Украiнськi витоки вiдомого фiзика-оптика академiка В.П. Лiнника
Информация - Авиация, Астрономия, Космонавтика
Другие материалы по предмету Авиация, Астрономия, Космонавтика
точнiстю 0.1" за вимiрювальноi бази калiбра лише 300 мм. РЖнтерференцiйний гелiометр конструкцii В.П. Лiнника давав змогу вимiрювати кутовий дiаметр Сонця з точнiстю, значно бiльшою, нiж точнiсть iнших тогочасних методiв вимiрювання.
Велику увагу придiляв В.П. Лiнник астрономiчним спостереженням, i в цiй галузi вiн розробив цiлу низку нових методiв дослiдження. Наприклад, 1959 р. Володимир Павлович запропонував оригiнальний метод отримування iнтерференцiйних реперiв на фотознiмку спектру, знятого за допомогою безщiлинного зоряного спектрографа [16]. Метод полягаСФ в тому, шо використовуються так званi смуги Тальбота, якi на знiмку служать за спектри порiвняння у спектрографах зi щiлиною. Наявнiсть iнтерференцiйних реперiв, а також розроблена В.П. Лiнником методика отримування спектрограм та дослiдження iх за допомогою стереокомпаратора усувають помилки визначення довжин хвиль лабораторного джерела свiтла, виключають накладання спектральних лiнiй цього джерела на дослiджуванi лiнii та пiдвищують точнiсть вимiрювання змiщення лiнiй у спектрах зiр. Завдяки цьому полiпшуються можливостi визначення променевих швидкостей зiр. Але ця схема мала один недолiк: щоб пiдвищити точнiсть, треба мати досить тонкi смуги, але в такому разi iх видно багато i вони замивають основний спектр. Тому згодом В.П. Лiнник запропонував ще одну iдею для вимiрювання доплерiвського змiщення, яка давала можливiсть розширювати спектр зорi [17].
Витвiр В.П. Лiнника зенiтний колiматор для випробовування зорових труб i для кутових вимiрянь пiд час дослiдження iнструментiв у лабораторних умовах довго слугував багатьом лабораторiям та оптичним майстерням [18].
Володимир Павлович ще у 1930-тi pp., беручи активну участь у становленнi радянськоi оптичноi промисловостi, мрiяв про розширення можливостей астрономiчних приладiв [19]. Невдовзi пiсля вiйни, коли краiна ще не встигла вiдновити зруйноване, академiк В.П. Лiнник звертаСФться до керiвних органiв СРСР iз пропозицiСФю розпочати розробку дзеркала та механiки для найбiльшого у свiтi телескопа. Пiсля великоi попередньоi розрахунковоi роботи й довгих переговорiв нарештi 5 березня 1960 р. Рада Мiнiстрiв СРСР ухвалила постанову про створення телескопа-рефлектора з головним дзеркалом нечуваних на той час розмiрiв 6 м. Основнi роботи були дорученi Ленiнградському оптико-механiчному обСФднанню (ЛОМО). Паралельно проводились спецiальнi дослiднi роботи з вибору мiiя для телескопа, у результатi довгих пошукiв обрали мiiе поряд з горою Пастухова неподалiк станицi Зеленчуцькоi КарачаСФво-Черкеськоi автономноi областi, на висотi 2100 м над рiвнем моря.
В.П. Лiнник, який був на той час головою ради зi створення 6-м телескопа (ВТА), запропонував азимутальне монтування принципово важливе для успiшноi роботи велетенського iнструмента. В.П. Лiнник разом iз чл.-кор. АН СРСР О.О. Мельниковим вирiшили замiнити екваторiальне монтування, коли телескоп пiд час слiдкування за зорею обертаСФться навколо однiСФi осi (паралельноi осi обертання Землi), на монтування, що маСФ двi осi обертання горизонтальну та вертикальну. Ранiше ведення телескопа з азимутальним монтуванням здiйснювали вручну, але воно не могло бути точним для великих телескопiв. РЖз розвитком електронiки та появою обчислювальних машин стало можливим автоматично стежити одночасно за двома координатами. Азимутальне монтування маСФ значнi переваги у разi великих дзеркал, бо полегшуСФ процес розвантажування головного дзеркала, пiдвищуСФ жорсткiсть телескопа, одночасно зменшуючи його розмiри.
Крiм того, за первiсним планом оснащення ВТА передбачалось установити на додаток до комплекту дифракцiйних спектрографiв ще й безщiлинний спектрограф Лiнника. Телескоп успiшно працюСФ вже понад 40 рокiв i залишаСФться одним з найбiльш використовуваних iнструментiв, на якому проводять найсучаснiшi астрономiчнi дослiдження. У роботi цього телескопа СФ важлива частка iдей i розробок нашого спiввiтчизника В.П. Лiнника.
Давно вiдомо, що фактична роздiльна здатнiсть великих телескопiв набагато нижча за теоретичну. Це пояснюСФться впливом неоднорiдностей атмосфери, якi деформують свiтлову хвилю вiд зорi. У 1957 р. В.П. Лiнник висловив iдею про допомiжне дзеркало телескопа, складене з декiлькох частин, кожна з яких могла б перемiщуватися в невеликих межах перпендикулярно до своСФi поверхнi. Щоб компенсувати мiiевi неоднорiдностi, можна автоматично змiщувати окремi дiлянки дзеркала, використовуючи iнтерферометр i декiлька фотоелементiв, якi реСФструють освiтленiсть кожноi дiлянки. У результатi це дасть змогу повнiстю використати роздiльну здатнiсть великих телескопiв.
Ця iдея в принципi була не нова, але саме В.П. Лiнник запропонував практичнi розробки для вирiшення давньоi проблеми [20]. Ще РЖсаак Ньютон у 1704 р. зрозумiв, що турбулентнiсть атмосфери впливаСФ на формування зображення. Як повiтрянi потоки, що пiдiймаються над нагрiтою дiлянкою землi, можуть зiпсувати зображення вiддаленого обСФкта, саме так сформоване телескопом зображення спотворюють температурнi змiни в навколишнiй атмосферi. З цiСФi причини свiтло, яке входить у телескоп, iшло до нього за рiзними траСФкторiями та потрапляСФ в рiзнi точки вхiдноi апертури. Розмiр зображення та його якiсть залежать вiд характеристики просторовоi турбулентностi, яка дорiвнюСФ приблизно 10 см у мiii зi спокiйними атмосферними умовами. Навiть у такому мiii роздiльна здатнiсть великого телескопа порiвнянна з тою, яку даСФ 10-см телескоп. Простiше кажучи, а