Какие бывают телескопы для наблюдения вселенной. Основные характеристики телескопа 2 вида телескопа

Какое устройство послужит отличным подарком ребенку, расширяющим его кругозор? Какая покупка может стать началом хобби для человека любого возраста, пола и дохода? Какое занятие, одновременно, требует внимательности и усидчивости и поощряет поездки на природу? Как можно было догадаться из заголовка, эти вопросы относятся к телескопам и любительской астрономии.

Итак, сначала следует подчеркнуть, что телескоп - это такая вещь, которая не особо полезна без соответствующих знаний. В данном случае поможет карта звездного неба, которая может существовать как в электронном виде, так и классическом - бумажном. Надо сказать, что современные астрономические программы позволяют распечатывать карты на бумаге, чтобы их можно было использовать на природе. А с хорошими телескопами может идти в подарок лицензия на такое приложение.

Имея карту, можно узнать, какие объекты в принципе можно наблюдать на небе. Далее, рекомендуем изучить их свойства, что поможет пробудить интерес к самой астрономии, ведь она интересна именно масштабом изучаемых небесных тел.

Характеристики телескопов

Зная разновидности небесных объектов, можно приступать и к разнице телескопов как таковых. Как у любого технического устройства, здесь присутствует набор характеристик, который позволяет понять, какие преимущества и недостатки есть у той или иной модели.

Диаметр объектива

Именно эта характеристика телескопа является главной, а не увеличение, как можно было бы подумать. Почему?

Дело в том, что любой наблюдаемый в оптический телескоп объект является источником света, отраженного или собственного. При этом, если сам объект достаточно яркий, чтобы увидеть его невооруженным взглядом, то его детали будут менее яркими.

Плюс, существуют объекты, которые излучают свет в недостаточном для нашего глаза количестве.

Таким образом, телескоп, или подобный оптический прибор является “усилителем” света, поступающего в наш глаз.

Поэтому основная характеристика телескопа - диаметр апертуры, то есть диаметр объектива. Чем он больше, чем больше информации мы получим с помощью него.

Увеличение телескопа

Равно отношению фокусного расстояния объектива и фокусного расстояния окуляра. Увеличение определяет угол зрения телескопа, то есть сильные увеличения хороши для рассмотрения деталей лун и планет (точечные объекты), а слабые - для просмотра туманностей и прочих протяженных объектов.

Помимо увеличения на угол зрения телескопа влияет поле зрения окуляра, поэтому если вы хотите “расширить обзор” телескопа, возможно, стоит просто подобрать к нему другой окуляр.

Разрешающее увеличение (максимально полезное увеличение)

Равно диаметру объектива в миллиметрах, умноженному на два. Поясним: например, вы хотите разглядеть в телескоп кольца Сатурна. Для этого вам нужно смотреть именно на разрешающее увеличение, то есть, чем больше диаметр объектива, тем больше деталей вы увидите. Простое увеличение не определяет эту возможность.

Фокусное расстояние объектива

От этой характеристики зависит светосила объектива которая равна отношению диаметра к фокусному расстоянию. А светосила, собственно, влияет на настройки камеры при астрофотографии.

Вместе с тем, увеличение светосилы ведет к появлению оптических искажений - аберраций. Как всегда, нужно соблюдать баланс между светосилой и фокусным расстоянием, в зависимости от планируемых задач.

Типы телескопов по оптическому устройству

В случае телескопов окуляр являются сменными. Основная характеристика окуляра - фокусное расстояние, оно влияет на увеличение телескопа, как было упомянуто. Чем меньше фокусное расстояние окуляра, тем больше увеличение телескопа. Однако, при выборе окуляра не стоит превышать максимально полезное увеличение.

Искатель

При рассмотрении фотографий телескопов мы можем заметить маленькую оптическую трубу, которая крепится к основной, параллельно ей. Она и называется искателем.

Несложно догадаться, что служит искатель для наведения телескопа , обладая более широким полем зрения.

Чаще всего встречаются искатели с увеличением и фокусировкой, но бывают и модели с так называемой красной точкой, то есть сделанные по принципу голографического прицела.

Также, искатель может быть снабжен лазерным лучом, который виден в атмосфере и позволяет сориентировать телескоп должным образом.

Линза Барлоу

Этот аксессуар представляет собой линзу, которая размещается перед окуляром и кратно увеличивает фокусное расстояние объектива. Кратность увеличения является основной характеристикой линзы Барлоу.

Теоретически, одна линза Барлоу увеличивает в два раза количество возможных увеличений телескопа с окулярами. Например, если у вас два окуляра, с одной линзой Барлоу будет четыре возможных увеличения.

Кроме того, применение линзы Барлоу увеличивает вынос зрачка окуляра, то есть позволяет использовать большее расстояние между глазом и окуляром при наблюдении.

Но, как и любой дополнительный элемент линза Барлоу вносит в изображение определенные искажения.

Некоторые линзы Барлоу обладают дополнительной функцией переходника на камеру. Для этого на корпусе у них имеется специальная Т-резьба.

Оборачивающие призмы и диагональные зеркала

Призма - еще один аксессуар, который монтируется перед окуляром и служит для того, чтобы видимое изображение стало прямым, то есть не перевернутым и не отзеркаленным.

Диагональные зеркала работают схожим образом, изображение в них становится не первернутым, но остается отзеркаленным по горизонтали, в отличие от призм.

Оба данных типа аксессуаров полезны при наблюдении наземных объектов.

Фильтры

Оптический фильтр - стекло, которое пропускает свет с определенными характеристиками. Фильтры для телескопов устанавливаются на окуляр.

Перечислим, какие бывают фильтры для телескопов (функции многих из них понятны из названия).

1. Солнечные.
2. Лунные.
3. Цветные (зеленые, оранжевые, красные, желтые, фиолетовые).
4. Deep Sky - фильтры. Как правило, пропускают свет в узком диапазоне. Служат для наблюдения объектов глубокого космоса.

Таким образом, любительские телескопы являются модульным устройством, возможности которого можно расширить за счет аксессуаров.

Выводы

Астрономия является не самым распространенным хобби. Это обусловлено тем, что это занятие для увлеченных - несмотря на техническую простоту телескопов, существует множество нюансов, требующих больших знаний предмета.

Кроме того, в наше время люди не так стремятся к космосу, как, например, 50 лет назад. Открытия в области астрономии простираются в области локальных задач и очень далеких объектов. Уже понятно, что уникальных ресурсов, а, тем более, жизни, в ближнем космосе нет.

Немалую роль играет и то, что астрономия мало изучается в школе.

Тем не менее, мы думаем, что эта наука и работа с телескопами могут “зацепить” любого, и вам стоит это проверить. И, как ни странно, заметить что-то новое на небе есть возможность и у любителей.

Атрибут детства многих поколений наших сограждан - пытливый астроном с неизменной островерхой шапкой и телескопом. Кто-то вырос, а кто-то до сих пор остался романтиком, увлекающимся бесконечным космосом и звездами, в поисках планет, заселенных братьями по разуму. Для таких профессионалов ежегодно выпускается множество моделей данных приборов, виды которых мы и рассмотрим в статье.

Итак, основные их виды:

• линзовые (известные со времен Галилея, рефракторы);
• зеркальные (они же рефлекторы);
• катадиоптрические, являющиеся комбинированными зеркально-линзовыми приборами.

Будем считать, что перед тем как купить телескопВы уже выбрали перечень объектов для изучения, который Вам интересен. Поэтому далее мы остановимся на конструкциях и технических характеристиках, оставив в стороне вопрос их применимости.

Линзовые «глаза астрономов» сделаны на базе двояковыпуклых линз, собирающих отсвет от наблюдаемых объектов в определенном фокусе. Линза преломляет свет определенным образом, поэтому из-за этого её свойства такой прибор ещё известен как рефрактор. Его история богата именами конструкторов. Известен рефрактор:

• Галилея (двояковыпуклая линза - объектив и двояковогнутая - окуляр);
• Кеплера;
• ахроматический (наиболее оптически совершенный).

Его достоинства - простота и надежность конструкции, отличная контрастность и термостабилизация, незагруженность регулировками, возможность наблюдать любые астрономические объекты. К недостаткам можно отнести - высокая удельная стоимость дюйма апертуры по сравнению с другими типами моделей, высокие массо-габаритные показатели, невозможность наблюдать относительно удаленные объекты Солнечной системы.

Врефлекторахвместо линз используются вогнутые, выпуклые зеркала, позволяющие с помощью линзового окуляра в точке фокуса видеть чистое от хроматических и сферических аббераций изображение. К идее разработки и производству такого вида телескопа приложили руку Ньютон, Грегори, Кассегрен, Ричи-Кретьен… В итоге современникам больше известна на практике модель, созданная Исааком Ньютоном.

Купить зеркальный телескоп стоит из-за :

• более чем конкурентной стоимости по сравнению с катадиоптриками и рефракторами;
• сравнительно небольших массо-габаритных показателей;
• возможности наблюдения удаленных туманных астрономических объектов;
• высокого качества изображения (без определенных шумов, хорошей яркости и т.д.)

Препятствием для приобретения могут послужить:

• потеря контрастности из-за конфигурации зеркал;
• медленная термическая стабилизация;
• подверженная прямому воздействию воздуха, пыли, влаги открытая конструкция;
• постоянная необходимость в юстировке либо коллимации, особенно после перевозки прибора на другое место.

Катадиоптрические - оптические устройства, вобравшие в себя лучшие черты рефракторов и рефлекторов. Наибольшим спросом на рынке пользуются такие телескопы, построенные по нескольким схемам. Их наименования даны в соответствии с фамилиями изобретателей - Шмидта-Кассегрена и Максутова-Кассегрена. Оба варианта максимально продуманы, в них реализованы всевозможные приемы защиты от оптических искажений, влияния сторонних факторов - влажности, температуры…

Приобрести катадиоптрический телескоп можно с учетом следующих его позитивных черт :

• отличная универсальность в применимости;
• лучшая корректировка аббераций;
• минимизация влияния сторонних факторов на изображение;
• более низкая стоимость больших апертур по сравнению с конкурентами.

К недостаткам можно отнести:

• долгий процесс термической стабилизации;
• практическая невозможность самостоятельной юстировки;
• высокая стоимость в сегменте оборудования средней и малой «зоркости», т.е. наблюдения за недалеко расположенными объектами.

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.

Телескопы - типы и устройство.

Основное назначение телескопов - собрать как можно больше излучения от небесного тела. Это позволяет видеть неяркие объекты. Во вторую очередь телескопы служат для рассматривания объектов под большим углом или, как говорят, для увеличения. Разрешение мелких деталей – третье предназначение телескопов. Количество собираемого ими света и доступное разрешение деталей сильно зависит от площади главной детали телескопа - его объектива. Объективы бывают зеркальными и линзовыми.

Линзовые телескопы.

Линзы, так или иначе, всегда используются в телескопе. Но в телескопах-рефракторах линзой является главная деталь телескопа – его объектив. Вспомним, что рефракция – это преломление. Линзовый объектив преломляет лучи света, и собирает их в точке, именуемой фокусом объектива. В этой точке строится изображение объекта изучения. Чтобы его рассмотреть используют вторую линзу – окуляр. Она размещается так, чтобы фокусы окуляра и объектива совпадали. Так как зрение у людей разное, то окуляр делают подвижным, чтобы было возможно добиться четкого изображения. Мы это называем настройкой резкости. Все телескопы обладают неприятными особенностями - аберрациями. Аберрации – это искажения, которые получаются при прохождении света через оптическую систему телескопа. Главные аберрации связаны с неидеальностью объектива. Линзовые телескопы (да и телескопы вообще) грешат несколькими аберрациями. Назовем лишь две из них. Первая связана с тем, что лучи разных длин волн преломляются чуть по-разному. Из-за этого для синих лучей существует один фокус, а для красных – другой, расположенный дальше от объектива. Лучи других длин волн собираются каждый в своем месте между этими двумя фокусами. В результате мы видим окрашенные в радугу изображения объектов. Такая аберрация называется хроматической. Второй сильной аберрацией является аберрация сферическая. Она связана с тем, что объектив, поверхностью которого является часть сферы, на самом деле, не собирает все лучи в одной точке. Лучи идущие на разных расстояниях от центра объектива собираются в разных точках, из-за чего изображение получается нечетким. Этой аберрации не было бы, если бы объектив имел поверхность параболоида, но такую деталь сложно изготовить. Чтобы уменьшить аберрации изготавливают сложные, вовсе не двухлинзовые системы. Дополнительные части вводятся для исправления аберраций объектива. Давно держащий первенство среди линзовых телескопов - телескоп Йеркской обсерватории с объективом 102 сантиметра диаметром.

Зеркальные телескопы.

У простых зеркальных телескопов, телескопов-рефлекторов, объектив - это сферическое зеркало, которое собирает световые лучи и отражает их с помощью дополнительного зеркала в сторону окуляра - линзы, в фокусе которой строится изображение. Рефлекс – это отражение. Зеркальные телескопы не грешат хроматической аберрацией, так как свет в объективе не преломляется. Зато у рефлекторов сильнее выражена сферическая аберрация, которая, кстати говоря, сильно ограничивает поле зрения телескопа. В зеркальных телескопах так же используются сложные конструкции, поверхности зеркал, отличные от сферических и прочее.

Зеркальные телескопы изготавливать легче и дешевле. Именно поэтому их производство в последние десятилетия бурно развивается, в то время как новых крупных линзовых телескопов уже очень давно не делают. Самый большой зеркальный телескоп имеет сложный объектив из нескольких зеркал, эквивалентный целому зеркалу диаметром 11 метров. Самый большой монолитный зеркальный объектив имеет размер чуть больше 8-ми метров. Самым большим оптическим телескопом России является 6-ти метровый зеркальный телескоп БТА (Большой Телескоп Азимутальный). Телескоп долгое время был наикрупнейшим в мире.

Характеристики телескопов.

Увеличение телескопа . Увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Если, скажем, фокусное расстояние объектива два метра, а окуляра – 5 см, то увеличение такого телескопа будет 40 крат. Если поменять окуляр, можно изменить и увеличение. Так астрономы и поступают, ведь не менять же, в самом деле, огромный объектив?!

Выходной зрачок . Изображение, которое строит для глаза окуляр, может в общем случае быть как больше глазного зрачка, так и меньше. Если изображение больше, то часть света в глаз не попадет, тем самым, телескоп будет использоваться не на все 100%. Это изображение называют выходным зрачком и рассчитывают по формуле: p=D:W, где p – выходной зрачок, D – диаметр объектива, а W – увеличение телескопа с данным окуляром. Если принять размер глазного зрачка равным 5 мм, то легко рассчитать минимальное увеличение, которое разумно использовать с данным объективом телескопа. Получим этот предел для объектива в 15 см: 30 крат.

В виду того что, свет – это волна, а волнам свойственно не только преломление, но и дифракция, никакой даже самый совершенный телескоп не дает изображение точечной звезды в виде точки. Идеальное изображение звезды выглядит в виде диска с несколькими концентрическими (с общим центром) кольцами, которые называют дифракционными. Размером дифракционного диска и ограничивается разрешение телескопа. Все, что закрывает собою этот диск, в данный телескоп никак не увидишь. Угловой размер дифракционного диска в секундах дуги для данного телескопа определяется из простого соотношения: r=14/D, где диаметр D объектива измеряется в сантиметрах. Упомянутый чуть выше пятнадцатисантиметровый телескоп имеет предельное разрешение чуть меньше секунды. Из формулы следует, что разрешение телескопа всецело зависит от диаметра его объектива. Вот еще одна причина строительства как можно более грандиозных телескопов.

Относительное отверстие . Отношение диаметра объектива к его фокусному расстоянию называется относительным отверстием. Этот параметр определяет светосилу телескопа, т. е., грубо говоря, его способность отображать объекты яркими. Объективы с относительным отверстием 1:2 – 1:6 называют светосильными. Их используют для фотографирования слабых по яркости объектов, таких, как туманности.

Телескоп без глаза.

Одной из самых ненадежных деталей телескопа всегда был глаз наблюдателя. У каждого человека - свой глаз, со своими особенностями. Один глаз видит больше, другой - меньше. Каждый глаз по-разному видит цвета. Глаз человека и его память не способны сохранить всю картину, предлагаемую для созерцания телескопом. Поэтому, как только стало возможным, астрономы стали заменять глаз приборами. Если подсоиденить вместо окуляра фотоаппарат, то изображение, получаемое объективом можно запечатлеть на фотопластине или фотопленке. Фотопластина способна накапливать световое излучение, и в этом ее неоспоримое и важное преимущество перед человеческим глазом. Фотографии с большой выдержкой способны отобразить несравненно больше, чем под силу рассмотреть человеку в тот же самый телескоп. Ну и конечно, фотография останется как документ, к которому неоднократно можно будет в последствии обратиться. Еще более современным средством являются ПЗС - камеры с полярно-зарядовой связью. Это светочувствительные микросхемы, которые подменяют собой фотопластину и передают накапливаемую информацию на ЭВМ, после чего могут делать новый снимок. Спектры звезд и других объектов исследуются с помощью присоединенных к телескопу спектрографов и спектрометров. Ни один глаз не способен так четко различать цвета и измерять расстояния между линиями в спектре, как это с легкостью делают названные приборы, которые еще и сохранят изображение спектра и его характеристики для последующих исследований. Наконец, ни один человек не сможет посмотреть одним глазом в два телескопа одновременно. Современные системы из двух и более телескопов, объединенных одной ЭВМ и разнесенных, порой на расстояния в десятки метров, позволяют добиться потрясающе высоких разрешений. Такие системы называют интерферометрами. Пример системы из 4-х телескопов - VLT. Целых четыре вида телескопов мы объединили в один подраздел неслучайно. Земная атмосфера пропускает соответствующие длины электромагнитных волн неохотно, поэтому телескопы для изучения неба в этих диапазонах стремятся вынести в космос. Именно с развитием космонавтики напрямую связано развитие ультрафиолетовой, рентгеновской, гамма и инфракрасной отраслей астрономии.

Радиотелескопы.

В качестве объектива радиотелескопа чаще всего выступает металлическая чаша параболоидной формы. Собранный ею сигнал принимается антенной, находящейся в фокусе объектива. Антенна связана с ЭВМ, которая обычно и обрабатывает всю информацию, строя изображения в условных цветах. Радиотелескоп, как и радиоприемник, способен одновременно принимать только какую-то длину волны. В книге Б. А. Воронцова-Вельяминова «Очерки о Вселенной» есть очень интересная иллюстрация, напрямую связанная с предметом нашего разговора. В одной обсерватории гостям предлагали подойти к столу и взять с него листок бумаги. Человек брал листок и на обороте читал примерно следующее: «Взяв этот листок бумаги, Вы затратили больше энергии, чем приняли все радиотелескопы мира за все время существования радиоастрономии». Если Вы ознакомились с этим разделом (а следовало бы), то Вы, должно быть, помните, что радиоволны обладают самыми большими длинами волн среди всех видов электромагнитного излучения. Это означает, что соответствующие радиоволнам фотоны переносят совсем немного энергии. Чтобы собрать приемлемое количество информации о светилах в радиолучах, астрономы строят огромные по размерам телескопы. Сотни метров – вот тот не столь уже удивительный рубеж для диаметров объективов, который достигнут современной наукой. К счастью, в мире все взаимосвязано. Строительство гигантских радиотелескопов не сопровождается теми же сложностями в обработке поверхности объектива, которые неизбежны при строительстве оптических телескопов. Допустимые погрешности поверхности пропорциональны длине волны, поэтому, порою, металлические чаши радиотелескопов представляют собой не гладкую поверхность, а попросту решетку, и на качестве приема это никак не сказывается. Большая длина волны также позволяет строить грандиозные системы интерферометров. Порой, в таких проектах участвуют телескопы разных континентов. В проектах есть интерферометры космических масштабов. Если они осуществятся, радиоастрономия достигнет невиданных пределов в разрешении небесных объектов. Кроме сбора излучаемой небесными телами энергии, радиотелескопам доступно «подсвечивание» поверхности тел Солнечной системы радиолучами. Сигнал, посланный, скажем с Земли на Луну, отразится от поверхности нашего спутника и будет принят тем же телескопом, что и посылал сигнал. Этот метод исследований называется радиолокацией. С помощью радиолокации можно многое узнать. Впервые астрономы узнали о том, что Меркурий вращается вокруг своей оси именно таким способом. Расстояние до объектов, скорость их движения и вращения, их рельеф, некоторые данные о химическом составе поверхности – вот те немаловажные сведения, которые по силам выяснить радиолокационными методами. Самый грандиозный пример таких исследований – полное картографирование поверхности Венеры, проведенное АМС «Магеллан» на стыке 80-х и 90-х годов. Как Вы, может быть, знаете, эта планета прячет от человеческого глаза свою поверхность за плотной атмосферой. Радиоволны же беспрепятственно проходят сквозь облака. Теперь мы знаем о рельефе Венеры лучше, чем о рельефе Земли (!), ведь на Земле покрывало океанов мешает проводить изучение большей части твердой поверхности нашей планеты. Увы, скорость распространения радиоволн велика, но не безгранична. К тому же, с удаленностью радиотелескопа от объекта возрастает рассеивание посланного и отраженного сигнала. На дистанции Юпитер-Земля сигнал принять уже сложно. Радиолокация – по астрономическим меркам, оружие ближнего боя.

Инфракрасные телескопы.

Инфракрасные волны – это тепло. Для того, что бы регистрировать тепло очень далеких объектов необходимо отгородить принимающий прибор от излучения всего того тепла, которое порождается близкими предметами, в том числе и самим телескопом. Сегодня приборы для измерения инфракрасных лучей помещают в вакуум и охлаждают жидким гелием. Как же работают эти приборы? Представьте себе тонкий лист фольги, через который пропускают ток. Если будет меняться температура фольги, будет изменяться сопротивление металла и, соответственно, ток через него. Измеряя ток, можно определить степень нагрева фольги. Таков принцип. Только поверхность фольги, на которую сводятся лучи от объекта, делают черной, чтобы она лучше поглощала тепло. Про охлаждение всего прибора мы уже говорили.

Инфракрасные телескопы не обладают способностью оптических воспринимать сразу все длины волн диапазона. Устройство, обычно, делается чувствительным к некоторым узким участкам спектра. В этом инфракрасные телескопы похожи на радиотелескопы, принимающие сигнал только на одной длине волны. Похоже и построение изображения объекта в невидимых глазу лучах в условных цветах. Часто на инфракрасных фотографиях используют оттенки красного цвета для характеристики интенсивности излучения той или иной части изображения. Поэтому, если Вы видите фотографию, на которой в изобилии присутствует красный цвет, знайте: скорее всего, это фотография сделана в тепловых лучах. Один и тот же телескоп вполне может быть как оптическим, так и инфракрасным в разное время. Пример - телескоп имени Хаббла. Во многом, конструкция самих инфракрасных телескопов схожа с конструкцией оптических зеркальных телескопов. Большая часть тепловых лучей поддается отражению обычным телескопическим объективом и фокусированию в одной точке, где и размещается прибор, измеряющий тепло. Также существуют инфракрасные фильтры, пропускающие только тепловые лучи. С такими фильтрами происходит фотографирование.

Ультрафиолетовые телескопы.

Фотографическая пленка, особенно если она специально для этого сделана, способна засвечиваться и ультрафиолетовыми лучами. Поэтому принципиальной проблемы в фотографировании ультрафиолетовых изображений не стоит. Кроме того, в значительной части ультрафиолетового диапазона удается принимать системы с зеркальным объективом и регистрирующим устройством. Ультрафиолетовые телескопы схожи по своей конструкции с инфракрасными или оптическими. Применение фильтров позволяет выделять излучение определенных участков диапазона. Фотоны малых длин волн (меньше 2 000 А) регистрируют уже способами, схожими с регистрацией рентгеновского излучения.

Рентгеновские телескопы.

Фотоны с высокими энергиями, к которым относятся и фотоны рентгеновских волн, уже пробивают всевозможные системы зеркальных объективов. Регистрация таких волн по силам счетчикам элементарных частиц, таким, как счетчик Гейгера. Попадающая в такое устройство частица вызывает кратковременный импульс тока, который и регистрируется. Очень большие проблемы стояли перед астрономами с тем, чтобы при всей сложности процесса регистрации больших потоков рентгеновских фотонов добиться высокого разрешения телескопа. Но сегодня разрешение рентгеновских телескопов достигает уже не несколько градусов, как было раньше, а всего 1’.

Гамма-телескопы.

Гамма-фотоны еще более энергичны, чем фотоны рентгеновского излучения. Их тоже регистрируют специальные устройства-счетчики, только иной конструкции. Увы, разрешение гамма-телескопов не превосходит двух-трех градусов. Гамма-телескопы сегодня регистрируют само наличие и примерное направление на так называемые гамма-вспышки – мощные всплески гамма-излучения, причин которых еще не нашли. Более или менее точно указать место вспышки позволяет одновременное наблюдение вспышки двумя-тремя гамма-телескопами. Совместное использование гамма-телескопов и телескопов, принимающих другие типы излучения, в последние годы помогло отождествлять некоторые гамма-вспышки с тем или иным видимым объектом.