real de utilizar métodos ya bastante precisos para calcular las aberraciones de los sistemas ópticos con fines prácticos. Hasta que se pudiera determinar con suficiente precisión la dispersión relativa de las lentes de vidrio, era imposible fabricar buenas lentes acromáticas.
Después de 1820, Fraunhofer produjo una gran cantidad de instrumentos ópticos de alta calidad con óptica acromática. Su mayor logro fue la producción en 1824 del telescopio refractor acromático Big Fraunhofer. De 1825 a 1839 V. Ya. Struve trabajó en este instrumento. Por la producción de este telescopio, Fraunhofer fue elevado a la nobleza.
La lente acromática del telescopio Fraunhofer consistía en una lente de vidrio de corona biconvexa y una lente de vidrio planocóncava débil de sílex. La aberración cromática primaria se corrigió relativamente bien, pero la aberración esférica se corrigió sólo para una zona. Es interesante observar que, aunque Fraunhofer desconocía la "condición sinusoidal", su lente acromática prácticamente no tenía aberración de coma.
La fabricación de grandes telescopios refractores acromáticos se llevó a cabo a principios del siglo XIX. también otros maestros alemanes: K. Utzschneider, G. Merz, F. Mahler. En el antiguo observatorio de Tartu, en el Observatorio de Kazán y en el Observatorio Astronómico Principal de la Academia de Ciencias de Rusia en Pulkovo, todavía se conservan los telescopios refractores fabricados por estos maestros.
A principios del siglo XIX. La producción de telescopios acromáticos también se inició en Rusia, en las instituciones mecánicas del Estado Mayor en San Petersburgo. Una de estas trompetas con tubo octogonal de caoba y monturas de lentes y oculares de latón, montada sobre un trípode (1822), se conserva en el Museo M. V. Lomonosov de San Petersburgo.
telescopios fabricados por Alvan Clark. Alvan Clarke era retratista de profesión. Como aficionado, me dedicaba a pulir lentes y espejos. Desde 1851, aprendió a pulir lentes viejas y, comprobando la calidad de su producción mediante las estrellas, descubrió varias estrellas dobles: 8 Sextans, 96 Cetus, etc.
Habiendo recibido la confirmación de la alta calidad del procesamiento de lentes, él, junto con sus hijos George y Graham, organizó primero un pequeño taller y luego una empresa bien equipada en Cambridge, especializada en la fabricación y prueba de lentes para telescopios. Este último se llevó a cabo en un túnel de 70 m de largo a lo largo de una estrella artificial. Pronto surgió la empresa más grande del hemisferio occidental, Alvan Clark and Sons.
En 1862, la empresa de Clark construyó un refractor de 18 pulgadas que se instaló en el Observatorio Dearbon (Mississippi). La lente acromática de este telescopio, de 47 cm de diámetro, estaba hecha de coronas y discos de pedernal que Clark recibió de Chance and Brothers. La empresa de Clark tenía el mejor equipo para pulir lentes en ese momento.
En 1873, el refractor acromático de 26 pulgadas de Alvan Clark comenzó a funcionar en Washington. Con su ayuda, Asaph Hall descubrió dos satélites de Marte en 1877: Fobos y Deimos.
Vale la pena señalar que ya en ese momento los telescopios potentes casi se acercaban al límite de las capacidades de los sistemas ópticos tradicionales. Ha pasado la época de las revoluciones y poco a poco la tecnología tradicional de observación de estrellas ha alcanzado sus máximas capacidades. Sin embargo, antes de la invención de los radiotelescopios a mediados del siglo XX, los astrónomos todavía no tenían otra oportunidad de observar el espacio interestelar.