Телескопы: основные назначения, схемы и характеристики

      В 1664 году Роберт Гук изготовил  рефлектор по схеме Грегори,  но качество телескопа оставляло желать лучшего. Лишь в 1668 году Исаак Ньютон, наконец, построил первый действующий рефлектор. Этот крошечный телескоп по размерам уступал даже галилеевским трубам. Главное вогнутое сферическое зеркало из полированной зеркальной бронзы имело в поперечнике всего 2.5 см., а его фокусное расстояние составляло 6.5 см. Лучи от главного зеркала отражались небольшим плоским зеркалом в боковой окуляр, представлявший собой плоско-выпуклую линзу. Первоначально рефлектор Ньютона увеличивал в 41 раз, но, поменяв окуляр и, снизив увеличение до 25 раз, ученый нашел, что небесные светила при этом выглядят ярче и наблюдать их удобнее.

    В 1671 году Ньютон соорудил второй рефлектор (рис. 1.4) , чуть больше первого (диаметр главного зеркала был равен 3.4 см. при фокусном расстоянии 16 см.). Система Ньютона получилась весьма удобной, и она успешно применяется до сих пор.

    Рис.1.4. Ход лучей в рефлекторе системы Ньютона

    Если  вогнутое эллипсоидальное зеркало  заменить выпуклым гиперболическим, получаем систему Кассенгрена (рис.1.5). Так как гиперболическое зеркало встречает лучи, отраженные главным зеркалом до фокуса, кассенгреновские рефлекторы короткие, практичные, что удобно для некоторых астрофизических наблюдений.

    Рис.1.5. Ход лучей в рефлекторе системы Кассегрена 

    Вследствие  того, что для изготовления рефлектора требуется отполировать всего две оптические поверхности (главное и вторичное зеркала), причем качество каждой из них можно проконтролировать отдельно, производство телескопов этой системы является наиболее дешевым, по сравнению с телескопами других конструкций. Рефлекторы обладают значительными преимуществами по сравнению с рефракторами. Параболическое зеркало изготовить не так просто, но все же гораздо легче, чем линзовый объектив, хотя бы потому, что у него одна поверхность, а у объектива - четыре. При изготовлении объектива предъявляют очень высокие требования к качеству оптического стекла. Для рефлектора качество стекла почти безразлично. Многие любители собственноручно изготовили для себя параболические зеркала из стеклянных дисков от иллюминаторов и с успехом применяют их для наблюдений. Рефлектор не обладает хроматической аберрацией и передает цвета небесных тел без искажений. Если же главному зеркалу придать форму параболоида вращения, то можно теоретически свести к нулю сферическую аберрацию (во всяком случае, для лучей, падающих на главное зеркало параллельно его оптической оси). Изготовление зеркал – дело более легкое, чем шлифовка огромных линзовых объективов, и это также предрешило успех рефлекторов. Из-за отсутствия хроматических аберраций рефлекторы можно делать очень светосильными (до 1:3), что совершенно немыслимо для рефракторов. При изготовлении рефлекторы обходятся гораздо дешевле, чем равные по диаметру рефракторы.

    Есть, конечно, недостатки и у зеркальных телескопов - необходимость периодически производить юстировку (настройку) его оптических элементов. Их трубы открыты, и токи воздуха внутри трубы создают неоднородности, портящие изображение. Отражающие поверхности зеркал сравнительно быстро тускнеют и нуждаются в восстановлении. Для отличных изображений требуется почти идеальная форма зеркал, что трудно исполнить, так как в процессе работы форма зеркал слегка меняется от механических нагрузок и колебаний температуры. И все-таки рефлекторы оказались наиболее перспективным видом телескопов.

    Другой  недостаток - сферическая аберрация. Только те лучи, которые параллельны главной оптической оси рефлектора, собираются в его главном фокусе в точку. Если же лучи не параллельны главной оптической оси, возникают сильные искажения изображений, гораздо более сильные, чем у рефрактора. Поэтому поле зрения, свободное от искажений, составляет всего несколько минут.

    Так же поверхность зеркала надо серебрить или аллюминировать, а этот слой с течением времени тускнеет и его надо возобновлять. Поэтому в последнее время находят все большее применение комбинированные телескопы более сложных систем.

     1.3. Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы

    Третья  группа  телескопов,  называемых  катадиоптрическими (зеркально-линзовыми),  представляет  собой гибрид  двух предыдущих систем — для того чтобы управлять ходом лучей в них используются и линзы, и  зеркала. Примерами  таких инструментов являются  катадиоптрические  телескопы  Ньютона,  телескопы Шмидт-Кассегрена и Максутова-Кассегрена.[8]

    Катадиоптрический  рефлектор  Ньютона (рис.1.6) — это классический рефлектор,  в  который  добавлена  корректирующая  линза,расположенная на пути световых лучей перед точкой фокуса.

    Рис.1.6. Катодиоптрический рефлектор Ньютона. 

    Этот  корректор увеличивает эффективное  фокусное расстояние зеркала.  Катадиоптрические рефлекторы более компактны и меньше подвержены колебаниям от ветра, чем простые Ньютоны, но имеют большее экранирование и могут быть более сложными в юстировке.  

    В телескопах Шмидт-Кассегрена (рис.1.7) световые лучи вначале проходят через тонкую асферическую пластину, подобранную таким образом, чтобы  она  исправляла  сферическую аберрацию главного зеркала. Отразившись от главного, а затем и вторичного зеркала, лучи вновь отправляются в сторону главного зеркала и выходят из трубы через отверстие в нем. Прямо за этим отверстием устанавливается окуляр или  диагональное  зеркало.

    Рис.1.7. Телескоп Максутова-Кассегрена 

    Фокусировка осуществляется перемещением  окуляра  или  главного (вторичного) зеркала.

    Телескопы Максутова-Кассегрена схожи с телескопами Шмидта-Кассегрена, только вместо корректирующей пластины Шмидта в них используется выпукло-вогнутая линза (мениск), обе поверхности которой имеют сферическую форму. Роль вторичного зеркала в этих телескопах играет небольшой центральный "пятачок", расположенный с внутренней стороны мениска и покрытый отражающим материалом. Проходя через мениск, свет попадает на главное зеркало, отражается от него, попадает на зеркальный "пятачок" на внутренней стороне мениска, вновь отражается и, так же как и в телескопах Шмидта-Кассегрена, выходит из трубы через отверстие в главном зеркале. Такая конструкция проще в изготовлении по сравнению с телескопами Шмидта-Кассегрена, но имеет больший вес за счет более тяжелого мениска. 

    1.4. Основные характеристики оптических телескопов. 

    К основным характеристикам оптических телескопов можно отнести: светосила, угловое увеличение, оптическая мощь, разрешающая сила и так далее.

    Светосила

    Этот  параметр характеризуется отношением диаметра объектива к его фокусному расстоянию . 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. 

     Диапазон увеличений

    Некоторые производители оптики в рекламе  своей продукции указывают очень большие увеличения, с которыми якобы позволяют наблюдать предлагаемые ими телескопы (например, для скромного 60-мм рефрактора может быть приведено увеличение 500 крат и более). Разумеется, подобрав соответствующий короткофокусный окуляр, такое увеличение получить можно (и даже на телескопе с меньшей апертурой), но на практике это не имеет смысла: изображение в окуляре будет настолько тусклым и размытым, что в нем будет видно даже меньше деталей, чем при наблюдении с небольшими и средними увеличениями!

    Есть  простое правило, позволяющее оценить  максимальное полезное увеличение телескопа: оно равно удвоенному значению диаметра объектива в миллиметрах (т.е. всего 120 крат для 60-мм инструмента). Дальнейший рост увеличения не даст выигрыша, т.к. новых деталей вы, скорее всего, не увидите, а общая яркость изображения значительно снизится. Однако следует помнить, что при особо благоприятных погодных условиях или для некоторых видов наблюдений (например, при разрешении тесных двойных звезд) можно с успехом использовать увеличения, превышающие "двойной предел", так что данное правило не является строгим. С другой стороны, неспокойствие атмосферы редко дает возможность проводить комфортные наблюдения с увеличением более 300 крат.

    Нижний  предел увеличения определяется диаметром  выходного зрачка телескопа: он не должен превышать размер адаптировавшегося к темноте (т.е. полностью раскрывшегося) зрачка глаза наблюдателя, в противном случае часть собранного телескопом света не попадет в глаз и будет потеряна. Максимальный диаметр зрачка глаза наблюдателя обычно составляет 5-7 мм, поэтому с хорошим приближением можно считать, что минимальное полезное увеличение телескопа равно диаметру его объектива в миллиметрах, деленному на шесть (10 крат для 60-мм инструмента). 

     Разрешающая сила

    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.  

    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. Теоретические значения проницающей способности для телескопов разных диаметров приведены в сводной таблице.

    Монтировка  астрономического телескопа - важная часть  конструкции, так как наблюдатель  должен иметь возможность легко  направлять телескоп в заданную точку неба и поддерживать его ориентацию при вращении Земли, отслеживая видимое движение объекта по небу. Небольшие любительские телескопы и современные управляемые компьютером телескопы используют альтазимутальную монтировку. До появления компьютерного управления наиболее распространенной была экваториальная монтировка. Экваториальную установку имеют многие из работающих в настоящее время телескопов, причем эта система остается популярной и для любительских инструментов

    Экваториальная  монтировка - способ установки телескопа, при котором инструмент может вращаться вокруг полярной оси, параллельной оси вращения Земли, и оси склонения, перпендикулярной полярной оси. Вращение вокруг этих двух осей обеспечивает независимое задание обеих экваториальных координат. Движение вокруг полярной оси изменяет прямое восхождение; движение вокруг другой оси - склонение.