Что такое телескоп? Виды, характеристики и назначение телескопов. Виды телескопов Виды телескопов особенности принципы работы преимущества

Астрономия приобретает все большую популярность среди любителей. Наблюдать за небесными телами становится проще ввиду огромного разнообразия приспособлений, использующихся для этих целей. Прежде всего речь идет о телескопах.

Об их особенностях, разновидностях, параметрах и правилах выбора пойдет речь ниже, а начать хотелось бы с того, что каждому прибору есть свое применение, нужно лишь перед покупкой четко сформулировать требования и задачи.

Актуальные вопросы

Выбор телескопа базируется на изучении множества параметров и технических характеристик, однако прежде, чем перейти к их анализу, необходимо решить базовые вопросы.

Что вы хотите увидеть

С помощью хорошего телескопа можно следить за:

Близкими объектами, расположенными в пределах солнечной системы (кометы, планеты, их спутники, солнце и так далее);

Далекими галактиками, туманностями;

Объектами, расположенными на земле.

Безусловно, универсального прибора, который позволил бы охватить все виды наблюдений, не найти, а значит, нужно решить, что будет для вас в приоритете.

Откуда планируете наблюдать

Наверняка вы замечали, что за городом небо выглядит по-особенному. Это видно без специализированного оборудования. Если же вы хотите сделать поездку невероятно интересной и романтичной, захватите с собой телескоп. Для этих целей подойдет модель, которая легко складывается, имеет компактный размер и помещается в сумку.

Для изучения небесных тел из окна квартиры подойдет прибор для близких исследований - в огнях мегаполиса практически нереально разглядеть далекие галактики и туманности.

Пожалуй, наилучшие условия созданы на даче. В таком случае телескоп может быть достаточно объемным, ведь нет необходимости все время перемещать его. Кроме того, вдали от городской иллюминации можно без труда рассмотреть далекие небесные тела, а значит, лучше приобретать прибор с максимальным приближением.

Теоретический базис

Для понимания того, как функционирует телескоп, стоит разобраться с его строением. В числе главных составляющих

. Тубус (труба) - основная часть телескопа, в которой находится объектив. Она может быть открытой или закрытой. Второй вариант предпочтителен, так как защищает телескоп от пыли. Кроме того, такая конструкция не подвержена влиянию потоков воздуха, которые могут существенно ухудшать качество изображения. Тубусы могут иметь разную длину и вес.

. Объектив - главная деталь телескопа, собирающая свет и детализирующая небесные тела.

. Искатель - уменьшенная копия подзорной трубы, которая используется для предварительного обнаружения небесного тела.

. Окуляры - это своего рода лупы, которые позволяют рассматривать предмет, попавший в объектив телескопа. Они характеризуются различными фокусным расстоянием и углом обзора. Для обычных - 40-55 град., широкоугольных и сверхширокоугольных 55-65 град. и 65-80 град. соответственно, ультраширокоугольных - 80 град. и выше. Наиболее комфортны окуляры с большим выносом зрачка.

. Монтировка - это «фундамент» телескопа, механизм, который позволяет наводить его на разные объекты, обеспечивая неподвижность. Монтировка может быть азимутальной (проста в использовании, не требует долгой настройки, имеет 2 оси, подходит для изучения наземных объектов, обзорных наблюдений за небесными телами) и экваториальной (универсальная, позволяет перемещать объектив по полярной оси, зачастую оснащается электрическим приводом и управляется с пульта).

В отдельную категорию выделяют монтировки Добсона, хотя на самом деле они относятся к азимутальным. Они обеспечивают наилучшую апертуру и при этом остаются достаточно компактными и доступными по цене. Наиболее дискуссионные механизмы - так называемые Go-To монтировки. Они создают компьютеризированное наблюдение за небесными телами, что вызывает негодование у многих астрономов, ведь истинное удовольствие приносит поиск объектов по картам и координатам. С другой стороны, автоматизированный подход существенно экономит время.

. Линза Барлоу - оптика, увеличивающая эффективное фокусное расстояние телескопа посредством уменьшения сходимости конуса светового пучка. Это полезный аксессуар, который чаще всего используется с короткофокусными устройствами.

Существует распространенное заблуждение касательно того, что работа телескопа основана на приближении объектов. Это не совсем верно. Принцип его функционирования - в сборе света и направлении его в фокус. Из этого следует, что главный критерий - площадь светоаккумулирующего элемента. Чем она больше, тем больше света собирает телескоп, что в конечном счете обеспечивает лучшую детализацию небесных тел. Именно размер линзы или зеркала влияет на качество изображения, а не сила телескопа или увеличение, хотя эти параметры также важны.

Апертура

Диаметр объектива телескопа - ключевой показатель, отвечающий за детализацию изображения. Чем больше апертура, тем ярче будут небесные тела, даже те, которые расположены совсем далеко и выглядят тускло. При использовании телескопа в городских условиях достаточно линзы или зеркала диаметром 120-150 мм. С таким устройством удастся понаблюдать за объектами Солнечной системы.

Разглядеть туманности и галактики позволит телескоп с апертурой от 200 мм и более. Самые большие модели (по диаметру объектива) идеально подходят для наблюдения за звездами вдали от города, где достаточно темно и нет преград для наслаждения небесными просторами. Такие устройства наиболее дорогие.

Фокусное расстояние

Одна из главных характеристик - расстояние между самим объективом и главным фокусом, измеряемое в миллиметрах. На основании фокусного расстояния окуляра и непосредственно телескопа рассчитывают увеличение (путем деления второго на первое). Предпочтение следует отдавать моделям с большим значением параметра. На телескопах с маленьким фокусным расстоянием труднее получить большое увеличение и обеспечить хорошее качество изображения.

Относительное отверстие

Рассматривая основные параметры, наряду с диаметром объектива и фокусным расстоянием, следует выделить еще один - относительное отверстие. Это величина, равная отношению фокусного к диаметру. Так, для телескопа с диаметром объектива 200 мм и фокусным расстоянием в 1200 мм, относительное отверстие составит 1/6. От этого значения и более телескоп считается быстрым, менее 1/9 - медленным, в диапазоне 1/6-1/9 - средним. При равной апертуре у телескопа с меньшим отверстием будет более длинный тубус, что, в свою очередь, увеличит габариты. Быстрые телескопы более требовательны к окулярам, в то время как с медленными и средними удается получить хорошее изображение при использовании среднестатистического широкоугольного окуляра.

Понятие термостабилизации

Четкий снимок возможен лишь в том случае, если предварительно привести прибор в температурный баланс с окружающей средой. Сколько времени потребуется для этого? Все зависит от параметров телескопа. Временной интервал (при иных равных условиях) увеличивается по мере увеличения апертуры.

Виды телескопов

Исходя из оптической схемы, все приборы делят на три группы:

Рефракторы. Устройства с линзовыми объективами до 120 мм, оптимальны для изучения Луны. Они дают хорошую детализацию и не требуют пошаговой настройки. Главный недостаток - появление хроматической аберрации. Устранить искажение позволит точный расчет параметров линз, расстояния между ними и оправы объектива. Для этих же целей рекомендуют низкодисперсные стекла.

Рефлекторы. Роль объектива в таком приборе выполняет вогнутое стекло. Световой поток отражается, затем собирается главным зеркалом. Устройство требует грамотной настройки, подходит для слежения за далекими небесными телами и туманностями. В числе наиболее популярных - системы Кассегрена и Ньютона.

Катадиоптрики. Это зеркально-линзовые устройства с коротким тубусом и неограниченной апертурой. Они объединили достоинства первых двух разновидностей. В таких моделях компенсированы искажения небесных тел. Телескопы подходят для астрографии и изучения глубокого космоса.

Телескопы для астрофотографии

Устройства, применяемые в астрофотографии, имеют специфические характеристики. В приоритете качество оптической схемы и грамотность настроек. Диаметр объектива должен быть максимальным. Даже при короткой выдержке можно получить качественный снимок за счет аккумуляции большего количества света. Рекомендуют использовать телескопы с экваториальной монтировкой, автоматический привод которых поможет удержать в поле зрения движущиеся тела.

Для астрофотографии подойдут приборы зеркально-линзового типа. У них больше длина фокуса, апертура, а значит, снимок получится более четким.

Детские телескопы

Астрономией интересуются не только взрослые, но и дети. Безусловно, основы выбора телескопов для них несколько отличаются от стандартных «взрослых» критериев. Первый прибор можно смело приобретать ребенку уже в возрасте 8-10 лет. Это должно быть простое устройство, с которым малыш справится самостоятельно.

Оптимален - рефрактор. Он надежен, не требователен в уходе и доступен по цене. Азимутальная монтировка позволит рассмотреть как небо, так и наземные объекты. Для этих целей будет достаточно объектива с апертурой 70 мм. У большинства производителей есть отдельные линейки для юных астрономов.

Распространенные ошибки

В сознании многих неопытных астрономов укрепилось не совсем корректное правило «больше - лучше». Крупногабаритные телескопы далеко не всегда дают хороший результат, в особенности в условиях квартирного использования. В такой ситуации стоит приобрести компактную модель, которую без труда можно будет перемещать в разные точки дома, выбирая оптимальное место для наблюдения.

Еще одна распространенная ошибка - покупка прибора «раз и навсегда». Универсальных устройств не бывает и не стоит пытаться купить телескоп на перспективу. Каждый прибор хорош для определенных целей. Пока вы только осваиваете процесс, стоит присмотреться и задуматься о покупке компактной модели, которая не требует настройки (например, рефрактор с диаметром 90-120 мм). Со временем можно четче сформировать свои потребности и купить более дорогую и функциональную модель телескопа.

На российском рынке оптической техники телескопы занимают не самую широкую нишу, но ассортимент здесь вполне приличный и представлен продукцией многих известных фирм.

Крупные производители предлагают оптику для пользователей разного уровня. Уже появились полноценные серии для новичков и даже недорогие приборы, специально разработанные для детей и подростков.

Предметом же особой гордости именитых брендов по-прежнему остаются телескопы для профессионалов – уже не просто оптические устройства, а высокотехнологичные и «умные» приборы.

Лидерами продаж 2017 года стали любительские и полупрофессиональные телескопы следующих производителей:

• Sky-Watcher;
• Celestron;
• Bresser;
• Veber.

Принцип работы и устройство телескопа

Телескоп – сложное оптическое устройство, с помощью которого можно видеть отдаленные предметы (астрономические или земные) в многократном увеличении.

Конструктивно он представляет собой трубу, на одном конце которой находится светособирающая линза и/или вогнутое зеркало – объектив. На другом располагается окуляр – через него мы как раз и рассматриваем полученное изображение.

добавить изо моего телескопа с надписями

Также конструкция телескопа включает:

1. Искатель для обнаружения конкретных астрономических объектов;

2. Светофильтры, приглушающие слишком яркое сияние звезд;

3. Диагональные зеркала (корректирующие пластины), переворачивающие картинку, которую объектив передает «вверх ногами».

Профессиональные модели, обладающие возможностями астрофотографирования и видеосъемки, могут дополнительно комплектоваться следующими элементами:

1. Сложная электронная аппаратура;

2. Система GPS;

3. Электродвигатель.

Виды телескопов

Рефракторы (линзовые)

Узнать такой телескоп можно по его простой конструкции, похожей на подзорную трубу. Объектив и окуляр здесь находятся на одной оси, а увеличенное изображение передается по прямой линии – как и в самых первых приборах, изобретенных 400 лет назад.

Рефракторы, или преломляющие телескопы собирают отраженный свет небесных тел при помощи 2-5 двояковыпуклых линз, разнесенных в оба конца длинной трубы корпуса. Этот тип устройств скорее подойдет новичкам и любителям астронаблюдений, так как позволяет хорошо рассмотреть наземные объекты и небесные тела в пределах нашей Солнечной системы.

Установленные в рефракторах линзы разлагают «пойманный» объективом свет на спектральные составляющие, что приводит к некоторой потере четкости изображения и делает его тусклее при слишком большом увеличении. Пользоваться таким телескопом рекомендуется на открытой местности за чертой города, где засветка неба минимальна.

• Просты в эксплуатации и не нуждаются в специализированном обслуживании;
• Герметичная конструкция защищена от попадания пыли и влаги;
• Не боятся перепадов температуры;
• Выдают четкую и контрастную картинку недалеких астрономических тел;
• Имеют долгий срок службы.

• Довольно громоздкие и тяжелые (вес некоторых моделей достигает 25 кг);
• Максимальный диаметр объектива – 150 мм;
• Не подходит для наблюдений в черте города.

В зависимости от типа установленных линз, телескопы подразделяются на следующие виды:

1. Ахроматические — имеют малые и средние степени увеличения, но дают плоскую картинку.

2. Апохроматические — делают изображение более выпуклым, зато устраняют дефекты вроде расплывчатого контура и проявления вторичного спектра.

Рефлекторы (зеркальные)

Рефлектор улавливает и передает световой луч при помощи двух вогнутых зеркал: одно находится в объективе трубы, другое отражает картинку под углом, отправляя ее на боковой окуляр.

В отличие от рефрактора, такая оптика более приспособлена для изучения глубокого космоса и получения качественного изображения удаленных галактик. Производство зеркал обходится дешевле линз, что отражается и на стоимости приборов. Однако новичку или ребенку будет трудно управиться со сложными настройками и корректорами изображений.

• Простота конструкции;
• Компактные размеры и небольшой вес;
• Отлично улавливают неяркий свет удаленных космических тел;
• Большая апертура (от 250 до 400 мм), дающая более яркую и четкую картинку без дефектов;
• Более низкая цена по сравнению с аналогичными рефракторами.

• Требуют времени и опыта для настройки;
• В открытую конструкцию устройства может попасть пыль или грязь;
• Боятся перепадов температур;
• Не подходят для наблюдения за наземными и ближайшими объектами Солнечной системы.

Катадиоптрики (зеркально-линзовые)

Объектив катадиоптрических телескопов собран из линз и зеркал, поэтому он сочетает в себе их достоинства и максимально компенсирует дефекты при помощи специальных коррекционных пластин.

Изображение как далеких, так и близких астрономических объектов в таком приборе приближается к идеалу, что позволяет не только наблюдать за звездами, но и делать качественные снимки.

• Компактные габариты и транспортабельность;
• Одинаково хорошо подходят для наблюдений за объектами дальнего и ближнего космоса;
• Дают самое качественное изображение;
• Апертура до 400 мм.

• Высокая стоимость;
• Длительное время термостабилизации воздуха внутри трубы;
• Сложная конструкция.

Параметры выбора телескопа

Решившись на покупку телескопа, следует определиться с вашими основными требованиями к этому прибору.

Конструкция и характеристики оптики будут зависеть от ваших ответов на ряд вопросов:

1. Какие именно объекты вам хотелось бы рассматривать – планеты в пределах нашей Солнечной системы или далекие галактики?

2. Откуда вы будете наблюдать за космическими телами – со своего балкона у вас есть возможность выезжать с телескопом в поле?

3. Планируете ли вы заниматься астрофотографией?

Теперь перейдем к основным характеристикам современных телескопов.

Параболическое или сферическое зеркало

Конструкция сферического зеркала такова, что оно не может отразить все лучи в одну точку. Из-за этого для рефлекторов со сферической оптикой недостижим идеально резкий фокус. Это явление носит название «сферической аберрации» и проявляется сильнее всего на высоких увеличениях.

Параболическое зеркало не подвержено сферическим аберрациям и способно собирать световые лучи в одну точку. На большой кратности у вас не возникнет никаких проблем с фокусировкой, и удаленный объект будет виден четко и во всех деталях.

Но не все так плохо и со сферическими зеркалами. При определенном соотношении между диаметром зеркала и фокусным расстоянием такое зеркало работает практически как параболическое. Телескоп с зеркалом диаметром 114 мм и фокусным расстоянием в 900 мм практически лишен сферических аберраций и хорошо фокусирует изображение вплоть до значения максимально полезного увеличения.

Апертура (диаметр объектива)

Главный критерий выбора телескопа – апертура его объектива. Она определяет способность линзы или зеркала собирать свет: чем выше эта характеристика, тем больше отраженных лучей попадет в объектив. А значит, он даст высокое качество изображения и даже сможет уловить слабое отраженное излучение отдаленных космических объектов.

При выборе апертуры под свои цели ориентируйтесь на такие цифры:

1. Для получения четкой картинки недалеких планет или спутников хватит прибора с диаметром объектива до 150 мм. В условиях города лучше уменьшить этот показатель до 70-90 мм.

2. Разглядеть отдаленные галактики сможет устройство с апертурой свыше 200 мм.

3. Если вы планируете предаваться любимому хобби в отдаленных от города местах с малозасвеченным ночным небом, можете попробовать максимальную величину полупрофессиональных линз – до 400 мм.

Фокусное расстояние

Фокусным называют расстояние от объектива до точки в окуляре, где все световые лучи снова собираются в пучок. От этого показателя зависит степень увеличения и качество видимого изображения – чем он выше, тем лучше мы рассмотрим интересующий объект.

Фокус увеличивает длину самого телескопа, что отражается на удобстве его хранения и перевозки. Конечно, на балконе удобнее держать короткофокусный прибор, где F не превышает 500-800 мм. Это ограничение не касается только катадиоптриков – в них световой поток многократно преломляется, а не идет по прямой, что позволяет значительно укоротить корпус.

Кратность увеличения

Увеличение объектов можно корректировать, поставив более мощный или слабый окуляр – сегодня производители предлагают оптику с F от 4 до 40 мм, а также линзы Барлоу, удваивающие фокус самого телескопа.

1. Детально есть смысл рассматривать только близкие космические тела (Луну, например).

2. Для наблюдения за далекими галактиками высокая кратность увеличения не столь важна.

Тип монтировки

Монтировка (подставка для телескопа) необходима для того, чтобы прибором было удобно пользоваться.

В комплекте с любительской и полупрофессиональной оптикой обычно идет один из 3 основных видов специальных подвижных опор:

1. Азимутальная – самая простая подставка, позволяющая смещать телескоп по горизонтали и вертикали. Чаще всего ею комплектуются рефракторы и небольшие катадиоптрики. А вот для астрофотографирования азимутальная монтировка не годится, поскольку не позволяет поймать четкую картинку.

2. Экваториальная – обладает внушительным весом и габаритами, зато помогает найти необходимый объект по заданным координатам. Такая тренога идеальна для рефлекторов, которые «видят» удаленные галактики, неразличимые невооруженным взглядом. Экваториалка популярна и в среде поклонников астрофотографии.

3. Система Добсона – некий компромисс между простой в использовании и дешевой азимутальной подставкой и надежной экваториальной конструкцией. Зачастую идет в комплекте с мощными и дорогими рефлекторами.

Оптическая схема

Телескоп Галилея (1609)

Простая конструкция телескопа, аналогичная использованной Галилеем в первых астрономических двухлинзовых телескопах. Длиннофокусная собирательная (выпуклая) линза играет роль объектива, а другая (вогнутая) линза — окуляра; в результате получается прямое изображение. Такая система все еще используется в театральных биноклях.

Телескоп Кеплера (1611)

Простая система устройства телескопа, в которой в качестве как объектива, так и окуляра используются выпуклые линзы. Это дает большее поле зрения и более высокую степень увеличения, чем можно получить в галилеевском телескопе, но изображение в кеплеровском телескопе перевернуто.

Телескоп системы Грегори (1663)

Тип отражательного телескопа, предложенный Джеймсом Грегори в 1663 г. Первичное зеркало — параболоид с центральным отверстием, а вторичное — эллипсоид. Грегори не удалось получить зеркала нужной конфигурации, поэтому он не смог построить свой телескоп до того, как Ньютон создал свой первый рефлектор более простой конструкции с плоским вторичным зеркалом. Впоследствии система Грегори была вытеснена кассегреновским телескопом

Телескоп Ньютона (1668)

Простой тип отражательного телескопа, разработанный Исааком Ньютоном (1642- 1727), который продемонстрировал его в Королевском Обществе в Лондоне в 1671 г. Первичное зеркало телескопа представляет собой параболоид (для небольших апертур можно использовать сферическое зеркало), а вторичное зеркало — плоское, помещенное на пути отраженного луча под углом 45° к оптической оси, так что изображение образуется вне главной трубы. Конструкция широко используется для небольших любительских инструментов, но для больших телескопов не подходит.

Схема Кассегрена (1672)

Телескоп-рефлектор, в котором фокус изображения находится непосредственно за центральным отверстием в первичном зеркале. Такая конструкция была предложена Жаком Кассегреном (1652-1712), профессором физики в городе Шартре во Франции около 1672 г., т.е. через четыре года после того, как Иссак Ньютон создал первый рефлектор. В этом телескопе вторичное зеркало выпуклое, а не плоское (как в ньютоновской конструкции). Сам Кассегрен телескопа не построил, так что прошло несколько лет до того, как его идея была осуществлена. Сегодня кассегреновский фокус популярен и широко используется как в скромных любительских приборах, так и в больших профессиональных телескопах.

Телескоп Гершеля (1772)

Тип телескопа-рефлектора, сконструированного Уильямом Гершелем (1738- 1822), в котором параболическое первичное зеркало наклонено так, что фокус лежит вне главной трубы телескопа и доступ к нему можно получить, не заслоняя поступающий свет. Эта идея была на 10 лет раньше воплощена в жизнь Ломоносовым. Недостатком системы является наличие искажений, почему этот тип телескопа и был впоследствии заменен другими системами рефлекторов.

Телескоп Ричи-Кретьена (1922)

Телескоп, оптическая система которого подобна системе кассегреновского телескопа за исключением того, что как первичное, так и вторичное зеркала имеют форму гиперболоида. В результате телескоп Ричи-Кретьена обеспечивает широкое поле зрения при отсутствии комы.

Система Серюрье (1930)

Конструкция открытой трубы большого отражательного телескопа, обеспечивающая равномерность прогиба при изменении ориентации телескопа. Сделать трубу самых больших телескопов полностью недеформируемой невозможно. Предложенная Марком Серюрье конструкция 200-дюймовой трубы Телескопа Хейла не устраняет деформацию, но обеспечивает сохранение оптической оси телескопа

Камера Шмидта (1930)

Тип астрономического телескопа с широким полем зрения, предназначенный исключительно для фотографического использования. Он был изобретен Бернардом Шмидтом в 1930 г. Роль коллектора света выполняет сферическое зеркало. Коррекция сферической аберрации осуществляется с помощью тонкой стеклянной пластины сложного профиля, установленной у входного конца телескопической трубы (за фокусом). Фотопластинка помещается в первичном фокусе. Поскольку фокальная поверхность изогнута, фотопластинке придается та же форма при помощи специального держателя. В результате получаются резкие неискаженные изображения очень широкого поля зрения — до десятков градусов в поперечнике.

Телескоп Дэлла-Киркхэма

Разновидность кассегреновского телескопа, в котором первичное зеркало имеет эллипсоидный профиль, а не более обычный параболоидный. Вторичное зеркало — сферическое. В результате поле зрения оказывается значительно меньшим, чем у стандартного кассегреновского телескопа того же размера.

Телескоп Максутова (1940)

Отражательный телескоп, в котором оптические искажения сферического первичного зеркала исправляются вогнутой линзой (мениском), что обеспечивает высококачественное изображение при широком поле зрения. Телескоп был изобретен Д.Д. Максутовым (1896-1964).

Основная конструкция телескопа — типичная кассегреновская система. Небольшое вторичное зеркало установлено сзади корректирующей линзы, а изображение формируется непосредственно позади первичного зеркала, которое имеет небольшое центральное отверстие.

Трудность создания больших корректирующих линз ограничивает профессиональное применение такого телескопа, но телескопы Максутова, имеющие компактную трубу и широкое поле зрения при низком фокусном отношении, популярны у астрономов-любителей.

В зависимости от направления выходного пучка различаются модификации этой системы: Максутова-Кассегрена и Максутова-Ньютона.

Телескоп Шмидта-Кассегрена (1940, 1942)

Конструкция оптического телескопа, сочетающая черты камеры Шмидта и кассегреновского рефлектора. Предложена Д.Д. Бейкером (1940) и Ч.Р. Бёрч (1942).

В этом телескопе используется сферическое первичное зеркало и корректирующая пластина для компенсации сферической аберрации, как и в камере Шмидта. Однако держатель фотопластинки в первичном фокусе заменен небольшим выпуклым вторичным зеркалом, которое отражает свет назад в трубу через отверстие в первичном зеркале. В результате можно либо рассматривать изображение визуально или установить камеру в главной трубе за первичным зеркалом.

Телескоп такой конструкции оказывается очень компактным, что особенно важно для портативных телескопов и телескопов любительского и общеобразовательного назначения.

Система Пола-Бейкера (1935, 1945)

Оптическая конструкция отражательного телескопа, имеющего исключительно широкое поле зрения с хорошим разрешением. В ней используется параболическое первичное зеркало с фокусным отношением f/4 или меньше, выпуклое сферическое вторичное зеркало и вогнутое сферическое третье зеркало, кривизна которого равна, но по знаку противоположна кривизне вторичного. Конструкция была предложена французским оптиком Морисом Полом в 1935 г. и независимо от него Джеймсом Бейкером около 1945 г.

Камера Бейкера-Нанна (1957)

Разновидность камеры Шмидта, разработанная для фотографирования искусственных спутников Земли.

Система Бейкера-Шмидта

Модификация камеры Шмидта, в которой использованы предложенные Дж.Г.Бейкером технические средства, устраняющие аберрацию и дисторсию.

Телескоп Уиллстропа

Конструкция отражательных оптических телескопов, обеспечивающих хорошие изображения при поле зрения в 5° или больше. Конструкция представляет собой модифицированный вариант системы Пола- Бейкера. Отверстие в первичном зеркале имеет диаметр, составляющий 60% от диаметра всего зеркала, и в этом отверстии лежит фокус. Форма всех трех зеркал существенно отличается от параболической или сферической. Преимущество конструкции Уиллстропа состоят в том, что телескоп намного более компактен, чем камера Шмидта. Кроме того, в нем не возникают мнимые изображения, вызванные внутренними отражениями, как в корректирующей линзе камеры Шмидта. Эта конструкция позволяет построить телескоп, который был бы мощнее любой из существующих камер Шмидта.

Телескоп Добсона (1960-1970-е гг.)

Недорогой телескоп-рефлектор с большой апертурой и простой неуправляемой альтазимутальной установкой. Его конструкция удобна для астрономов-любителей, причем особенно важна его портативность. Телескоп носит имя автора концепции и первых разработок, проводившихся в 1960-1970-х гг., Джона Добсона из Сан-Францисского общества астрономов-любителей. Клееная деревянная труба телескопа крепится в коробке, которая установлена на опорной плите и может вращаться вокруг вертикальной оси. Полукруглая скоба с упорами в верхней части коробки имеет цапфы, присоединенные к противоположным сторонам трубы. Чтобы движение вокруг обеих осей было ровным, используется тефлон. Добсону удалось показать также, что из листового стекла (которое тоньше обычно используемого зеркального) можно сделать недорогое большое зеркало хорошего качества. Чтобы избежать искажений, тонкое зеркало должно свободно лежать на ковровой или резиновой подкладке.

Телескопы Галилея

В 1609, узнав об изобретении голландскими оптиками зрительной трубы, Галилей самостоятельно изготовил телескоп с плосковыпуклым объективом и плосковогнутым окуляром, который давал трехкратное увеличение. Через некоторое время им были изготовлены телескопы с 8- и 30-кратным увеличением.

В 1609, начав наблюдения с помощью телескопа, Галилей обнаружил на Луне темные пятна, названные им морями, горы и горные цепи. 7 января 1610 открыл четыре спутника планеты Юпитер, установил, что Млечный Путь является скоплением звезд. Эти открытия описаны им в сочинении «Звездный вестник, открывающий великие и в высшей степени удивительные зрелища…» (вышел в свет 12 марта 1610).

Разрешающая сила (разрешение) телескопа

Этот параметр характеризует способность телескопа различать мелкие детали у протяженных объектов (например, на дисках Луны и планет) и разделять близко расположенные точечные объекты — звезды. Разрешение напрямую зависит от диаметра объектива телескопа: если апертуру увеличить вдвое, то разрешающая сила также увеличится в два раза.

Второй фактор, влияющий на разрешение — это качество линз и зеркальных поверхностей. Ошибки изготовления оптики, неправильная сборка и юстировка, дефекты стекла, царапины, пыль и грязь на поверхности оптических элементов — все это становится источником ухудшения разрешающей силы телескопа .

При наблюдениях протяженных объектов, таких как Луна и планеты, вместе с увеличением телескопа растет видимый размер изображения. В отличие от них, точечные объекты (звезды) при больших увеличениях принимают вид дисков, окруженных несколькими концентрическими кольцами уменьшающейся яркости. Подобная картина, именуемая дифракционной, обусловлена волновой природой света. Диаметр центрального диска, называемого кружком Эри, обратно пропорционален апертуре телескопа .

Поскольку настоящее изображение звезды тонет в кружке Эри, на практике разделение тесной двойной звезды сводится к рассматриванию дифракционной картины системы в попытках различить диски Эри двух тесно расположенных звезд. Если принять, что оба компонента двойной системы имеют одинаковый блеск, то минимальное угловое расстояние (в секундах дуги), на котором эти звезды все еще можно будет разделить в данный телескоп, рассчитывается по формуле: 116″/D, где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. Эта формула разрешающей силы называется пределом Дауэса, по фамилии английского астронома, получившего ее в XIX веке. Теоретические значения разрешающей силы для телескопов разных диаметров приведены в сводной таблице.

Проницающая сила телескопа

Это минимальная звездная величина звезд, туманностей, галактик, которую можно различить с помощью данного телескопа.

Проницающая сила телескопа зависит от двух показателей:

Астроклимат. Это комплекс следующих характеристик атмосферы: сила ветра, перепады температуры и влажности воздуха, прозрачность атмосферы и другое.

Место установки телескопа так же одно из важнейших условий, влияющих на проницающую способность телескопов. Если установить телескоп в низменной местности, скажем на уровне моря или ниже его, то проницающая способность будет весьма низкой. Чем выше местность, на которой установлен телескоп, тем выше будет его проницающая способность.

Проницающая способность телескопа характеризуется предельной звездной величиной слабейших звезд, которые можно увидеть в данный инструмент в условиях идеально темного неба. Предельную звездную величину (m) для телескопа , диаметр объектива которого равен D в миллиметрах, можно приблизительно оценить по следующей формуле: m = 2,5 + 5 lg D.

Просветление оптики позволяет повысить проницающую способность телескопа , тогда как пыль и грязь на оптике — понижает ее.

Светосила телескопа

Этот параметр характеризуется отношением диаметра объектива к его фокусному расстоянию (D/f). Эта величина называется относительным отверстием и записывается в виде дроби: 1:5, 1:7, 1:10, 1:15… В англоязычной литературе чаще используется обратная величина — относительное фокусное расстояние (f/D), которое также записывается в виде дроби: f/5, f/7, f/10, f/15… Чем больше относительное отверстие объектива телескопа (или наоборот: чем меньше отношение фокусного расстояния к диаметру объектива), тем выше его светосила.

Светосила телескопа , прежде всего, важна для определения его пригодности для фотографических целей — более светосильный инструмент позволит делать более короткие выдержки при фотографировании слабых астрономических объектов. Другим плюсом светосильных инструментов является большая компактность по сравнению с обычными инструментами (за счет более короткого фокуса), кроме того, они более приспособлены для наблюдений с малыми увеличениями (по той же причине). С другой стороны, светосильные инструменты сложнее в изготовлении и юстировке, и они в большей мере подвержены влиянию различных оптических аберраций.

Какой телескоп выбрать

1. Школьнику 8-10 лет, интересующемуся звездами, можно подарить недорогой и простой в управлении телескоп-рефрактор из специальной детской серии с апертурой от 70 мм на азимутальной монтировке. А дополнительный адаптер под фотоаппарат позволит ему сделать красивые снимки Луны и наземных объектов.
2. Начинающему исследователю ночного неба, проживающего в городе, лучше купить короткофокусный рефрактор с апертурой 70-90 мм на азимутальной подставке. Если есть возможность наблюдать звезды где-нибудь «в поле», можно раскошелиться на рефлектор 110-250 мм с монтировкой Добсона в комплекте.
3. Если вашей мечтой является изучение отдаленных галактик и туманностей, приобретите рефлектор с диаметром объектива от 250 мм, укомплектованный азимутальной подставкой.
4. Путешественникам или тем, кто собирается часто перевозить свой телескоп, понадобится легкий и надежный зеркально-линзовый аппарат, оснащенный системой Добсона или азимутальной подставкой.
5. Опытным астрофотографам не обойтись без катадиоптрического телескопа с максимальной апертурой (400 мм) и длинным фокусом от 1000 мм. Монтировку лучше выбрать экваториальную с автоматическим приводом.

Сколько стоит телескоп

1. Рефрактор на азимутальной монтировке можно приобрести по цене от 3500 до 25000 руб. Стоимость будет зависеть от технических характеристик оптики и функционала прибора.

2. Зеркальный рефлектор на экваториальной подставке обойдется вам в сумму от 14 до 55 тыс. руб.

3. За профессиональный и мощный катадиоптрик придется отдать 18-130 тысяч.

Главные части в телескопе - объектив и окуляр. Объектив направляют в сторону объекта, который хотят наблюдать, а в окуляр смотрят глазом.

Существует три основных типа оптических систем телескопов – рефрактор (с линзовым объективом), рефлектор (с зеркальным объективом) и зеркально-линзовый телескоп.

Телескоп-рефрактор имеет в качестве объектива линзу в передней части трубы. Чем больше диаметр линзы, тем ярче кажется небесный объект в поле зрения, тем более слабый объект можно заметить в этот телескоп. Как правило, объектив рефрактора представляет собой не одиночную линзу, а систему линз. Они изготовляются из разных сортов стекла и склеиваются между собой специальным клеем. Это делается для того, чтобы уменьшить искажения в изображении. Эти искажения называются аберрациями. Аберрациями обладает любая линза. Главные из них – сферическая аберрация и хроматическая аберрация.

Сферическая аберрация заключается в том, что края линзы сильнее отклоняют световые лучи, чем середина. Иными словами, лучи света, пройдя через линзу, не сходятся в одном месте. А нам очень важно, чтобы лучи сходились в одной точке. Ведь от этого зависит чёткость изображения. Но это еще полбеды. Ты знаешь, что белый свет является составным – в него входят лучи всех цветов радуги. В этом легко убедиться с помощью стеклянной призмы. Направим на неё узкий луч белого света. Мы увидим, что белый луч, во-первых, разложится на несколько цветных лучей, и, во-вторых преломится, т.е. изменит направление. Но самое важное то, что лучи разного цвета преломляются по-разному – красные отклоняются меньше, а синие – больше. Линза тоже своего рода призма. И она неодинаково фокусирует лучи разных цветов – синие собираются в точку ближе к линзе, красные – дальше от неё.

Изображение, даваемое линзой, всегда слегка окрашено по краям радужной каймой. Так проявляет себя хроматическая аберрация.

Чтобы уменьшить сферическую и хроматическую аберрации, средневековые астрономы придумали делать линзы с очень большим фокусным расстоянием. Фокусное расстояние – это расстояние от центра линзы до фокуса , т.е. точки, где происходит пересечение преломленных лучей света (на самом деле в фокусе получается крошечное изображение предмета). Задача объектива - собрать побольше света от небесного объекта и построить крошечное и чёткое изображение этого предмета в фокусе.

Польский астроном XVII века Ян Гевелий изготавливал телескопы длиной 50 метров. Зачем? Чтобы не так сильно сказывались аберрации, т.е. чтобы получить возможно более чёткое и неокрашенное изображение небесного объекта. Конечно, работать с таким рефрактором было очень неудобно. Поэтому Гевелий, хотя и был трудолюбивым астрономом, многого не смог открыть.

Впоследствии оптики придумали делать объектив не из одной, а из двух линз. Причём так подбирали сорта стекол и кривизну их поверхностей, что аберрации одной линзы гасили, компенсировали аберрации другой линзы.

Так появился сложный объектив. Рефракторы сразу уменьшились в размерах. Зачем делать длинный телескоп, если качественный объектив можно сделать более короткофокусным? Именно поэтому в детских телескопах такое плохое изображение – ведь там используется в качестве объектива всего одна линза. А нужно минимум две. Одна линза стоит дешевле, чем две, поэтому детские телескопы так дешевы. Но всё-таки, какие бы стёкла оптики ни подбирали для объективов, совсем избежать хроматической аберрации не удаётся. Поэтому в рефракторах всегда есть небольшой синий ореол вокруг изображения. Однако в целом, рефракторы среди телескопов других систем дают самое чёткое изображение.

Ты должен остановить свой выбор на рефракторе, если собираешься наблюдать подробности небесных объектов – горы и кратеры на Луне, полосы и Большое Красное Пятно на Юпитере, кольца Сатурна, двойные звёзды, шаровые звёздные скопления и т.п. Бледные, размытые объекты – туманности, галактики, кометы – нужно наблюдать в телескоп-рефлектор .

В рефлекторе свет собирается не линзой, а вогнутым зеркалом определённой кривизны. Зеркало изготовить проще, чем линзу, потому что приходится шлифовать только одну поверхность. К тому же, для линз нужно особое качественное стекло, а для зеркал подходит любое стекло. Поэтому рефлекторы в целом стоят дешевле рефракторов с таким же диаметром линзы. Многие любители астрономии сами строят неплохие рефлекторы. Главное преимущество рефлектора в том, что зеркало не даёт хроматической аберрации. Первый в истории рефлектор создал Исаак Ньютон в XVIII веке. Этот английский учёный первым заметил, что вогнутое зеркало одинаково отражает лучи всех цветов и может создавать неокрашенное изображение. Ньютон разработал оптическую систему телескопа, которую принято называть Ньютоновской. Рефлекторы системы Ньютона изготовляются сегодня промышленным способом во многих странах мира.

Самый большой рефлектор системы Ньютона в XVIII веке построил английский астроном Вильям Гершель. Диаметр вогнутого зеркала был 122 см, а длина трубы телескопа – 12 метров. Конечно, телескоп неуклюжий, но всё-таки это уже не 50-метровый рефрактор Гевелия. Со своим телескопом Гершель совершил много замечательных открытий. Одно из самых важных – открытие планеты Уран.

Посмотрим на ход лучей в системе рефрактора и рефлектора.

В рефракторе свет проходит через линзу и непосредственно попадает в окуляр и дальше в глаз наблюдателя. В рефлекторе свет отражается от вогнутого зеркала и направляется сначала на плоское зеркало, установленное в верхней части трубы, и только потом попадает в окуляр и глаз. В рефлекторе, таким образом, работает два зеркала – одно вогнутое (главное), другое плоское (диагональное). Задача главного зеркала такая же, как у линзового объектива - собирать свет и строить крошечное и чёткое изображение в фокусе.

Плоское (диагональное) зеркало держится на специальных растяжках (как правило, их 4 штуки) в передней части трубы. А теперь представь: свет попадает в трубу телескопа, часть света загораживает плоское зеркало и растяжки. В результате на главное вогнутое зеркало попадает меньше света, чем могло попасть. Это называется центральным экранированием. Центральное экранирование приводит к потере чёткости изображения.

Наконец, познакомимся с зеркально-линзовыми телескопами . Они сочетают в себе элементы и рефрактора и рефлектора. Там есть и вогнутое зеркало, и линза в передней части трубы. Как правило, задняя часть этой линзы посеребрена. Этот серебристый кружок играет роль дополнительного зеркала. Ход световых лучей в зеркально-линзовых телескопах сложнее. Свет проходит через переднюю линзу, затем попадает на вогнутое зеркало, отражается от него, идёт обратно к передней линзе, отражается от серебристого кружка, идёт обратно к вогнутому зеркалу и проходит сквозь отверстие в этом зеркале. И только после этого свет попадает в окуляр и глаз наблюдателя. Световой поток внутри трубы три раза меняет направление. Поэтому зеркально-линзовые телескопы так компактны. Если у тебя мало места на балконе, то свой выбор нужно остановить именно на таком телескопе.

Существует несколько оптических систем зеркально-линзовых телескопов. Например, телескоп системы Максутова, Шмидта, Кассегрена, Клевцова. Каждый из этих оптиков по-своему решает основные недостатки зеркально-линзового телескопа. Что же это за недостатки? Во-первых, много оптических поверхностей. Давай посчитаем: как минимум 6, и на каждой из них теряется часть света (к сведению, в рефракторе и рефлекторе их по 4). В нутри такого телескопа теряется много света. Если рефрактор способен пропускать 92% попадающего в него света от небесного объекта, то через зеркально-линзовый телескоп проходит только 55% света. Иными словами, объекты в такой телескоп выглядят более тусклыми по сравнению с рефрактором с таким же диаметром объектива. Поэтому зеркально-линзовые телескопы лучше использовать для ярких объектов – Луны и планет. Но, учитывая центральное экранирование из-за зеркала на передней линзе, приходится признать, что чёткость изображения также ниже, чем в рефракторе. Во-вторых, и линза, и вогнутое зеркало создают свои аберрации. Поэтому качественный зеркально-линзовый телескоп стоит довольно дорого.

Увеличение телескопа. Чтобы найти увеличение телескопа, нужно фокусное расстояние объектива разделить на фокусное расстояние окуляра. Например, объектив имеет фокусное расстояние 1 м (1 000 мм), при этом у нас в распоряжении три окуляра с фокусными расстояниями 5 см (50 мм), 2 см (20 мм) и 1 см (10 мм). Меняя эти окуляры, мы получим три увеличения:

Обрати внимание, если мы берём фокусное расстояние объектива в мм, то и фокусное расстояние окуляра тоже в мм.

Казалось бы, если брать всё более короткофокусные окуляры, то можно получать всё большие увеличения. Например, окуляр с фокусным расстоянием 1 мм дал бы с нашим объективом увеличение 1 000 крат. Однако изготовить такой окуляр с высокой точностью очень сложно, да и нет необходимости. При наземных наблюдениях использовать увеличение более 500 крат не удаётся из-за атмосферных помех. Даже если поставить увеличение в 500 крат, атмосферные течения так сильно портят изображение, что на нём нельзя рассмотреть ничего нового. Как правило, наблюдения проводят с увеличением максимум 200-300 крат.

Несмотря на применение больших увеличений, звёзды в телескоп всё равно выглядят точками . Причина - колоссальная удалённость звёзд от Земли. Однако, телескоп позволяет увидеть невидимые глазом звёзды, т.к. собирает больше света, чем человеческий глаз. Звёзды в телескоп выглядят ярче, у них лучше различаются оттенки, а также сильнее заметно мерцание, вызываемое земной атмосферой.

Максимальное и минимальное полезные увеличения телескопа. Одно из назначений телескопа в том, чтобы собрать побольше света от небесного объекта. Чем больше света пройдёт через объектив телескопа, тем ярче будет выглядеть объект в поле зрения. Это особенно важно при наблюдении туманных объектов - туманностей, галактик, комет. При этом нужно, чтобы весь собранный свет попал в глаз наблюдателя.

Максимальный диаметр зрачка человеческого глаза 6 мм. Если выходящий из окуляра световой пучок (т.н. выходной зрачок ) будет шире 6 мм, значит, часть света в глаз не попадёт. Следовательно, нужно использовать такой окуляр, который даёт выходной зрачок не шире 6 мм. При этом телескоп даст минимальное полезное увеличение. Его рассчитывают так: диаметр объектива (в мм) делят на 6 мм. Например, если диаметр объектива 120 мм, то минимальное полезное увеличение будет 20 крат. Ещё меньшее увеличение на этом телескопе использовать нерационально, так как выходной зрачок будет больше 6 мм.

Запомни закономерность: чем меньше увеличение телескопа, тем больше выходной зрачок (и наоборот).

Минимальное полезное увеличение телескопа ещё называют равнозрачковым , потому что выходной зрачок окуляра совпадает с максимальным диаметром зрачка человека - 6 мм.

Чтобы найти максимальное полезное увеличение телескопа, нужно диаметр объектива (в мм) умножить на 1,5. Если диаметр объектива 120 мм, то получим максимальное полезное увеличение 180 крат. Большее увеличение на этом телескопе получить можно, но это будет бесполезно, т.к. новых деталей выявить не удастся из-за появления дифракционных картин. При наблюдении двойных звёзд иногда используют увеличение, численно равное удвоенному диаметру объектива (в мм).

Таким образом, на телескопе с диаметром объектива 120 мм имеет смысл использовать увеличения от 20 до 180 крат.

Существует т.н. проницающее увеличение. Считают, что при его использовании достигается наилучшее проницание - становятся видны самые слабые звёзды, доступные для данного телескопа. Проницающее увеличение используют для наблюдения звёздных скоплений и спутников планет. Чтобы его найти, нужно диаметр объектива (в мм) разделить на 0,7.

В телескопах совместно с окуляром иногда применяют т.н. линзу Барлоу , представляющую собой рассеивающую линзу. Если линза Барлоу двухкратная (2х), то она как бы увеличивает фокусное расстояние объектива в 2 раза (3-кратная линза Барлоу - в 3 раза). Если, например, у объектива фокусное расстояние равно 1 000 мм, то с использованием 2-кратной линзы Барлоу и окуляра с фокусным рассоянием 10 мм мы получим увеличение 200 крат. Таким образом, линза Барлоу служит для повышения увеличения. Конечно, эта линза вносит в общую картину свои аберрации, поэтому при выявлении мелких деталей на Луне, Солнце, планетах от этой линзы лучше отказаться.

Подробнее смотри

Телескоп, оборудованный для фотографии небесных объектов, называется астрографом . В нём вместо окуляра используется приёмник излучения (раньше это была фотопластинка, фотоплёнка, сегодня - приборы с зарядовой связью). Светочувствительный элемент приёмника излучения располагается в фокусе объектива, так что крошечное изображение предмета запечатлевается. Сегодня астрограф непременно используется в сочетании с компьютером.

Существует два основных вида оптических телескопов - линзовые, или рефракторы, и зеркальные, или рефлекторы. У рефракторов объектив, собирающий световые лучи, изготовлен из стеклянных линз, а у рефлекторов объективом служит вогнутое зеркало.

Экскурсанты, увидевшие в астрономической обсерватории крупный телескоп, обычно спрашивают, во сколько раз он увеличивает, и с удивлением слышат в ответ, что основное назначение телескопов состоит не в достижении большого увеличения, а в том, чтобы собрать как можно больше световой энергии от небесного тела.

От небесных тел к Земле приходят параллельные лучи света, из которых в глаз попадает лишь ничтожная доля, поскольку диаметр зрачка очень мал и не превышает 6-7 мм. Объектив телескопа, имея значительные размеры, воспринимает больший световой поток и, концентрируя его, позволяет видеть слабые небесные объекты, недоступные невооруженному глазу.

Рефракторы (линзовые)

Так как учащиеся средних школ при наблюдениях небесных светил пользуются в основном телескопами-рефракторами, то мы опишем их достаточно подробно, чтобы наблюдатели смогли самостоятельно определить основные характеристики и возможности своих телескопов.

Любые оптические линзы обладают рядом недостатков. Чтобы их значительно снизить, объектив телескопа-рефрактора изготавливают из двух (реже - из трех) линз небольшой кривизны, одной - двояковыпуклой и второй - плоско-вогнутой, исправляющей оптические недостатки первой линзы.

Прямая линия (ОФ), проходящая через центр объектива и перпендикулярная поверхностям линз, называется оптической осью объектива (телескопа). Падающие на объектив световые лучи (С), параллельные оптической оси, преломляются в нем и сходятся в фокусе (Ф) объектива - точке, лежащей на оптической оси и отстоящей от центра объектива на определенном расстоянии, называемом фокусным расстоянием объектива (F = ОФ) или телескопа.

Параллельные лучи (A, В), падающие на объектив под некоторым углом к его оптической оси, тоже преломляются и сходятся, но уже не в фокусе, а в точках (а, b), расположенных в фокальной плоскости, проходящей через фокус перпендикулярно оптической оси. Поэтому изображения (ab) протяженных объектов (АВ) с ощутимыми угловыми размерами (р) лежат в фокальной плоскости телескопа и получаются перевернутыми.

Таким образом, одной из основных характеристик телескопа является фокусное расстояние F его объектива, от которого зависят линейные размеры / изображения протяженных небесных объектов (Солнца, Луны, планет, туманностей и др.) в фокальной плоскости телескопа.

Вторая основная характеристика телескопа - это диаметр D объектива, так как световой поток, собираемый объективом, пропорционален квадрату его диаметра.

Весьма существенна третья характеристика телескопа, его относительное отверстие (часто неправильно называемое светосилой):

A=D/F=1:(F/D)

Чем меньше отношение F/D, тем более ярким получается изображение протяженного объекта в фокальной плоскости телескопа. Действительно, с уменьшением фокусного расстояния объектива линейные размеры изображения протяженного объекта тоже уменьшаются, а при неизменном диаметре объектива воспринимаемый им световой поток остается прежним, поэтому изображение объекта становится более ярким. Однако уменьшать фокусное расстояние объектива можно до разумных пределов так, чтобы размеры изображения были не очень малы и различимы. Для детального изучения протяженных объектов желательны длиннофокусные телескопы, дающие большее увеличение. Но тогда для сохранения достаточной яркости изображения необходимо увеличить диаметр объектива, что возможно лишь в определенных пределах из-за трудностей его изготовления. Поэтому у крупных телескопов-рефракторов диаметр объектива обычно не превышает 70 см, а относительное отверстие заключено в пределах от 1:16 до 1:10.

При визуальных наблюдениях фокальное изображение светила рассматривается в окуляр (от лат. ocularis - глазной и oculus - глаз), состоящий из двух небольших короткофокусных линз, поэтому протяженное светило представляется увеличенных размеров. Увеличение телескопа W=F/f где F — фокусное расстояние объектива, а f — фокусное расстояние окуляра.

К каждому телескопу прилагается несколько окуляров для наблюдений с различными увеличениями, которые необходимо подбирать в зависимости от условий. Слабо светящиеся объекты, например кометы, туманности и звездные скопления, следует наблюдать с наименьшим увеличением, чтобы они выглядели яркими. Планеты и Луну можно наблюдать с наибольшим увеличением, допустимым атмосферными условиями. Однако часто бывает так, что при неспокойной или перенасыщенной влагой земной атмосфере планеты и видны значительно лучше с меньшим увеличением.

Но даже при исключительно хороших атмосферных условиях невозможно добиться от телескопа произвольно большого увеличения путем применения окуляров с очень малым фокусным расстоянием, так как начнут отрицательно сказываться оптические недостатки линз. Поэтому каждый телескоп обладает наибольшим допустимым, или предельным, увеличением Wm=2D где диаметр объектива D выражен в миллиметрах, но считается безразмерной величиной.

Диаметр объектива определяет разрешение (или разрешающую способность) телескопа, показывающее наименьшее угловое расстояние, четко различимое в телескоп, в частности возможность видеть раздельно две звезды, расположенные на небе очень близко друг к другу (тесные пары звезд) Разрешение телескопа обозначается греческой буквой Θ (тэта).

Из физики известно, что разрешающая способность телескопа обратно пропорциональна диаметру объектива и прямо пропорциональна длине электромагнитных волн, воспринимаемых телескопом.

В астрономии видимая яркость, или блеск, небесных светил выражается в звездных величинах, причем чем меньше блеск светила, тем больше его звездная величина, обозначаемая латинской буквой m. В идеальных условиях, т. е. в темную безоблачную и безветренную ночь, невооруженный человеческий глаз различает звезды 6 m , а в телескоп же видны более слабые звезды, большей звездной величины. Поэтому каждый астроном-наблюдатель обязан знать наименьший блеск звезд, различимых в его телескоп при идеальных условиях.

Нужно твердо помнить, что наблюдать непосредственно в телескоп без защиты глаз нельзя, так как сконцентрированный телескопом солнечный свет мгновенно их сожжет. При наблюдениях Солнца необходимо укрепить перед объективом очень темный светофильтр (темное стекло). Но лучше и безопаснее всего наблюдать Солнце на белом экране, укрепленном за окуляром; тогда светофильтр не нужен.

Необходимость изучения слабых небесных светил заставляет делать линзовые объективы больших размеров. Но изготовление крупных линз настолько сложно, что из всех существующих в мире рефракторов только один имеет объектив диаметром 102 см (F = 1940 см), а у второго по величине - диаметр 91 см (F = 1730 см). Оба объектива изготовлены американским оптиком А. Кларком (соответственно в 1897 и в 1886 гг.) и установлены в Йерксской и Ликской обсерваториях (США). Все дальнейшие попытки изготовить линзовые объективы хотя бы таких же размеров окончились неудачей. В Советском Союзе самый крупный телескоп-рефрактор установлен в Главной астрономической обсерватории Академии наук; диаметр его объектива равен 65 см, а фокусное расстояние F = 1040 см.

Рефракторы, предназначенные для фотографирования небесных объектов, называются астрографами. Фотографирование ведется в фокальной плоскости объектива, поэтому в окулярной части телескопа вместо окуляра укрепляется фотокамера. Астрографы используются, как правило, для фотографирования небесных объектов с целью определения их видимых положений на небе и последующего изучения их движения. Существуют и двойные астрографы, с двумя раздельными объективами, позволяющими одновременно фотографировать с различными экспозициями.

Рефлекторы

Для исследования физической природы небесных тел предпочтительнее телескопы-рефлекторы, у которых объективом служит вогнутое параболическое зеркало небольшой кривизны, изготовленное из толстого стекла и покрытое тонким слоем порошкообразного алюминия, напыляемого на стекло под большим давлением.

Световые лучи, отраженные от зеркала, собираются в его фокальной плоскости, где изображения объектов тоже получаются перевернутыми. Фокальная плоскость выводится в сторону окуляра посредством дополнительного небольшого либо плоского (предложено Ньютоном в 1671 г., либо выпуклого зеркала (предложено Кассегреном в 1672 г.), которое значительно удлиняет фокусное расстояние зеркального объектива (схемы «а» и «б» на рисунке ниже).

Советский оптик Д. Д. Максутов (1896-1964 гг.) создал рефлектор, известный под названием менискового телескопа. В нем зеркальный объектив имеет сферическую форму (проще в изготовлении), а его оптические недостатки исправляются тонкой линзой малой кривизны (мениском), установленной впереди объектива (схема «в» на рисунке). Роль дополнительного зеркала выполняет небольшое алюминиевое пятно, напыленное на внутренней поверхности мениска. Телескопы Максутова изготовлены в нескольких вариантах - от школьного типа с объективом диаметром 70 мм до крупных инструментов диаметром до 1 м.

Изготовление крупных зеркальных объективов тоже требует колоссального труда. Зеркала, в отличие от линз, практически не поглощают света, что особенно ценно при изучении физической природы небесных тел. Поэтому современные крупные телескопы снабжаются зеркальными объективами диаметрами, как правило, от 1,5 до 4 м и фокусным расстоянием от 9 до 12 м.

Крупнейшие оптические телескопы

Телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 6 м и фокусным расстоянием 24 м был изготовлен в СССР по проекту и под руководством Б. К. Иоаннисиани. Зеркало весит 420 кг, а стеклянная заготовка, из которой оно изготовлено, весила 700 кг и после отливки при в 1600 °C охлаждалась 736 суток! Этот уникальный телескоп, общим весом в 8500 кг, установлен осенью 1974 г. в специальной астрофизической обсерватории Академии наук СССР на горе Пастухова (Ставропольский край) высотой 2070 м над уровнем моря. Система дополнительных зеркал дает возможность увеличивать фокусное расстояние этого телескопа до 350 м. Разрешение телескопа составляет 0,02″, и он позволяет фотографировать звезды до 24 m , т. е. в 4 млрд. раз более слабые, чем яркие звезды, видимые невооруженным глазом. Он долгое время был крупнейшим телескопом в мире.

Крупнейший в мире телескоп с цельным зеркалом - Большой бинокулярный телескоп, расположенный на горе Грэхэм (США, штат Аризона), он был построен в 2005 году. Диаметр его обоих зеркал, обеспечивающих стереоскопическое изображение, — 8,4 метра.
Большой Канарский телескоп с диаметром зеркала 10,4 м (36 шестиугольных сегментов) был открыт 13 июля 2007 года. Это самый большой оптический телескоп в мире.

Все большие оптические телескопы смонтированы на специальных установках, в башнях, покрытых куполами с открывающимися створками, и во время наблюдений медленно поворачиваются электромоторами в направлении суточного вращения неба, с той же скоростью (15° за 1 ч), что позволяет проводить длительные экспозиции. Контроль за равномерным поворотом телескопа осуществляется специальными компьютерами.

Все оптические телескопы можно разделить по типу основного собирающего свет элемента на линзовые, зеркальные и комбинированные - зеркально-линзовые. Все системы обладают своими достоинствами и недостатками, и при выборе подходящей системы требуется учитывать несколько факторов - цели наблюдений, условия, требования к транспортабельности и весу, уровню аберраций, цене и т.п. Попробуем привести основные характеристики наиболее популярных на сегодня типов телескопов.



Рефракторы (линзовые телескопы)

Исторически первыми появились линзовые телескопы. Свет в таком телескопе собирается с помощью двояковыпуклой линзы, которая и является объективом телескопа. Ее действие основано на свойстве выпуклых линз преломлять световые лучи и собирать в определенной точке - фокусе. Поэтому часто линзовые телескопы называют рефракторами (от лат. refract - преломлять).

В рефракторе Галилея (созданном в 1609 г.) для того, чтобы собрать максимум звездного света и позволить человеческому глазу его увидеть, использовались две линзы. Первая линза (объектив) - выпуклая, она собирает свет и фокусирует его на определенном расстоянии, а вторая линза (играющая роль окуляра) - вогнутая, превращает сходящийся пучок световых лучей обратно в параллельный. Система Галилея дает прямое, неперевернутое изображение, однако сильно страдает от хроматической аберрации, портящей изображение. Хроматическая аберрация проявляется в виде ложной окраски границ и деталей объекта.

Более совершенным был рефрактор Кеплера (1611 г.), в котором в качестве окуляра выступала выпуклая линза, передний фокус которой совмещался с задним фокусом линзы-объектива. Изображение при этом получается перевернутым, но это несущественно для астрономических наблюдений, зато в точке фокуса внутри трубы можно поместить измерительную сетку. Предложенная Кеплером схема оказала сильное влияние на развитие рефракторов. Правда, она также не была свободна от хроматической аберрации, но ее влияние можно было уменьшить, увеличив фокусное расстояние объектива. Поэтому рефракторы того времени при скромных диаметрах объективов нередко имели фокусное расстояние в несколько метров и соответствующую длину трубы или обходились вообще без нее (наблюдатель держал окуляр в руках и «ловил» изображение, которое строил закрепленный на специальном штативе объектив).

Эти трудности рефракторов в свое время даже великого Ньютона привели к выводу о невозможности исправить хроматизм рефракторов. Но в первой половине XVIII в. появился ахроматический рефрактор.

Среди любительских инструментов наиболее распространены двухлинзовые рефракторы-ахроматы, но существуют и более сложные линзовые системы. Обычно объектив ахроматического рефрактора состоит из двух линз из разных сортов стекла, при этом одна собирающая, а вторая - рассеивающая, и это позволяет значительно уменьшить сферическую и хроматическую аберрации (присущие одиночной линзе искажения изображения). При этом труба телескопа остается сравнительно небольшой.

Дальнейшее совершенствование рефракторов привело к созданию апохроматов. В них влияние хроматической аберрации на изображение сведено к практически незаметной величине. Правда, достигается это за счет применения специальных типов стекол, которые дороги в производстве и обработке, поэтому и цена на такие рефракторы в несколько раз выше, чем на ахроматы одинаковой апертуры.

Как и у любой другой оптической системы, у рефракторов есть свои плюсы и минусы.

Достоинства рефракторов:

Сравнительная простота конструкции, дающая простоту в использовании и надежность;
практически не требуется специальное обслуживание;
быстрая термостабилизация;
отлично подходит для наблюдений Луны, планет, двойных звезд, особенно при больших апертурах;
отсутствие центрального экранирования от вторичного или диагонального зеркала обеспечивает максимальный контраст изображения;
хорошая цветопередача в ахроматическом исполнении и отличная в апохроматическом;
закрытая труба исключает воздушные потоки, портящие изображение, и защищает оптику от пыли и загрязнений;
объектив изготавливается и юстируется производителем как единое целое и не требует регулировок пользователем.

Недостатки рефракторов:
наибольшая стоимость на единицу диаметра объектива в сравнении с рефлекторами или катадиоптриками;
как правило, больший вес и габариты в сравнении с рефлекторами или катадиоптриками одинаковой апертуры;
цена и громоздкость ограничивают наибольший практический диаметр апертуры;
как правило, менее подходят для наблюдений небольших и тусклых объектов далекого космоса из-за практических ограничений на апертуру.

Рефлекторы (зеркальные телескопы)

Зеркальный телескоп или рефлектор (от лат. reflectio - отражать) - это телескоп, объектив которого состоит только из зеркал. Также как и выпуклая линза, вогнутое зеркало способно собирать свет в некоторой точке. Если поместить в этой точке окуляр, то можно будет увидеть изображение.

Одним из первых рефлекторов был рефлекторный телескоп Грегори (1663), который придумал телескоп с параболическим главным зеркалом. Изображение, которое можно наблюдать в подобный телескоп, оказывается свободным и от сферических, и от хроматических аберраций. Собранный большим главным зеркалом свет, отражается от небольшого эллиптического зеркала, закрепленного перед главным, и выводится к наблюдателю через отверстие в центре главного зеркала.

Разочаровавшись в современных ему рефракторах, И. Ньютон в 1667 г. начал разработку телескопа-рефлектора. Ньютон использовал металлическое главное зеркало (стеклянные зеркала с серебряным или алюминиевым покрытием появились позже) для собирания света, и небольшое плоское зеркальце для отклонения собранного светового пучка под прямым углом и вывода его сбоку трубы в окуляр. Таким образом, удалось справиться с хроматической аберрацией - вместо линз в этом телескопе используются зеркала, которые одинаково отражают свет с разными длинами волн. Главное зеркало рефлектора Ньютона может быть параболическим или даже сферическим, если его относительное отверстие сравнительно невелико. Сферическое зеркало гораздо проще изготовить, поэтому рефлектор Ньютона со сферическим зеркалом - это один из самых доступных типов телескопов, в том числе и для самостоятельного изготовления.

Схема, предложенная в 1672 г. Лореном Кассегреном, внешне напоминает рефлектор Грегори, однако имеет ряд существенных отличий - гиперболическое выпуклое вторичное зеркало и, как следствие, более компактный размер и меньшее центральное экранирование. Традиционный рефлектор Кассегрена нетехнологичен в массовом производстве (сложные поверхности зеркал - парабола, гипербола), а также имеет недоисправленную аберрацию комы, однако его модификации остаются популярными и в наше время. В частности, в телескопе Ричи-Кретьена применены гиперболические главное и вторичное зеркала, что дает ему возможность развивать большие поля зрения, свободные от искажений, и, что особенно ценно - для астрофотографии (прославленный орбитальный телескоп им. Хаббла спроектирон по этой схеме). Кроме того, на основе кассегреновского рефлектора позднее были разработаны популярные и технологичные катадиоптрические системы - Шмидта-Кассегрена и Максутова-Кассегрена.

В наше время рефлектором чаще всего называется именно телескоп, сделанный по схеме Ньютона. Имея малую сферическую аберрацию и полное отсутствие хроматизма, он, тем не менее, не полностью свободен от аберраций. Уже недалеко от оси начинает проявляться кома (неизопланатизм) - аберрация, связанная с неравностью увеличения разных кольцевых зон апертуры. Кома приводит к тому, что изображение звезды выглядит не как кружок, а как проекция конуса - острой и яркой частью к центру поля зрения, тупой и округлой в сторону от центра. Кома прямо пропорциональна удалению от центра поля зрения и квадрату диаметра объектива, поэтому особенно сильно она проявляется в так называемых "быстрых" (светосильных) Ньютонах на краю поля зрения. Для коррекции комы применяются специальные линзовые корректоры, устанавливаемые перед окуляром или фотокамерой.

Как наиболее доступный для самостоятельного изготовления рефлектор, «ньютон» часто выполняется на простой, компактной и практичной монтировке Добсона и в таком виде является наиболее портативным телескопом с учетом доступной апертуры. Причем производством «добсонов» занимаются не только любители, но и коммерческие производители, и телескопы могут иметь апертуры до полуметра и более.
Достоинства рефлекторов:
наименьшая стоимость на единицу диаметра апертуры в сравнении с рефракторами и катадиоптриками - большие зеркала проще производить, чем большие линзы;
сравнительно компактны и транспортабельны (особенно в добсоновском исполнении);
в силу сравнительно большой апертуры превосходно работают для наблюдений тусклых объектов далекого космоса - галактик, туманностей, звездных скоплений;
дают яркие изображения с малыми искажениями, отсутствует хроматическая аберрация.
Недостатки рефлекторов:
центральное экранирование и растяжки вторичного зеркала снижают контраст деталей изображения;
массивное стеклянное зеркало требует времени на термостабилизацию;
открытая труба не защищена от пыли и тепловых токов воздуха, портящих изображение;
требуется периодическая подстройка положений зеркал (юстировка или коллимация), склонная утрачиваться при транспортировке и эксплуатации.

Катадиоптрические (зеркально-линзовые) телескопы

Зеркально-линзовые (или катадиоптрические) телескопы используют как линзы, так и зеркала для построения изображения и исправления аберраций. Среди катадиоптриков у любителей астрономии наиболее популярны два типа телескопов, основанных на кассегреновской схеме - Шмидт-Кассегрен и Максутов-Кассегрен.

В телескопах Шмидта-Кассегрена (Ш-К) главное и вторичное зеркала - сферические. Сферическая аберрация исправляется стоящей на входе в трубу полноапертурной коррекционной пластиной Шмидта. Эта пластина со стороны кажется плоской, но имеет сложную поверхность, изготовление которой и составляет главную трудность изготовления системы. Впрочем, американские компании Meade и Celestron успешно освоили производство системы Ш-К. Среди остаточных аберраций этой системы заметнее всего проявляются кривизна поля и кома, исправление которых требует применения линзовых корректоров, особенно при фотографировании. Главное достоинство - короткая труба и меньший вес, чем у ньютоновского рефлектора той же апертуры и фокусного расстояния. При этом отсутствуют растяжки крепления вторичного зеркала, а закрытая труба препятствует образованию воздушных потоков и защищает оптику от пыли.

Система Максутова-Кассегрена (М-К) была разработана советским оптиком Д. Максутовым и подобно Ш-К имеет сферические зеркала, а исправлением аберраций занимается полноапертурный линзовый корректор - мениск (выпукло-вогнутая линза). Поэтому такие телескопы еще называются менисковыми рефлекторами. Закрытая труба и отсутствие растяжек - также плюсы М-К. Подбором параметров системы можно скорректировать практически все аберрации. Исключение составляет так называемая сферическая аберрация высших порядков, но ее влияние невелико. Поэтому эта схема очень популярна и выпускается многими производителями. Вторичное зеркало может быть реализовано как отдельный блок, механически закрепленный на мениске, либо как алюминированный центральный участок задней поверхности мениска. В первом случае обеспечивается лучшее исправление аберраций, во втором - меньшая стоимость и вес, большая технологичность в массовом производстве и исключение возможности разъюстировки вторичного зеркала.

В целом, при одинаковом качестве изготовления система М-К способна дать немного более качественное изображение, чем Ш-К с близкими параметрами. Но большие телескопы М-К требуют больше времени на термостабилизацию, т.к. толстый мениск остывает значительно дольше пластины Шмидта, а также для М-К возрастают требования к жесткости крепления корректора, и весь телескоп получается тяжелее. Поэтому прослеживается применение для малых и средних апертур системы М-К, а для средних и больших - Ш-К.

Существуют также катадиоптрические системы Шмидта-Ньютона и Максутова-Ньютона, имеющие характерные черты упомянутых в названии конструкций и лучшее исправление аберраций. Но при этом габариты трубы остаются «ньютоновскими» (сравнительно крупными), а вес увеличивается, особенно в случае менискового корректора. Кроме того, к катадиоптрическим относятся системы с линзовыми корректорами, установленными перед вторичным зеркалом (система Клевцова, «сферические кассегрены» и т.п.).
Достоинства катадиоптрических телескопов:
высокий уровень коррекции аберраций;
универсальность - хорошо подходят и для наблюдений планет и Луны, и для объектов далекого космоса;
там, где есть закрытая труба, она минимизирует тепловые потоки воздуха и защищает от пыли;
наибольшая компактность при равной апертуре в сравнении с рефракторами и рефлекторами;
большие апертуры стоят значительно дешевле сравнимых рефракторов.
Недостатки катадиоптрических телескопов:
необходимости сравнительно долгой термостабилизации, особенно для систем с менисковым корректором;
большей стоимости, чем у рефлекторов равной апертуры;
сложности конструкции, затрудняющей самостоятельную юстировку инструмента.