Amatérští astronomové používají při pozorování především dva tradiční typy dalekohledů. To jsou dalekohledy - refraktory, ve kterém se ke konstrukci obrazu používají čočky a dalekohledy - reflektory, kde k těmto účelům slouží zrcadlo.
Někdy se používají k vytvoření obrazu katadioptrické systémy, což jsou kombinace několika čoček a zrcadel ( dalekohled se zrcadlovou čočkou).
Když přemýšlíme o pozorování hvězdné oblohy, představíme si něco takového. Realita, řeknu vám hned, je jiná než fotografie.
Hlavní částí jakéhokoli dalekohledu, který vytváří obraz, je objektiv. Z jeho vlastností - otvory D, ohnisková vzdálenost/A ohniskový vztah f/D - závisí na rozsahu pozorování, který daný dalekohled umožňuje.
Dalekohledy s velkou aperturou (velký průměr objektivu) jsou samozřejmě výhodnější, protože mají velkou plochu pro shromažďování světla, mají vysokou rozlišovací schopnost a poskytují značné zvětšení. Teleskopy s velkou aperturou, bez ohledu na to, o jaký typ se jedná, jsou však dražší a objemnější.
Sběrná a rozlišovací schopnost dalekohledů
Nejdůležitější vlastností dalekohledu i dalekohledu je clona(D)- průměr objektivu.
Otvor určuje rozměry sběrné plochy, jejíž plocha je úměrná druhé mocnině průměru. Čím větší je sběrná plocha přístroje, tím slabší objekt umožňuje pozorovat. Maximální hvězdná velikost objektu, kterou lze pozorovat daným dalekohledem, tedy závisí na druhé mocnině průměru čočky.
Další důležitou vlastností dalekohledu je rozlišení, tedy schopnost rozlišit nejmenší útvary na discích planet nebo dvojhvězd.
Pokud se průměr čočky měří v milimetrech, pak rozlišení vyjádřené v úhlových sekundách je určeno hodnotou 138/D.
U objektivů s dlouhým ohniskem s ohniskovým poměrem větším než f/12* je rozlišení o něco vyšší a je určeno vzorcem 116/D.
Mírně nižší rozlišení reflektorů a katadioptrických dalekohledů ve srovnání s refraktorovými dalekohledy se stejným průměrem čočky je částečně způsobeno stíněním centrální části světelného paprsku procházejícího čočkou. Kvalita obrazu, zejména u odrazných dalekohledů, může být také značně ovlivněna prouděním vzduchu v tubusu dalekohledu.
Refraktorové dalekohledy
Čočka refrakčního dalekohledu je achromatický systém slepený z několika čoček, který shromažďuje paprsky různých vlnových délek do jednoho ohniska.
Typicky jsou ohniskové poměry amatérských refraktorů menší než f/10 nebo f/12, protože achromatické čočky s kratší projekční vzdáleností jsou velmi drahé. Proto se refraktory nejlépe používají pro pozorování, která vyžadují velké ohniskové poměry, poměrně velká zvětšení a omezené zorné pole.
Pro seriózní pozorování je nutné používat dalekohledy s aperturou minimálně 75 mm.
Samozřejmě je možné provádět pozorování v dalekohledech s menší aperturou, ale je třeba mít na paměti, zejména pro začátečníky, že taková pozorování jsou spojena s velkými obtížemi; z tohoto důvodu mohou být pozorování s dobrým dalekohledem produktivnější než pomocí dalekohledu s malou aperturou.
Na rozdíl od jiných typů dalekohledů nedochází k žádným ztrátám na refraktorech částečným stíněním světelného paprsku mezizrcadly, při pozorování se však zpravidla používají refraktory s čočkami o průměru menším než 100 mm.
Velké refraktory s otvory nad 150 mm jsou méně obvyklé, protože jsou poměrně drahé a objemné.
Odrazné dalekohledy
Většina amatérských odrazových dalekohledů má ohniskové poměry f/6 – f/8; Oproti refraktorům jsou výhodnější pro pozorování vyžadující širší zorné pole a menší zvětšení.
Jsou tam odrazové dalekohledy odlišné typy. V praxi amatérských pozorování se nejčastěji používají dva typy reflektorů: Newtonovy systémy A Cassegrain systém.
V newtonském dalekohledu je sekundární zrcadlo ploché, takže ohnisková vzdálenost a ohniskový poměr čočky jsou konstantní. U Cassegrainova dalekohledu je sekundární zrcadlo konvexní, což výrazně prodlužuje celkovou ohniskovou vzdálenost dalekohledu a tím mění jeho efektivní ohniskový poměr. Z tohoto důvodu se Cassegrainovy reflektory používají pro stejný typ pozorování jako refrakční dalekohledy.
Největší výhodou reflektorů je jejich nízká cena. Pro stejnou clonu jsou výrazně levnější než jakýkoli jiný typ dalekohledu. Potřebné zrcadlo pro čočku reflektoru lze navíc vyrobit svépomocí nebo v extrémních případech jednoduše zakoupit a tubus takového dalekohledu lze snadno sestavit doma.
Téměř vše amatérské dalekohledy s velkou sběrnou plochou (průměr čoček nad 200 mm) jsou reflektory. Minimální průměr čočky reflektorů, které se obvykle používají pro obecná pozorování, je asi 150 mm; takový reflektor nestojí víc než refraktor s čočkou o průměru 75 mm. Protože reflektor má velkou sběrnou plochu, lze přes něj pozorovat slabší předměty, ale není tak kompaktní jako refraktor.
Menší reflektory s malými ohniskovými poměry zaujímají ve svých charakteristikách střední pozici mezi dalekohledy a konvenčními reflektory; Navíc jsou docela skladné.
Reflektory však mají i nevýhody. Nejvýznamnější z nich je potřeba čas od času aktualizovat reflexní vrstvy a upravovat optické prvky. Při absenci drahého optického skla, které hermeticky utěsní tubus reflektoru, je nutné každé zrcadlo dalekohledu zakrýt víkem nebo krytem, aby se zabránilo pronikání prachu.
Při pozorování může být okulár v Newtonově dalekohledu v nepříjemné poloze; Aby se tomu zabránilo, je nutné zajistit možnost otáčení tubusu dalekohledu.
Pokud trubka reflektoru není hermeticky uzavřena optickým okénkem, pak studený venkovní vzduch, který do ní proniká, vytváří vzdušné proudy, což zhoršuje obraz. Velmi účinnými prostředky Tuto nevýhodu lze překonat použitím velkých tepelně izolačních trubek, ale častěji se k tomuto účelu používají „trubky“ skeletové konstrukce.
Bohužel v tom druhém případě vznikají další problémy související s prouděním teplého vzduchu od samotného pozorovatele (zkuste si proto při pozorování vzít více izolačního oblečení!). Navíc se tím zvyšuje množství orosení na optických prvcích. Proto velká důležitost získává správný návrh samotné hvězdárny.
Katadioptrický dalekohledový systém ( dalekohled se zrcadlovou čočkou)
Mezi katadioptrickými dalekohledy se nejvíce používají dalekohledy. Maksutov systém A Systém Schmidt-Cassegrain.
Při dané ohniskové vzdálenosti jsou přenosnější a pohodlnější pro pozorování, zejména v kombinaci s řadou zařízení, která umožňují sledování složitého pohybu nebeská těla. Takové dalekohledy jsou přirozeně mnohem dražší než refraktory i reflektory stejné velikosti.
Katadioptrické dalekohledy mají velké ohniskové poměry: f/10, f/12 a dokonce f/15, takže je lze použít k provádění stejných úkolů jako Cassegrainovy refraktory a reflektory.
Jak otestovat dalekohled před nákupem
Řadu studií kvality optiky dalekohledu lze provést nezávisle, ale je třeba mít na paměti, že ideál optické systémy neexistuje. Jakýkoli optický systém zkresluje obrazy, taková zkreslení se nazývají aberace.
Při výrobě dalekohledu se snaží minimalizovat aberace. Konkrétní požadavky na velikost přípustných aberací závisí na charakteru výzkumu, pro který je dalekohled určen. Například při studiu planet a fotografování nebeských objektů jsou požadavky na velikost přípustných aberací vyšší než při pozorování.
Chromatická aberace, charakteristický do té či oné míry pro refraktory a dalekohledy některých jiných typů, se projevuje zbarvením obrazu nebeských těles. Je to zvláště patrné na ostrých hranicích mezi světlými a tmavými oblastmi, jako jsou končetiny Měsíce atd. Odrazné dalekohledy tento typ aberace nevytvářejí.
Dostupnost zkreslení(zkreslení obrazu vzájemné polohy hvězd) lze zkontrolovat pozorováním obrazu přímého nebo obdélníkového zdiva ve zdi domu.
Zkontrolujte, jak váš dalekohled vytváří obraz bodového zdroje. Pokud je to možné, je lepší to udělat v noci a zkoumat obraz hvězd. Takové kontroly lze provádět během dne, pozorováním „umělých hvězd“ ( sluneční světlo, odražený vzdáleným balónkem) nebo jakýmkoli jiným bodovým zdrojem světla.
Ano, i když to zní triviálně, přesto je užitečné připomenout, že dalekohled je přesný a velmi citlivý přístroj. Před nákupem si jej pečlivě zkontrolujte, zklamání z nekvalitní „hračky“ vás odradí od studia hvězdné oblohy
V dobrém dalekohledu je obraz hvězdy přesně zaostřený a má tvar dokonale kulatého difrakčního disku. Tyto obrázky by měly mít tvar dokonalého kruhu, a to nejen zaostřené, ale i neostré. Jejich prodloužení naznačuje přítomnost astigmatismus nebo deformace optických prvků dalekohledu, ke které může dojít v důsledku nesprávné montáže.
Zakřivení pole je indikováno rozostřením obrazu hvězdy, když se pohybuje od středu k okraji zorného pole dalekohledu. Zakřivení pole je vlastní většině dalekohledů, ale tato vada ovlivňuje především fotografická pozorování. Další aberace, koma, se projevuje prodloužením obrazu hvězdy (má podobu komety) na okraji zorného pole. Kóma je také přítomna ve většině dalekohledů, ale je patrnější v reflektorech než v refraktorech.
Jedná se především o kontroly mechanických součástí dalekohledu a jejich montáž obecný charakter. Pro dobrý výkon je nutné dosáhnout konstrukční tuhosti jak samotného tubusu dalekohledu, tak jeho uchycení. Toho se nejlépe dosáhne pevným upevněním os dalekohledu – každá je upevněna na dvou dostatečně od sebe vzdálených podpěrách.
Otáčení kolem os by mělo být hladké a na rovníkových instalacích by měly být obě osy vybaveny zajišťovacími šrouby. Všechny pohony, rámečky ostření okuláru a další mechanismy seřízení dalekohledu musí fungovat bez vůle.
Podle optického provedení se dělí na:
- Objektiv ( refraktory nebo dioptrická) - jako čočka se používá čočka nebo čočkový systém.
- Zrcadlo ( reflektory nebo kataptrický) - jako čočka se používá konkávní zrcadlo.
- Zrcadlovo-čočkové dalekohledy (katadioptrické) - jako čočka se používá sférické zrcadlo a ke kompenzaci aberací slouží čočka, čočkový systém nebo meniskus.
Charakteristika
- Rozlišení dalekohledu závisí na průměru čočky. Mez rozlišení je dána fenoménem difrakce - ohybem světelných vln kolem okrajů čočky, což má za následek prstence místo obrazu bodu. Pro viditelný rozsah je určen vzorcem
Kde r (\displaystyle r) je úhlové rozlišení v úhlových sekundách a D (\displaystyle D) - průměr čočky v milimetrech. Tento vzorec je odvozen z definice limitu rozlišení dvou hvězd podle Rayleigha. Pokud použijete jiné definice limitu rozlišení, pak může být číselný koeficient nižší, až 114 podle Dawesova limitu.
V praxi je úhlové rozlišení dalekohledů omezeno atmosférickým jitterem - přibližně 1 úhlová sekunda, bez ohledu na aperturu dalekohledu.
- Úhlové zvětšení nebo zvětšení dalekohledu je určeno poměrem
Kde F (\displaystyle F) A f (\displaystyle f) - ohniskové vzdálenosti objektivu a okuláru. V případě použití přídavných optických jednotek mezi čočkou a okulárem (otočné systémy, Barlowovy čočky, kompresory atd.) by se mělo zvětšení násobit násobkem použitých jednotek.
ω = Ω Γ (\displaystyle \omega =(\frac (\Omega )(\Gamma ))),Kde Ω (\displaystyle \Omega ) - úhlové zorné pole okuláru (Apparent Field Of View - AFOV), a Γ (\displaystyle \Gamma ) - zvětšení dalekohledu (které závisí na ohniskové vzdálenosti okuláru - viz výše).
A = D F = 1 ∀ = ∀ − 1 (\displaystyle A=(\frac (D)(F))=(\frac (1)(\forall ))=(\forall )^(-1)). ∀ = F D = 1 A = A − 1 (\displaystyle (\forall )=(\frac (F)(D))=(\frac (1)(A))=(A)^(-1)).A (\displaystyle A) A ∀ (\displaystyle (\forall )) jsou důležité vlastnostičočka dalekohledu. Jedná se o reciproční veličiny. Čím větší je relativní clona, tím menší je relativní ohnisková vzdálenost a tím větší je osvětlení v ohniskové rovině objektivu dalekohledu, což je výhodné pro fotografování (umožňuje snížit rychlost závěrky při zachování expozice). Ale zároveň se na rámu fotodetektoru získá menší měřítko obrazu.
- Měřítko obrazu přijímače:
Kde u (\displaystyle u) - měřítko v úhlových minutách na milimetr ("/mm), a F (\displaystyle F) - ohnisková vzdálenost objektivu v milimetrech. Pokud jsou známy lineární rozměry CCD matice, její rozlišení a velikost jejích pixelů, pak odtud můžeme vypočítat rozlišení digitálního obrazu v úhlových minutách na pixel.
Klasická optická schémata
Galileovo schéma
Galileův dalekohled měl jednu konvergující čočku jako objektiv a divergenční čočku jako okulár. Tato optická konstrukce vytváří neinvertovaný (pozemský) obraz. Hlavní nevýhodou Galileova dalekohledu je velmi malé zorné pole a silná chromatická aberace. Tento systém se stále používá v divadelních dalekohledech a někdy v podomácku vyrobených amatérských dalekohledech.
Keplerovo schéma
Gregoryho schéma
Tento design navrhl v roce 1663 James Gregory ve své knize Optika Promota. Hlavní zrcadlo v takovém dalekohledu je konkávní parabolické. Odráží světlo na menší sekundární zrcadlo (konkávní eliptické). Z něj je světlo směrováno zpět - do otvoru ve středu hlavního zrcadla, za kterým je okulár. Vzdálenost mezi zrcadly je větší než ohnisková vzdálenost hlavního zrcadla, takže obraz je vzpřímený (na rozdíl od převráceného v Newtonově dalekohledu). Sekundární zrcadlo poskytuje relativně velké zvětšení prodloužením ohniskové vzdálenosti.
Cassegrainovo schéma
Schéma Ritchie-Chrétien
Přijímače záření
CCD matrice
Matrice CCD (CCD, “Charge Coupled Device”) se skládá z fotocitlivých fotodiod, je vyrobena na bázi křemíku a využívá technologii CCD charge-coupled device. Na dlouhou dobu CCD matrice jsou jediným rozšířeným typem fotosenzorů. Rozvoj technologie vedl k tomu, že do roku 2008 se matice CMOS staly alternativou k CCD.
matice CMOS
Matrice CMOS (CMOS, „Complementary Metal Oxide Semiconductor“) je založena na technologii CMOS. Každý pixel je vybaven čtecím zesilovačem a signál z konkrétního pixelu je vzorkován náhodně, jako u paměťových čipů.
Systémy adaptivní optiky
- Laserový naváděcí hvězdný systém. Laserový paprsek je vyslán na oblohu, aby vytvořil umělou hvězdu v jakékoli části oblohy v sodíkové vrstvě zemské atmosféry ve výšce asi 90 kilometrů. Světlo z takové umělé hvězdy se využívá k deformaci speciálního zrcadla, které eliminuje blikání a zlepšuje kvalitu obrazu.
Mechanika
Mount
Montáž je otočná podpěra, která umožňuje namířit dalekohled na požadovaný objekt a při dlouhodobém pozorování nebo fotografování kompenzovat denní rotaci Země. Skládá se ze dvou vzájemně kolmých os pro namíření dalekohledu na objekt pozorování a může obsahovat pohony a systémy pro měření úhlů natočení. Držák se instaluje na jakoukoli základnu: sloup, stativ nebo základ. Hlavním úkolem montáže je zajistit, aby tubus dalekohledu vyjel na určené místo a plynule naváděl pozorovaný objekt.
Hlavní faktory ovlivňující kvalitu řešení problémů jsou následující:
- Složitost zákona změny atmosférického lomu
- Diferenciální refrakce
- Technologická přesnost výroby pohonů
- Přesnost ložisek
- Deformace montáže
Rovníková hora a její odrůdy
- Deformace montáže se liší v závislosti na poloze dalekohledu.
- Při změně polohy dalekohledu se mění i zatížení ložisek.
- Obtížná synchronizace s kopulí držáku
Alt-azimut montáž
Největší optické dalekohledy
Refrakční dalekohledy
| Observatoř | Umístění | Průměr, cm/palec | Rok zařízení / demontáž |
Poznámky |
|---|---|---|---|---|
| Dalekohled ze světové výstavy v Paříži v roce 1900. | Paříž | 125 / 49.21" | 1900 / 1900 | Největší refraktor na světě, jaký byl kdy postaven. Světlo z hvězd bylo směrováno do čočky pevného dalekohledu pomocí siderostatu. |
| Yerkesova observatoř | Williams Bay, Wisconsin | 102 / 40" | 1897 | Největší refraktor na světě 1897-1900. Po demontáži se teleskop světové výstavy v Paříži v roce 1900 opět stal největším používaným refraktorem. Clark refraktor. |
| Observatoř Lika | Mount Hamilton, Kalifornie | 91 / 36" | 1888 | |
| Pařížská observatoř | Meudon, Francie | 83 / 33" | 1893 | Dvojitý, optický objektiv 83 cm, fotografický - 62 cm. |
| Postupim, Německo | 81 / 32" | 1899 | Dvojité, vizuální 50 cm, fotografické 80 cm. | |
| Pěkná observatoř | Francie | 76 / 30" | 1880 | |
| Observatoř Pulkovo | Petrohrad | 76 / 30" | 1885 | |
| Observatoř Allegheny | Pittsburgh, Pensylvánie | 76 / 30" | 1917 | Tání refraktoru |
| Greenwichská observatoř | Greenwich, Spojené království | 71 / 28" | 1893 | |
| Greenwichská observatoř | Greenwich, Spojené království | 71 / 28" | 1897 | Duální, vizuální 71 cm, fotografické 66 |
| Observatoř Archenhold | Berlín, Německo | 70 / 27" | 1896 | Nejdelší moderní refraktor |
Sluneční dalekohledy
| Observatoř | Umístění | Průměr, m | Rok výstavby |
|---|---|---|---|
| Kitt Peak | Tucson, Arizona | 1,60 | 1962 |
| Vrch Sacramento | Sluneční skvrna, Nové Mexiko | 1,50 | 1969 |
| Krymská astrofyzikální observatoř | Krym | 1,00 | 1975 |
| Švédský sluneční dalekohled | Palma, Kanárské ostrovy | 1,00 | 2002 |
| Kitt Peak, 2 kusy ve společné budově s 1,6 metry | Tucson, Arizona | 0,9 | 1962 |
| Teide | Tenerife, Kanárské ostrovy | 0,9 | 2001 |
| Sluneční observatoř Sayan, Rusko | Mondy, Burjatsko | 0,8 | 1975 |
| Kitt Peak | Tucson, Arizona | 0,7 | 1973 |
| , Německo | Tenerife, Kanárské ostrovy | 0,7 | 1988 |
| Mitaka | Tokyo, Japonsko | 0,66 | 1920 |
kamery Schmidt
| Observatoř | Umístění | Průměr korekční desky - zrcadlo, m | Rok výstavby |
|---|---|---|---|
| Observatoř Karla Schwarzschilda | Tautenburg, Německo | 1,3-2,0 | 1960 |
| Observatoř Palomar | Mount Palomar, Kalifornie | 1,2-1,8 | 1948 |
| Observatoř Siding Spring | Coonabarabran, Austrálie | 1,2-1,8 | 1973 |
| Tokijská astronomická observatoř | Tokyo, Japonsko | 1,1-1,5 | 1975 |
| Evropská jižní observatoř | La Silla, Chile | 1,1-1,5 | 1971 |
Odrazné dalekohledy
| název | Umístění | Průměr zrcadla, m | Rok výstavby |
|---|---|---|---|
| Obří jihoafrický dalekohled, SALT | Sutherland, Jižní Afrika | 11 | 2005 |
| Velký kanárský dalekohled | Palma, Kanárské ostrovy | 10,4 | 2002 |
| Keckovy dalekohledy | Mauna Kea, Havaj | 9,82×2 | 1993, 1996 |
| Hobby-Eberlyho dalekohled, HET | Jeff Davis, Texas | 9,2 | 1997 |
Trochu jsme si zabrousili do původu dalekohledu a také jsme se blíže podívali na refraktorový dalekohled, včetně příkladu několika modelů. Udělejme krok vpřed a promluvme si o odrazových dalekohledech.
Hlavní rozdíl mezi reflektorem a refrakčním dalekohledem je v tom, že v reflektoru není čočka, ale zrcadlo zodpovědná za sběr světla a zvětšení obrazu.
Parabolické (většinou, ale někdy i sférické) zrcadlo je umístěno ve spodní části tubusu dalekohledu. Sbírá světlo a výsledný obraz zaostřuje na malé pomocné (sekundární) zrcátko, které již obraz „směruje“ do okuláru. V tomto případě se pozorovatel dívá dalekohledem ze strany, a to i ze strany přímo směřující k obloze. Někoho může takové zařízení zmást a člověk, který je zvyklý používat hlavně refraktor, bude muset zpočátku trochu bojovat s ovládáním.
Úplně první reflektor vynalezl v roce 1667 sir Isaac Newton, kterého zřejmě omrzely chromatické aberace, které jsou vlastní všem refraktorům. Místo obvyklého chromatického efektu však Newton dostal jiné obrazové vlastnosti, které dnes doprovázejí většinu reflektorů.
Přesněji řečeno, Newtonův reflektor (tento název se stále používá pro dalekohledy tohoto typu) má své vlastní aberace. Převážně milovníci astronomie si stěžují na takzvané „koma“. Tento efekt vytváří pocit, že střed obrazu a jeho okraje jsou od sebe rozostřené - to znamená, že hvězdy ve středu vypadají podle očekávání, tečky, a na okrajích jako komety: rozmazané, „chlupaté a ocasaté. “
V zásadě platí, že pokud se nezabýváte astrofotografií, nebude vás tato vlastnost reflektorů nijak zvlášť obtěžovat: dotyčný objekt se ostatně obvykle nachází ve středu snímku, je viditelný pro pozorovatele, a proto nebude trpět efekt kómatu. A pokud jste fotograf, který sní o tom, že začne fotografovat hvězdnou oblohu, pak je lepší se předem postarat o hledání speciálních korektorů, které tuto konkrétní aberaci opraví.
Kóma není zdaleka jedinou nevýhodou reflektorů. Patří sem také:
- potřeba pravidelně upravovat polohu zrcadla - tento proces se nazývá „nastavení“;
- citlivost zařízení na změny teploty - v zimě nemůžete vzít dalekohled z domu na ulici a okamžitě začít s pozorováním, jinak vás obraz velmi zklame;
- slušné rozměry - tato okolnost poněkud omezuje vášeň pro cestování s dalekohledem v batohu;
- citlivost na špatné počasí – silný vítr může způsobit chvění obrazu;
- nízká ochrana před prachem a jinými nečistotami - ve skutečnosti přímý přístup k centrálnímu zrcadlu umožňuje, aby se nečistoty dostaly dovnitř téměř bez překážek a povrch zrcadla je třeba velmi pečlivě umýt, jinak existuje možnost jeho poškození;
- riziko najetí na nekvalitní optiku v levných reflektorech.
Všechny tyto nevýhody však nemohou zcela překonat významné výhody:
- Cena. To je samozřejmě nejpozitivnější charakteristika reflektoru. Má jednoduchý design a zrcadlo vyžaduje méně zpracování než každá z refrakčních čoček, což samozřejmě nemohlo ovlivnit cenu reflektoru - a navíc k lepšímu pro kupujícího. Ve skutečnosti za stejnou cenu najdete refraktor a reflektor, které se výrazně liší clonou (opět vítězí reflektor). Připomínám: clona je průměr hlavní čočky (u refraktoru) nebo hlavního zrcadla (u reflektoru). A jak již bylo zmíněno dříve, větší clona je vždy lepší. Na této charakteristice koneckonců závisí rozlišení, kontrast a maximální rozeznatelná hvězdná velikost. A ještě jednodušeji, čím větší clona, tím lepší kvalita obrazu.
- Reflektor lze instalovat na nejlehčí typ držáku, který si můžete skutečně vyrobit sami: Dobsonská montáž je rozměrově nejkompaktnější a navíc je vyrobena ze dřeva, dřevotřísky nebo překližky. Je jasné, že v hmotnostní kategorii tyto materiály předčí kov.
- Výborný výkon (zpravidla) z hlediska clonového poměru - tento typ dalekohledu, zejména v kombinaci s rovníkovou montáží, je velmi dobrý v astrofotografii.
- Pokud je optika vysoce kvalitní, pak bude obraz ve střední části prakticky bez jakýchkoliv aberací - a žádný refraktor se nemůže pochlubit takovým indikátorem.
- Skvělé pro pozorování objektů hlubokého vesmíru.
Podívejme se však na nějaký vhodný model.
Vezměme si například teleskop Celestron PowerSeeker 127 EQ (7 500 RUB).
Docela levný model s vynikající světelností 127 mm. Pokud vezmete 7500 rublů. (odhadované náklady) za horní peněžní „laťku“ na pořízení dalekohledu najdete refraktor s průměrem čočky maximálně 70 mm. A jak už bylo nejednou řečeno, čím větší clona, tím lépe.
Sada obsahuje dva výměnné okuláry pro 20 a 4 mm a také trojnásobnou Barlow čočku. Celkově, pokud se podíváte na charakteristiky dodávané s dalekohledem, měla by tato optika poskytnout až 750násobné zvýšení! V praxi si však snadno spočítáte, do jakých mezí zvětšení vám přístroj poskytne jasný obraz. Hodnotu clony (v mm) stačí vynásobit 1,4 – výsledné číslo bude přesně ten poměr, po kterém je nepravděpodobné, že by dalekohled vytvořil super jasný obraz. Pokud však stejnou hodnotu clony vynásobíte 2, zjistíte absolutní kvalitativní hranici zvětšení vašeho přístroje. Pokud mluvíme o tomto modelu Celestron, pak 127 x 1,4 = 177,8 krát, 127 x 2 = 254 krát. Celkem - 254krát bude „strop“ z hlediska zvětšení.
Maximální hvězdná velikost rozlišitelných objektů je +13 m.
Reflektor s rovníkovou montáží je velmi dobrý pro pozorování nebeských objektů, ale prakticky vůbec ne pro ty pozemské. Model od Celestron má rovníkovou montáž s jemnými pohybovými mechanismy a souřadnicovými kruhy, to vše pomůže začátečníkovi zvládnout zpočátku nelehký úkol ukazování a pozorování.
Hmotnost dalekohledu je 7,7 kg, délka tubusu je 508 mm. Je mnohem kompaktnější než refraktor se stejnou aperturou - bude dlouhý více než metr a indikátor hmotnosti se „potopí“ za značku 30 kg. Ne nejlepší možnost Pro turistika, Není to ono?
Typický zástupce reflektorů, vynikající pro pozorování objektů hlubokého vesmíru.
Nyní si povíme něco o zrcadlových (katadioptrických) dalekohledech. Někdy se jim také říká kombinovaný typ.
Pokud je v refraktoru čočka založena na použití čočky, v reflektoru - na zrcadle, pak katadioptrie ve svém zařízení používá čočky i zrcadlovou optiku. Takové čočky jsou náročnější na výrobu, takže jejich cena bude přirozeně vyšší než třeba cena reflektoru se stejnou světelností. Druhou nepříjemnou vlastností tohoto typu je, že zrcadlově-čočkový přístroj díky své konstrukci nemůže poskytnout pozorovateli tak čistý obraz jako např. refraktor.
Dalším „minusem“ je, že dalekohledy se zrcadlovými čočkami s optickou konstrukcí Schmidt-Cassegrain bohužel nejsou prosté komatické aberace. Ale Maksutov - Cassegrain se může pochlubit obrazem bez těchto „rušení“.
Mimo jiné je na změny nejcitlivější katadioptrie teplotní režim- ještě více reflektorů.
Pozitivní aspekty zrcadlových čoček však někdy hrají pro mnohé nadšence astronomie rozhodující roli.
V první řadě jsou to samozřejmě velikosti. Například refraktor s aperturou 90 mm bude dlouhý alespoň 95 cm (a nejspíše asi metr). A podobně velký Maksutov-Cassegrainův otvor je dlouhý 28 cm. Podstatný rozdíl, že? Katadioptrie také váží méně než jiné odrůdy.
Neméně významným bodem jsou aberace, nebo spíše jejich téměř úplná absence. Pokud je optika kvalitní a výrobce se při výrobě dalekohledu nedopustil žádné vážnější „hrubé chyby“, pak bude obraz bez všech těch „nerovností“, které jistě doprovázejí, alespoň do určité míry, jak refraktory, tak i reflektory.
Vezměme si například Celestron NexStar 90 SLT (16 300 RUB).
Jak název napovídá, clona je zde 90 mm. Toto je jeden ze zástupců řady Maksut - Cassegrain, to znamená, že obraz získaný s jeho pomocí bude prakticky bez obvyklých aberací.
Sada obsahuje dva výměnné okuláry pro 25mm (50x) a 9mm (139x), maximální magnituda pozorovaných objektů je 12,3m.
Azimutální montáž s počítačovým naváděním – podobný systém se lidově nazývá GoTo. Zařízení má již databázi 4000 objektů. Ovládání je jednoduché: vyberete objekt z databáze a dalekohled automaticky „zaměří“ na oblast oblohy, kterou potřebujete. Výběr objektu se provádí pomocí dálkového ovladače, který má možnost aktualizace přes internet (samozřejmě při připojení k počítači). Možnosti takového ovládání se neomezují pouze na prostý výběr objektu: GoTo umožňuje navigovat podle souřadnic, přijímat stručné informace o jakémkoli předmětu; může na požádání poskytnout souřadnice bodu, na který ukazuje tento moment. Jediná věc, která může začátečníkům v astronomii způsobit potíže, je to, že před použitím dalekohledu je potřeba dalekohled orientovat na oblast, tedy zadat místo a čas pozorování, a také namířit dalekohled na několik známých hvězd. uživateli. V zásadě pohodlný systém, který často šetří čas pozorovatele.
Ocelový stativ pro maximální stabilitu, uchycení na rybinu - zařízení se instaluje rychlým a snadným pohybem. Hmotnost dalekohledu je pouze 5,4 kg.
Skvělá volba i pro začátečníky v astronomii. Schopnosti katadioptrie, pohodlí GoTo plus maximální kompaktnost – a nyní je po ruce přístroj skutečného astronoma (samozřejmě, pokud vás neodradí cena).
Najít dokonalý univerzální dalekohled je nemožné. Každý typ má své silné stránky a slabé stránky. Pokud však přesně víte, co vás na obloze nejvíce zajímá, můžete si vybrat zařízení, které jeho schopnosti maximalizuje.
Refraktor s aperturou 70-90 mm je vhodný pro dítě jako první dalekohled (zejména v městských podmínkách): bude moci detailně zkoumat jak povrch Měsíce, tak planety Sluneční Soustava a Slunce. Jediná poznámka: Slunce si dalekohledem bez speciálních filtrů absolutně nemůžete prohlédnout - jednoduše ztratíte zrak, protože v tomto případě dalekohled funguje jako obyčejná lupa. Pamatujete si, co se stane s kusem papíru, když na něj namíříte? Sluneční paprsek přes Zvětšovací sklo: Rychle se rozsvítí. Nyní si představte, že místo toho kusu papíru je vaše oko a okamžitě už nebudete chtít experimentovat se Sluncem.
Pro kvalitní pozorování vzdálených vesmírných objektů (mlhovin, kulových hvězdokup atd.) daleko od osvětlení města se nejlépe hodí reflektor s aperturou cca 114-150 mm. Samozřejmě čím vyšší toto číslo, tím lépe – podívejte se na tamní peníze.
No, pokud hodně cestujete a zároveň chcete mít dalekohled stále u sebe, tak nejlepší volba bude nějaký model Maksutov - Cassegrain nebo jiný přístroj z řady mirror-lens: jsou kompaktní a budou se snáze přenášet.
V případě, že jste se sami ještě nerozhodli, co přesně chcete studovat, vezměte si refraktor. Poprvé, abyste pochopili, zda máte o takovou aktivitu vůbec zájem, je to docela dost. Je lepší, když je otvor někde kolem 70-90 mm: menší velikosti pravděpodobně neposkytnou skutečné potěšení.
A nezapomeňte na rozměry: mnoho teleskopů je extrémně nepohodlné nosit v ruce a lidé bez dopravního prostředku by na to měli myslet také.
Hlavní části dalekohledu jsou -objektiv a okulár. Čočka je namířena na objekt, který chtějí pozorovat, a oko se dívá do okuláru.
Existují tři hlavní typy optických systémů dalekohledů - refraktor (s čočkovým objektivem), reflektor (se zrcadlovou čočkou) a zrcadlový dalekohled.
Refraktorový dalekohled má čočku v přední části tubusu jako čočku. Čím větší je průměr čočky, tím jasnější se nebeský objekt jeví v zorném poli, tím slabší je objekt vidět tímto dalekohledem. Refraktorová čočka obvykle není jedna čočka, ale systém čoček. Jsou vyrobeny z různých druhů skla a slepeny speciálním lepidlem. To se provádí za účelem snížení zkreslení obrazu. Tato zkreslení se nazývají aberace. Každý objektiv má aberace.Hlavní jsou sférická aberace a chromatická aberace.
Sférická aberace je, když okraje čočky vychylují světelné paprsky více než střed. Jinými slovy, paprsky světla procházející čočkou se nesbíhají na jednom místě. A pro nás je velmi důležité, aby se paprsky sbíhaly v jednom bodě. Koneckonců na tom závisí jasnost obrazu. Ale to není tak špatné. Víte, že bílé světlo je složené – zahrnuje paprsky všech barev duhy. To lze snadno ověřit pomocí skleněného hranolu. Nasměrujme na něj úzký paprsek bílého světla. Uvidíme, že bílý paprsek se za prvé rozloží na několik barevných paprsků a za druhé se bude lámat, tzn. změní směr. Ale nejdůležitější je, že paprsky jinou barvu lámat jinak - červené se odchylují méně a modré více. Čočka je také druh hranolu. A nesoustředí paprsky stejně rozdílné barvy– modré se shromažďují v bodě blíže k čočce, červené – dále od čočky.
Obraz vytvářený čočkou je vždy po okrajích mírně zabarven s duhovým okrajem. Tak se projevuje chromatická aberace.
Pro snížení sférické a chromatické aberace přišli středověcí astronomové s myšlenkou vyrábět čočky s velmi dlouhými ohniskovými vzdálenostmi. Ohnisková vzdálenost je vzdálenost od středu čočky k soustředit se, tj. bod, kde se protínají lomené paprsky světla (ve skutečnosti se při zaostření získá malý obraz předmětu). Účelem čočky je shromáždit více světla z nebeského objektu a vytvořit malý a jasný obraz tohoto zaostřeného objektu.
Polský astronomXVIIstoletí vyrobil Jan Hevelius dalekohledy dlouhé 50 metrů. Proč? Aby aberace tolik neovlivňovaly, tzn. získat nejčistší a nejnebarevnější obraz nebeského objektu. Práce s takovým refraktorem byla samozřejmě velmi nepohodlná. Proto Hevelius, ačkoli byl pracovitý astronom, nedokázal mnoho objevit.
Následně optikové přišli s nápadem vyrobit čočku ne z jedné, ale ze dvou čoček. Navíc byly druhy skel a zakřivení jejich povrchů voleny tak, aby byly aberace jedné čočky potlačeny a aberace druhé čočky kompenzovány.
Takto se objevila složitá čočka. Refraktory se okamžitě zmenšily. Proč vyrábět dlouhý dalekohled, když lze kvalitní čočku zkrátit? To je důvod, proč mají dětské dalekohledy tak špatný obraz - protože jako objektiv používají pouze jednu čočku. A potřebujete alespoň dva. Jedna čočka stojí méně než dvě, a proto jsou dětské dalekohledy tak levné. Ale přesto, bez ohledu na to, jaké optické sklo je vybráno pro čočky, není možné se zcela vyhnout chromatické aberaci. To je důvod, proč mají refraktory kolem obrazu vždy malé modré halo. Obecně však refraktory poskytují nejčistší obraz mezi dalekohledy jiných systémů.
Pro refraktor byste se měli rozhodnout, pokud plánujete pozorovat detaily nebeských objektů – hory a krátery na Měsíci, pásy a Velkou rudou skvrnu na Jupiteru, prstence Saturnu, dvojhvězdy, kulové hvězdokupy atd. Je třeba pozorovat bledé, rozmazané objekty – mlhoviny, galaxie, komety odrazový dalekohled.
V reflektoru není světlo shromažďováno čočkou, ale konkávním zrcadlem určitého zakřivení. Zrcadlo je jednodušší na výrobu než čočku, protože musíte brousit pouze jeden povrch. Čočky navíc vyžadují speciální vysoce kvalitní sklo, ale na zrcadla se hodí jakékoli sklo. Proto jsou reflektory obecně levnější než refraktory se stejným průměrem čočky. Mnoho astronomických nadšenců si dobré reflektory staví sami. Hlavní výhodou reflektoru je, že zrcadlo neprodukuje chromatickou aberaci.První reflektor v historii vytvořil Isaac Newton v rXVIIIstoletí. Tento anglický vědec si jako první všiml, že konkávní zrcadlo rovnoměrně odráží paprsky všech barev a dokáže vytvořit nezabarvený obraz. Newton vyvinul optický systém dalekohledu, který se běžně nazývá Newtonův. Reflektory newtonovského systému se dnes průmyslově vyrábějí v mnoha zemích po celém světě.
Největší reflektor Newtonova systému vXVIIIstoletí postavil anglický astronom William Herschel. Průměr konkávního zrcadla byl 122 cm a délka tubusu dalekohledu byla 12 metrů. Dalekohled je samozřejmě neohrabaný, ale stále to už není Heveliusův 50metrový refraktor. Se svým dalekohledem Herschel učinil mnoho pozoruhodných objevů. Jedním z nejdůležitějších je objev planety Uran.
Podívejme se na dráhu paprsků v systému refraktoru a reflektoru.
V refraktoru světlo prochází čočkou a vstupuje přímo do okuláru a poté do oka pozorovatele. V reflektoru se světlo odráží od konkávního zrcadla a směřuje nejprve do plochého zrcadla namontovaného v horní části tubusu před vstupem do okuláru a oka. Reflektor má tedy dvě zrcadla – jedno konkávní (hlavní), druhé ploché (diagonální). Úkol hlavního zrcadla je stejný jako u čočky – shromažďovat světlo a vytvářet ostrý ostrý obraz.
Ploché (diagonální) zrcadlo je podepřeno speciálními vzpěrami (obvykle 4) v přední části trubky. Nyní si představte: světlo vstupuje do tubusu dalekohledu, část světla je blokována plochým zrcadlem a striemi. Výsledkem je, že k hlavnímu konkávnímu zrcadlu dopadá méně světla, než by se k němu mohlo dostat jinak. Tomu se říká centrální stínění. Centrální stínění má za následek ztrátu čistoty obrazu.
Nakonec se pojďme seznámit dalekohledy se zrcadlovými čočkami. Kombinují prvky refraktoru i reflektoru. Na přední straně tubusu je jak konkávní zrcadlo, tak čočka. Zadní strana tohoto objektivu je obvykle postříbřená. Tento stříbřitý kruh hraje roli přídavného zrcadla. Cesta světelných paprsků v dalekohledech se zrcadlovými čočkami je složitější. Světlo prochází přední čočkou, pak dopadá na konkávní zrcadlo, odráží se od něj, vrací se zpět k přední čočce, odráží se od stříbrného kruhu, vrací se zpět do konkávního zrcadla a prochází otvorem v tomto zrcadle. A teprve poté světlo vstupuje do okuláru a do oka pozorovatele. Světelný tok uvnitř potrubí třikrát změní směr. To je důvod, proč jsou dalekohledy se zrcadlovými čočkami tak kompaktní. Pokud máte na balkoně málo místa, pak byste se měli rozhodnout právě pro takový dalekohled.
Existuje několik optických systémů zrcadlových dalekohledů. Například dalekohled systému Maksutov, Schmidt, Cassegrain, Klevtsov. Každá z těchto optik řeší svým způsobem hlavní nevýhody zrcadlového dalekohledu. Jaké jsou tyto nedostatky? Za prvé, existuje mnoho optických povrchů. Počítejme: minimálně 6 a na každém z nich se ztratí část světla (pro vaši informaci, v refraktoru a reflektoru jsou 4). VUvnitř takového dalekohledu se ztrácí mnoho světla. Pokud je refraktor schopen propustit 92 % světla, které do něj vstupuje z nebeského objektu, pak pouze 55 % světla projde zrcadlovým dalekohledem. Jinými slovy, objekty v takovém dalekohledu vypadají slabší ve srovnání s refraktorem se stejným průměrem čočky. Teleskopy se zrcadlovými čočkami se proto nejlépe používají pro jasné objekty – Měsíc a planety. Ale s přihlédnutím ke středovému stínění díky zrcadlu na přední čočce musíme uznat, že i jasnost obrazu je nižší než u refraktoru. Za druhé,jak čočka, tak konkávní zrcadlo vytvářejí své vlastní aberace. Kvalitní zrcadlový dalekohled je proto poměrně drahý.
Zvětšení dalekohledu. Chcete-li zjistit zvětšení dalekohledu, musíte vydělit ohniskovou vzdálenost objektivu ohniskovou vzdáleností okuláru. Objektiv má například ohniskovou vzdálenost 1 m (1 000 mm), přičemž máme k dispozici tři okuláry s ohniskovými vzdálenostmi 5 cm (50 mm), 2 cm (20 mm) a 1 cm (10 mm). Změnou těchto okulárů získáme tři zvětšení:
Upozorňujeme, že pokud vezmeme ohniskovou vzdálenost objektivu v mm, pak je ohnisková vzdálenost okuláru také v mm.
Zdálo by se, že pokud si vezmete okuláry se stále kratším ohniskem, můžete získat stále větší zvětšení. Například okulár s ohniskovou vzdáleností 1 mm by s naším objektivem poskytl zvětšení 1 000x. Je však velmi obtížné vyrobit takový okulár s vysokou přesností a není potřeba. Pro pozemní pozorování není možné použít více než 500násobné zvětšení kvůli atmosférické interferenci. I když si nastavíte zvětšení na 500x, atmosférické proudy kazí obraz natolik, že na něm není vidět nic nového. Pozorování se zpravidla provádějí s maximálním zvětšením 200-300krát.
I přes použití velkého zvětšení, hvězdy stále vypadají jako tečky v dalekohledu . Důvodem je kolosální vzdálenost hvězd od Země. Dalekohled vám však umožňuje vidět hvězdy okem neviditelné, protože... shromažďuje více světla než lidské oko. Hvězdy v dalekohledu vypadají jasnější, jejich odstíny jsou lépe rozlišitelné a blikání způsobené zemskou atmosférou je znatelnější.
Maximální a minimální užitečná zvětšení dalekohledu. Jedním z účelů dalekohledu je shromáždit více světla z nebeského objektu. Čím více světla projde čočkou dalekohledu, tím jasnější bude objekt v zorném poli. To je důležité zejména při pozorování mlhovinových objektů – mlhovin, galaxií, komet. V tomto případě je nutné, aby se veškeré nasbírané světlo dostalo do oka pozorovatele.
Maximální průměr zornice lidského oka je 6 mm. Pokud světelný paprsek vycházející z okuláru (tzv výstupní zornice ) bude širší než 6 mm, což znamená, že část světla nepronikne do oka. Proto musíte použít okulár, který poskytuje výstupní pupilu ne širší než 6 mm. V tomto případě bude dalekohled poskytovat minimální užitečné zvětšení. Počítá se takto: Průměr čočky (v mm) je děleno 6 mm. Pokud je například průměr objektivu 120 mm, pak bude minimální použitelné zvětšení 20x. Je iracionální používat na tomto dalekohledu ještě menší zvětšení, protože výstupní pupila bude větší než 6 mm.
Zapamatujte si vzorec: Čím menší je zvětšení dalekohledu, tím větší je výstupní pupila (a naopak).
Minimální užitečné zvětšení dalekohledu se také nazývá equipupilární, protože výstupní pupila okuláru se shoduje s maximálním průměrem lidské pupily - 6 mm.
Chcete-li najít maximální použitelné zvětšení dalekohledu, musíte vynásobit průměr čočky (v mm) 1,5. Pokud je průměr objektivu 120 mm, pak získáme maximální užitečné zvětšení 180krát. S tímto dalekohledem můžete získat větší zvětšení, ale bude to zbytečné, protože nové detaily nebudou odhaleny kvůli vzhledu difrakčních obrazců. Při pozorování dvojhvězd se někdy používá zvětšení číselně rovné dvojnásobku průměru čočky (v mm).
Na dalekohledu s čočkou objektivu 120 mm má tedy smysl používat zvětšení od 20 do 180 krát.
Existuje tzv pronikavé zvětšení. Má se za to, že při jeho použití se dosáhne nejlepšího průniku – zviditelní se nejslabší hvězdy dostupné pro daný dalekohled. Pronikavé zvětšení se používá k pozorování hvězdokup a planetárních satelitů. Abyste ji našli, musíte vydělit průměr čočky (v mm) číslem 0,7.
V dalekohledech spolu s okulárem, tzv Barlowova čočka, což je divergenční čočka. Pokud je Barlowova čočka dvojnásobná (2x), zdá se, že zvyšuje ohniskovou vzdálenost čočky 2x (3x Barlowova čočka - 3x). Pokud má objektiv např. ohniskovou vzdálenost 1 000 mm, pak pomocí 2x Barlowovy čočky a okuláru s ohniskovou vzdáleností 10 mm získáme zvětšení 200x. Barlowova čočka tedy slouží ke zvýšení zvětšení. Tento objektiv samozřejmě vnáší do celkového obrazu své vlastní aberace, takže při identifikaci malých detailů na Měsíci, Slunci a planetách je lepší tento objektiv opustit.
Zobrazit další podrobnosti
Dalekohled vybavený k fotografování nebeských objektů se nazývá astrograf. Místo okuláru používá přijímač záření (dříve to byla fotografická deska, fotografický film, dnes jsou to nábojově vázané přístroje). Světlocitlivý prvek přijímače záření je umístěn v ohnisku čočky, takže je zachycen nepatrný obraz předmětu. Dnes se astrograf jistě používá v kombinaci s počítačem.
Sir Isaac Newton (1643-1727) – anglický vědec
Zrcadlový dalekohled slavného anglického průzkumníka Isaaca Newtona nepatří mezi neocenitelné poklady, které mohou vyvolat obdiv každého. Dalekohled je vědecký přístroj. Ale dnes je to neocenitelná relikvie, protože Newton ji vyrobil sám. S jeho pomocí obohatil vědu a celé lidstvo o nové poznatky o hvězdách a pohybu světla. Vědecká data, která získal, nelze přeceňovat.
Newtonův zájem o vytvoření vědeckých přístrojů, s nimiž by bylo možné provádět výzkum, vznikl již v r školní léta. Jako kluk se rád díval, jak tesaři pracují, jak staví dům, jak vyrábí křídla větrného mlýna, jak tvoří kola pro vodní mlýn. Nejenom se díval, ale doma se učil nazpaměť a skicoval, čímž vytvářel zdání kreseb, podle kterých vytvářel funkční modely větrných a vodních mlýnů. Ale nejenom kopíroval, do každého modelu vnesl určitou inovaci.
Jeho vášeň pro modelování zaznamenali učitelé ve škole a příbuzní a přátelé rodiny Newtonů na to upozornili. Jednoho dne vyrobil hodiny, které fungovaly pod tlakem vody vytékající z nádrže. Spadla do trychtýře a pak otočila koly. K překvapení dospělých vyrobil miniaturní mlýnek na mletí obilí. Jeho motorem byla myš, která otáčela kolem. Nedosáhl toho tréninkem, ale přirozenou touhou myši jíst, a pověsil na ni pytel s obilím.
Newton nebyl vynálezce. Nevynalezl žádné zařízení, které vytvořil. Vzal si hotové, ale u každého udělal vylepšení. Potřeboval dalekohled, aby pomocí pozorování hvězd určoval vlastnosti světla, zjišťoval jeho rychlost a odhaloval tajemství vesmíru.
První dalekohledy nebo dalekohledy se objevily v Holandsku v 17. století, i když zvětšovací vlastnost konkávního skleněné čočky byl znám již v roce 2500 před naším letopočtem. V roce 1610 italský vědec Galileo Galilei pomocí přístroje, který navrhl, pozoroval hvězdy a učinil ohromující závěr, že vesmír je nekonečný. Před Galileem bylo mnoho přírodních jevů popsáno spekulativně, zřídka na základě experimentů. Galileo byl ale první, kdo na základě pozorování dalekohledem vyvodil závěr o pohybu hvězd a nekonečnosti vesmíru. Byl přirovnáván ke Kolumbovi, objeviteli dříve neznámých zemí. Jeho činnost se stala příkladem k následování.
V Holandsku, Německu a Anglii začali vědci vyrábět vlastní dalekohledy. Tomuto pokušení neunikl ani Newton. Univerzitní věda v Cambridge vyžadovala nové přístroje a 22letý student Newton začal vytvářet svůj vlastní dalekohled. Čočky si vyleštil sám. Byla to ta nejtěžší práce. Ve svých „Přednáškách o optice“ popsal podstatu zařízení, které vytvořil, a jeho schopnosti. Jen o několik let později byl konečně schopen realizovat své nápady v novém dalekohledu.
V roce 1671 dorazila do Londýna zpráva, že v Cambridge neznámý mladý vynálezce vytvořil speciální dalekohled s odrážejícím kulovým zrcadlem, pomocí kterého si můžete přibližovat oblohu a pozorovat hvězdy. Newton byl požádán, aby poslal zařízení do hlavního města. Chtěli její akci demonstrovat před panovníkem. Na trůnu byl Karel II., za jehož vlády Anglie zažívala hospodářský rozkvět. Dalekohled byl pečlivě prozkoumán nejvýznamnějšími vědci té doby, kteří byli členy Královské matematické společnosti vytvořené v roce 1662. A všichni uznali velkou užitečnost dalekohledu vytvořeného v Cambridge. Král souhlasil s názorem vědců a ve stejném roce byl 29letý Newton přijat za člena Královské matematické společnosti.
