В работе телескопа рефлектора используется. Школьная энциклопедия

Астрономы-любители при наблюдениях используют в основном те­лескопы двух традиционных типов. Это телескопы - рефракторы , в которых для построения изображения применяются линзы и телескопы — рефлекторы , где для этих целей служит зеркало.
Иногда для построения изображения используют катадиоптрические системы , представляющие собой комбинации не­скольких линз и зеркал (зеркально-линзовый телескоп ).

Когда мы думаем о наблюдении звездного неба, то представляем что-то в этом роде. Реальность, сразу говорю, отличается от фотографии

Основной частью любого телескопа, которая строит изображение, является объектив . От его характеристик - апер­туры D, фокусного расстояния /и фокального отношения f/D - зависит диапазон наблюдений, которые позволяет проводить данный теле­скоп.

Разумеется, телескопы с широкой апертурой (с большим диа­метром объектива) предпочтительней, так как они имеют большую собирающую свет поверхность, обладают высокой разрешающей способностью и обеспечивают значительное увеличение. Однако телескопы с большой апертурой, к какому бы типу они не относи­лись, более дороги и громоздки.

Собирающая и разрешающая способность телескопов

Самой важной характеристикой как телескопа, так и бинокля является апертура (D) - диаметр объектива .

Апертура определяет размеры со­бирающей поверхности, площадь которой пропорциональна квад­рату диаметра. Чем больше собирающая поверхность прибора, тем более слабый объект он позволяет наблюдать. Таким образом, от квадрата диаметра объектива зависит предельная звездная величина объекта, который можно наблюдать в данный телескоп.

Следующая важная характеристика телескопа - разрешающая способность , т. е. спо­собность различать мельчайшие образования на дисках планет или двойные звезды.

Если диаметр объектива измерять в миллиметрах, то разрешающая способность, выраженная в секундах дуги, опреде­ляется величиной 138/D.

Для длиннофокусных объективов с фокаль­ным отношением более f/12* разрешающая способность несколько выше и определяется по формуле 116/D.

Несколько меньшая раз­решающая способность рефлекторов и катадиоптрических телескопов по сравнению с телескопами-рефракторами при том же диаметре объектива частично обусловлена экранировкой центральной части светового пучка, прошедшего через объектив. Качество изображения, особенно у телескопов-рефлекторов, может также сильно постра­дать из-за потоков воздуха, возникающих в трубе телескопа.

Телескопы рефракторы

Объектив телескопа-рефрактора представляет собой ахромати­ческую систему, склеенную из нескольких линз, которая собирает лучи различных длин волн в один фокус.

Обычно фокальные отношения любительских рефракторов меньше f/10 или f/12, так как более короткофокусные ахроматические объективы очень дороги. Поэтому рефракторы лучше использовать при наблюдениях, для которых требуются большие фокальные отношения, довольно большие уве­личения и ограниченное поле зрения.

Для серьезных наблюдений необходимо применять телескопы с апертурой не менее 75 мм.

Конечно, можно проводить наблюдения и в телескопы с меньшими апертурами, однако при этом следует помнить, особенно начи­нающим, что такие наблюдения сопряжены с большими трудностями; по этой причине наблюдения в хороший бинокль могут оказаться более результативными, чем в телескоп с малой апертурой.

В отличие от телескопов других типов в рефракторах отсутствуют потери, обусловленные частичной экранировкой пучка света промежуточными зеркалами, тем не менее при наблюдениях, как правило, исполь­зуются рефракторы с объективами диаметром менее 100 мм.

Реже встречаются крупные рефракторы с апертурами свыше 150 мм, так как они довольно дороги и громоздки.

Телескопы рефлекторы

Большинство любительских телескопов-рефлекторов имеет фокаль­ные отношения f/6 - f/8; по сравнению с рефракторами они удобнее при наблюдениях, для которых требуются более широкое поле зрения и меньшее увеличение.

Телескопы-рефлекторы бывают разных типов. В практике любительских наблюдений чаще всего используются рефлекторы двух типов: системы Ньютона и системы Кассегрена .

В телескопе системы Ньютона вторичное зеркало плоское, поэтому фокусное расстояние и фокальное отношение объектива постоянны. В телескопе системы Кассегрена вторичное зеркало выпуклое, что зна­чительно увеличивает общее фокусное расстояние телескопа и тем самым изменяет его эффективное фокальное отношение. По этой причине рефлекторы системы Кассегрена находят применение при наблюдениях того же типа, что и телескопы-рефракторы.

Самое большое преимущество рефлекторов - их низкая стоимость. При той же апертуре они значительно дешевле телескопов любого другого типа. Кроме того, нужное зеркало для объектива рефлектора можно изготовить собственными силами или в крайнем случае - прос­то купить, а трубу такого телескопа нетрудно собрать в домашних условиях.

Практически все любительские телескопы с большой собирающей поверхностью (диа­метры объектива свыше 200 мм) являются рефлекторами. Минималь­ный диаметр объектива рефлекторов, которые обычно используют для общих наблюдений, составляет около 150 мм; такой рефлектор стоит не дороже рефрактора с объективом диаметром 75 мм. По­скольку рефлектор имеет большую собирающую поверхность, в него можно наблюдать более слабые объекты, однако он не столь ком­пактен, как рефрактор.

Рефлекторы меньших размеров, имеющие малые фокальные отношения, по своим характеристикам занимают промежуточное положение между биноклями и обычными рефлек­торами; к тому же они достаточно компактны.

Однако у рефлекторов есть и недостатки. Наиболее существенные из них - необходимость время от времени обновлять отражающие, покрытия и юстировать оптические элементы. При отсутствии до­рогостоящего оптического стекла, герметически закрывающего трубу рефлектора, приходится укрывать каждое зеркало телескопа крышкой или чехлом, чтобы воспрепятствовать проникновению пыли.

При наблюдениях окуляр в телескопе системы Ньютона может оказаться в неудобном положении; чтобы избежать этого, следует предусмотреть возможность вращения трубы телескопа.

Если труба рефлектора не закрыта герметически оптическим ок­ном, то холодный наружный воздух, проникая в нее, создает там воздушные потоки, ухудшающие изображение. Весьма эффективным средством борьбы с этим недостатком может быть использование больших теплоизоляционных труб, но чаще для этой цели применяют «трубы» скелетной конструкции.

К сожалению, в последнем случае возникают другие проблемы, связанные с потоками теплого воздуха от самого наблюдателя (так что при наблюдениях старайтесь одевать больше теплоизолирующей одежды!). Кроме того, при этом увели­чивается выпадение росы на оптические элементы. Поэтому большое значение приобретает правильная конструкция самой обсерватории.

Катадиоптрическая система телескопов (зеркально-линзовый телескоп )

Среди катадиоптрических телескопов наибольшее применение нахо­дят телескопы система Максутова и система Шмидта-Кассегрена .

При данном фокусном расстоянии они более портативны и удобны при наблюде­ниях, особенно в соединении с разнообразными устройствами, обеспе­чивающими слежение за сложным движением небесных тел. Естест­венно, такие телескопы значительно дороже как рефракторов, так и рефлекторов того же размера.

Катадиоптрические телескопы имеют большие фокальные отношения: f/10, f/12 и даже f/15, поэтому их можно использовать для выполнения тех же задач, которым служат рефракторы и рефлекторы системы Кассегрена.

Как проверить телескоп перед покупкой

Ряд исследований качества оптики телескопа можно провести само­стоятельно, но при этом следует помнить, что идеальных оптических систем не существует. Любая оптическая система искажает изображения, такие искажения называют аберрациями .

При изготовлении телескопа аберрации стремятся свести к минимуму. Конкретные требования к величине допустимых аберраций зависят от характера исследований, для которых предназначен данный телескоп. Например, при изучении планет, и фотографировании небесных объектов требования к величине допустимых аберраций более высо­кие, чем при наблюдениях .

Хроматическая аберрация , характерная в той или иной мере для , рефракторов и телескопов некоторых других типов, выра­жается в окрашивании изображения небесных тел. Она особенно заметна на резких границах между светлыми и темными областями, например на лимбах Луны, и т. д. Телескопы-рефлекторы не создают аберрации такого типа.

Наличие дисторсии (искажения в изображении взаимного распо­ложения звезд) можно проверить, наблюдая изображение прямой линии или прямоугольной кладки кирпича в стене дома.

Проверьте, как ваш телескоп строит изображение точечного ис­точника. По возможности это лучше делать в ночное время, исследуя изображение звезд. Такие проверки можно проводить и днем, на­блюдая «искусственные звезды» (солнечный свет, отраженный дале­ким воздушным шаром) или любой другой точечный источник света.

Да, хотя это звучит банально, но все же не лишним будет напомнить — телескоп это точный и очень чувствительный прибор. Тщательно проверьте его перед покупкой, разочарование от некачественной «игрушки» отобьет всю охоту заниматься изучением звездного неба

В хорошем телескопе изображение звезды находится точно в фокусе и имеет форму идеально круглого дифракционного диска. Эти изобра­жения должны иметь форму идеального круга не только в фокусе, но и вне его. Их вытянутость свидетельствует о наличии астигматизма или деформации оптических элементов телескопа, которая может возникнуть из-за неправильного крепления.

На кривизну поля указывает расфокусировка изображения звезды при перемещении ее от центра к краю поля зрения телескопа. Кривизна поля присуща большинству телескопов, но этот дефект в основном сказывается при фотографических наблюдениях. Другая аберрация, кома, проявляется в вытя­гивании изображения звезды (она принимает форму кометы) на краю поля зрения. Кома также присуща большинству телескопов, но более заметна в рефлекторах, чем в рефракторах.

Проверки механических узлов телескопов и их монтировка в основном имеют общий характер. Для хорошей работы необходимо добиться жесткости конструкции как самой трубы телескопа, так и его монтировки. Лучше всего это достигается твердым креплением осей телескопа - каждая закрепляется на двух достаточно разнесенных опорах.

Вращение вокруг осей должно быть плавным, а на эквато­риальных установках обе оси следует снабдить стопорными винтами. Все приводы, фокусирующая оправа окуляров и другие механизмы регулировки телескопа должны действовать без люфтов.

По своей оптической схеме делятся на:

• Линзовые (рефракторы или диоптрические) - в качестве объектива используется линза или система линз.
• Зеркальные (рефлекторы или катаптрические) - в качестве объектива используется вогнутое зеркало .
• Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) - в качестве объектива используется сферическое зеркало , а линза , система линз или мениск служит для компенсации аберраций .

Характеристики

• Разрешающая способность телескопа зависит от диаметра объектива. Предел разрешения накладывает явление дифракции - огибание световыми волнами краёв объектива, в результате чего вместо изображения точки получаются кольца. Для видимого диапазона он определяется по формуле

r = 140 D {\displaystyle r={\frac {140}{D}}} ,

где r {\displaystyle r} - угловое разрешение в угловых секундах, а D {\displaystyle D} - диаметр объектива в миллиметрах. Эта формула выведена из определения предела разрешения двух звёзд по Рэлею . Если использовать другие определения предела разрешения, то численный коэффициент может быть меньше вплоть до 114 по Дове (Dawes" Limit).

На практике, угловое разрешение телескопов ограничивается атмосферным дрожанием - приблизительно 1 угловой секундой, независимо от апертуры телескопа.

• Угловое увеличение или кратность телескопа определяется отношением

Γ = F f {\displaystyle \Gamma ={\frac {F}{f}}} ,

где F {\displaystyle F} и f {\displaystyle f} - фокусные расстояния объектива и окуляра соответственно. В случае использования дополнительных оптических узлов между объективом и окуляром (оборачивающих систем, линз Барлоу , компрессоров и т. п.) увеличение должно быть умножено на кратность используемых узлов.

ω = Ω Γ {\displaystyle \omega ={\frac {\Omega }{\Gamma }}} ,

где Ω {\displaystyle \Omega } - угловое поле зрения окуляра (Apparent Field Of View - AFOV), а Γ {\displaystyle \Gamma } - увеличение телескопа (которое зависит от фокусного расстояния окуляра - см. выше).

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} и ∀ {\displaystyle {\forall }} являются важными характеристиками объектива телескопа. Это обратные друг другу величины. Чем больше относительное отверстие, тем меньше относительное фокусное расстояние и тем больше освещённость в фокальной плоскости объектива телескопа, что выгодно при фотоработах (позволяет уменьшить выдержку при сохранении экспозиции). Но при этом на кадре фотоприёмника получается меньший масштаб изображения.

• Масштаб изображения на приёмнике:

u = 3440 F {\displaystyle u={\frac {3440}{F}}} ,

где u {\displaystyle u} - масштаб в угловых минутах на миллиметр ("/мм), а F {\displaystyle F} - фокусное расстояние объектива в миллиметрах. Если известны линейные размеры ПЗС-матрицы, её разрешение и размер её пикселов, то отсюда можно вычислить разрешение цифрового снимка в угловых минутах на пиксел.

Классические оптические схемы

Схема Галилея

Телескоп Галилея имел в качестве объектива одну собирающую линзу, а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевернутое (земное) изображение. Главными недостатками галилеевского телескопа являются очень малое поле зрения и сильная хроматическая аберрация . Такая система все ещё используется в театральных биноклях , и иногда в самодельных любительских телескопах.

Схема Кеплера

Схема Грегори

Эту конструкцию предложил в 1663 году Джеймс Грегори в книге Optica Promota . Главное зеркало в таком телескопе - вогнутое параболическое. Оно отражает свет на меньшее вторичное зеркало (вогнутое эллиптическое). От него свет направляется назад - в отверстие по центру главного зеркала, за которым стоит окуляр. Расстояние между зеркалами больше фокусного расстояния главного зеркала, поэтому изображение получается прямое (в отличие от перевёрнутого в телескопе Ньютона). Вторичное зеркало обеспечивает относительно большое увеличение благодаря удлинению фокусного расстояния .

Схема Кассегрена

Схема Ричи-Кретьена

Приемники излучения

CCD-матрицы

ПЗС-матрица (CCD, «Charge Coupled Device») состоит из светочувствительных фотодиодов , выполнена на основе кремния , использует технологию ПЗС - приборов с зарядовой связью. Долгое время ПЗС-матрицы единственным массовым видом фотосенсоров. Развитие технологий привело к тому, что к 2008 году КМОП-матрицы стали альтернативой ПЗС.

CMOS-матрицы

КМОП-матрица (CMOS, «Complementary Metal Oxide Semiconductor») выполнена на основе КМОП-технологии . Каждый пиксел снабжён усилителем считывания, а выборка сигнала с конкретного пиксела происходит, как в микросхемах памяти, произвольно.

Системы адаптивной оптики

• Система лазерной гидирующей звезды. Лазерный луч направляется в небо, чтобы создать на любом участке неба искусственную звезду в натриевом слое атмосферы Земли на высоте около 90 километров. Свет от такой искусственной звезды используется для деформации специального зеркала, которое устраняет мерцание и улучшает качество изображения.

Механика

Монтировка

Монтировка - это поворотная опора, которая позволяет наводить телескоп на нужный объект, а при длительном наблюдении или фотографировании - компенсировать суточное вращение Земли . Состоит из двух взаимно перпендикулярных осей для наводки телескопа на объект наблюдения, может содержать приводы и системы отсчёта углов поворота. Устанавливается монтировка на какое-либо основание: колонну, треногу или фундамент. Основная задача монтировки - обеспечение выхода трубы телескопа в указанное место и плавность ведения объекта наблюдений.

Основные факторы, влияющие на качество решения задачи, следующие :

• Сложность закона изменения атмосферной рефракции
• Дифференциальная рефракция
• Технологическая точность изготовления привода
• Точность подшипников
• Деформация монтировки

Экваториальная монтировка и её разновидности

• Деформации монтировки различны в зависимости от положения телескопа.
• При изменении положения телескопа изменяется и нагрузка на подшипники
• Сложность при синхронизации с куполом монтировки

Альт-азимутальная монтировка

Крупнейшие оптические телескопы

Телескопы-рефракторы

Обсерватория	Местонахождения	Диаметр, см / дюйм	Год сооружения / демонтажа	Примечания
Телескоп всемирной Парижской выставки 1900 года.	Париж	125 / 49.21"	1900 / 1900	Самый крупный рефрактор в мире, из когда либо построенных. Свет от звёзд направлялся в объектив неподвижного телескопа с помощью сидеростата .
Йеркская обсерватория	Уильямс Бэй, Висконсин	102 / 40"	1897	Крупнейший рефрактор в мире 1897-1900 гг. После демонтажа телескоп всемирной Парижской выставки 1900 года снова стал крупнейшим из эксплуатируемых рефракторов. Рефрактор Кларка .
Обсерватория Лика	гора Гамильтон, Калифорния	91 / 36"	1888
Парижская обсерватория	Медон , Франция	83 / 33"	1893	Двойной, визуальный объектив 83 см, фотографический - 62 см.
	Потсдам , Германия	81 / 32"	1899	Двойной, визуальный 50 см, фотографический 80 см.
Обсерватория Ниццы	Франция	76 / 30"	1880
Пулковская обсерватория	Санкт-Петербург	76 / 30"	1885
Обсерватория Аллегейни	Питтсбург , Пенсильвания	76 / 30"	1917	Рефрактор Thaw
Гринвичская обсерватория	Гринвич , Великобритания	71 / 28"	1893
Гринвичская обсерватория	Гринвич , Великобритания	71 / 28"	1897	Двойной, визуальный 71 см, фотографический 66
Обсерватория Архенхольда	Берлин , Германия	70 / 27"	1896	Самый длинный современный рефрактор

Солнечные телескопы

Обсерватория	Местонахождения	Диаметр, м	Год сооружения
Китт-Пик	Тусон, Аризона	1,60	1962
Сакраменто-Пик	Санспот, Нью-Мексико	1,50	1969
Крымская астрофизическая обсерватория	Крым	1,00	1975
Шведский солнечный телескоп	Пальма , Канары	1,00	2002
Китт-Пик , 2 штуки в общем корпусе с 1,6 метра	Тусон, Аризона	0,9	1962
Тейде	Тенерифе , Канары	0,9	2001
Саянская солнечная обсерватория , Россия	Монды , Бурятия	0,8	1975
Китт-Пик	Тусон, Аризона	0,7	1973
, Германия	Тенерифе , Канары	0,7	1988
Митака	Токио , Япония	0,66	1920

Камеры Шмидта

Обсерватория	Местонахождения	Диаметр коррекционной пластины - зеркала, м	Год сооружения
Обсерватория Карла Шварцшильда	Таутенбург , Германия	1,3-2,0	1960
Паломарская обсерватория	гора Паломар, Калифорния	1,2-1,8	1948
Обсерватория Сайдинг-Спринг	Кунабарабран , Австралия	1,2-1,8	1973
Токийская астрономическая обсерватория	Токио , Япония	1,1-1,5	1975
Европейская южная обсерватория	Ла-Силья, Чили	1,1-1,5	1971

Телескопы-рефлекторы

Название	Местонахождения	Диаметр зеркала, м	Год сооружения
Гигантский южно-африканский телескоп , SALT	Сатерленд , ЮАР	11	2005
Большой Канарский телескоп	Пальма , Канарские острова	10,4	2002
Телескопы Кек	Мауна-Кеа , Гавайи	9,82 × 2	1993, 1996
Телескоп Хобби-Эберли , HET	Джефф-Дэвис , Техас	9,2	1997

Мы немного "покопались" в вопросе возникновения телескопа, а также рассмотрели поближе телескоп-рефрактор, в том числе и на примере пары моделей. Давайте сделаем шаг вперёд и поговорим о телескопах-рефлекторах.

Главное отличие рефлектора от телескопа-рефрактора - это то, что в рефлекторе за сбор света и увеличение картинки отвечает не линза, а зеркало.

Параболическое (в основном, однако иногда может быть и сферическим) зеркало расположено в нижней части трубы телескопа. Оно собирает свет и фокусирует полученное изображение на маленьком вспомогательном (вторичном) зеркале, которое уже "направляет" картинку в окуляр. При этом наблюдатель смотрит в телескоп сбоку, да ещё и со стороны, непосредственно направленной в небо. Кого-то такое устройство может смутить, и первое время человеку, привыкшему пользоваться в основном рефрактором, придётся немного помучиться с управлением.

Самый первый рефлектор изобрёл в 1667 году сэр Исаак Ньютон, которому, видимо, надоели хроматические аберрации, присущие всем рефракторам. Однако взамен привычного хроматического эффекта Ньютон получил иные особенности изображения, сопровождающие и ныне большинство рефлекторов.

А если конкретнее, то у рефлектора Ньютона (это имя и сейчас носят телескопы такого типа) есть свои аберрации. В основном любители астрономии жалуются на так называемую "кому". Этот эффект создаёт ощущение, что центр картинки и её края расфокусированы между собой - то есть звёзды по центру выглядят как положено, точками, а по краям как кометы: размазаны, "лохматы и хвостаты".

В принципе, если вы не занимаетесь астрофотографией, эта особенность рефлекторов вас не особо потревожит: ведь рассматриваемый объект, как правило, находится в центре картинки, видимой наблюдателю, а значит, не пострадает от эффекта комы. А если вы фотограф, мечтающий начать съёмку звёздного неба, то лучше заранее озаботиться поиском специальных корректоров, занимающихся исправлением именно этой аберрации.

Кома - это далеко не единственный минус рефлекторов. К таковым ещё относятся:

• необходимость периодически регулировать положение зеркала - этот процесс называется "юстировка";
• чувствительность устройства к температурным перепадам - нельзя вынести телескоп зимой из дома на улицу и сразу приступить к наблюдениям, иначе картинка вас здорово разочарует;
• приличные габариты - это обстоятельство несколько сдерживает страсть к поездкам с телескопом в рюкзаке;
• чувствительность к непогоде - сильный ветер может вызвать "тряску" изображения;
• низкая защищённость от пыли и прочих загрязнений - фактически прямой доступ к центральному зеркалу позволяет грязи почти беспрепятственно попадать внутрь, а мыть зеркальную поверхность нужно очень осторожно, иначе есть вероятность её повредить;
• риск нарваться на некачественную оптику в дешёвых рефлекторах.

Однако все эти минусы не могут полностью победить существенные плюсы:

1. Цена. Это, конечно, самая положительная характеристика рефлектора. Он прост в конструкции, а зеркало нуждается в меньшей обработке, чем каждая из линз рефрактора, что, конечно же, не могло не сказаться на стоимости именно рефлектора - и притом в лучшую для покупателя сторону. Фактически за одну и ту же цену можно найти рефрактор и рефлектор, существенно различающиеся по показателю апертуры (выигрывает опять же рефлектор). Напомню: апертура - это диаметр главной линзы (у рефрактора) или же главного зеркала (у рефлектора). А как уже говорилось ранее, бОльшая апертура всегда лучше. Ведь именно от этой характеристики зависят и разрешение, и контрастность, и максимально различимая звёздная величина. А если ещё проще - чем больше апертура, тем качественнее будет картинка.
2. Рефлектор можно установить на самый лёгкий тип монтировки, которую реально сделать даже самостоятельно: монтировка Добсона наиболее компактна с точки зрения габаритов, а кроме того, делается из дерева, ДСП или фанеры. Понятно, что в весовой категории эти материалы выигрывают у металла.
3. Отличные показатели (как правило) по параметру светосилы - такой тип телескопов, особенно в сочетании с экваториальной монтировкой, весьма хорош в астрофотографии.
4. Если оптика качественная, то изображение в центральной своей части будет практически лишено каких-либо аберраций - и таким показателем не может похвастать ни один рефрактор.
5. Отлично подходит для наблюдений объектов далёкого космоса.

Однако давайте уже рассмотрим какую-нибудь подходящую модель.

Для примера возьмём телескоп Celestron PowerSeeker 127 EQ (7500 руб.).

Вполне бюджетная модель с отличной апертурой на 127 мм. Если брать 7500 руб. (ориентировочная стоимость) за верхнюю денежную "планку" для приобретения телескопа, то можно найти рефрактор с диаметром линзы максимум 70 мм. А как уже не раз говорилось, чем больше апертура, тем лучше.

В комплекте идут два сменных окуляра на 20 и 4 мм, а также трёхкратная линза Барлоу. В сумме, если смотреть в прилагающиеся к телескопу характеристики, эта оптика должна давать увеличение аж до 750 крат! Однако на практике легко можно сосчитать, до каких пределов кратности устройство будет выдавать вам чёткую картинку. Нужно всего лишь умножить значение апертуры (в мм) на 1,4 - получившаяся цифра будет именно той кратностью, после достижения которой телескоп вряд ли выдаст суперчёткую картинку. Впрочем, если умножить тот же показатель апертуры на 2, вы узнаете абсолютный качественный предел увеличения вашего устройства. Если говорить об этой модели Celestron , то 127 х 1,4 = 177,8 крат, 127 х 2 = 254 крат. Итого - 254 крат будет самым что ни на есть "потолком" в плане увеличения.

Предельная звёздная величина различаемых объектов +13 m.

Рефлектор с экваториальной монтировкой - очень хорошо для наблюдения небесных объектов, практически никак - для наземных. У модели от Celestron экваториальная монтировка идёт с механизмами тонких движений и координатными кругами, это всё поможет новичку справиться с нелёгким на первых порах делом наведения и наблюдения.

Вес телескопа - 7,7 кг, длина трубы - 508 мм. Гораздо компактнее рефрактора с такой же апертурой - тот длиной будет побольше метра, а показатель веса "нырнёт" за отметку 30 кг. Не лучший вариант для пешего похода, не так ли?

Типичный представитель рефлекторов, отлично подходит для наблюдений объектов глубокого космоса.

А теперь поговорим о зеркально-линзовых (катадиоптрических) телескопах. Иногда их ещё называют комбинированным типом.

Если в рефракторе объектив основан на использовании линзы, в рефлекторе - на зеркале, то катадиоптрики используют в своём устройстве и линзы, и зеркальную оптику. Такие объективы сложнее в изготовлении, потому их цена, естественно, будет выше, чем, допустим, стоимость рефлектора с той же апертурой. Вторая неприятная особенность такого типа заключается в том, что в связи со своей конструкцией зеркально-линзовое устройство не может обеспечить наблюдателя настолько же чёткой картинкой, как, к примеру, рефрактор.

Ещё из "минусов" - зеркально-линзовые телескопы с оптической схемой Шмидта - Кассегрена, к сожалению, не лишены коматической аберрации. А вот Максутов - Кассегрен могут похвастать картинкой без этих "помех".

Кроме прочего, катадиоптрики наиболее чувствительны к смене температурного режима - даже больше рефлекторов.

Однако положительные моменты зеркально-линзовых подчас играют решающую роль для многих любителей астрономии.

В первую очередь - это, конечно, размеры. К примеру, рефрактор с апертурой 90 мм будет в длину не менее 95 см (а скорее всего, около метра). А аналогичный по размеру апертуры Максутов - Кассегрен - 28 см длиной. Существенная разница, не так ли? Весят катадиоптрики, соответственно, тоже меньше прочих разновидностей.

Ну и не менее существенный момент - аберрации, точнее, почти полное их отсутствие. Если оптика качественная и при изготовлении телескопа производитель не допустил серьёзных "ляпов", то картинка будет лишена всех тех "неправильностей", что непременно хоть в какой-то степени сопровождают и рефракторы, и рефлекторы.

Для примера рассмотрим Celestron NexStar 90 SLT (16 300 руб.).

Как понятно уже из названия, апертура здесь равна 90 мм. Это один из представителей ряда Максутов - Кассегрен, то есть изображение, полученное с его помощью, будет практически лишено привычных аберраций.

В комплекте два сменных окуляра на 25 мм (50 крат) и 9 мм (139 крат), предельная звёздная величина обозреваемых объектов - 12,3 m.

Монтировка азимутальная с компьютерным наведением - подобная система в народе называется GoTo. В устройстве уже имеется база данных на 4000 объектов. Управление простое: выбираете объект из базы данных и телескоп автоматически "нацеливается" в нужную вам область неба. Выбор объекта делается при помощи пульта, у которого есть опция обновления через Интернет (естественно, при подключении к компьютеру). Возможности подобного управления не ограничены просто выбором какого-то объекта: GoTo позволяет наводить по координатам, получать краткую справку о каком-либо объекте; может по запросу выдавать координаты точки, на которую наведён в данный момент. Единственное, что может вызвать затруднения у новичков в астрономии, - перед началом использования телескоп нужно сориентировать на местности, то есть ввести место и время наблюдения, а также навести телескоп на пару-тройку известных пользователю звёзд. В принципе удобная система, зачастую экономящая время наблюдателя.

Штатив стальной для обеспечения максимальной устойчивости, крепление типа "ласточкин хвост" - прибор устанавливается быстрым и несложным движением. Вес телескопа - всего 5,4 кг.

Отличный вариант даже для новичков в астрономии. Возможности катадиоптрика, удобство GoTo плюс максимальная компактность - и вот уже под рукой инструмент настоящего астронома (конечно, если не отпугивает цена).

Найти идеальный универсальный телескоп невозможно. У любого типа есть свои сильные и слабые стороны. Однако, если вы точно знаете, что вас больше всего интересует на небе, можно подобрать такое устройство, которое по максимуму раскроет свои возможности.

Ребёнку в качестве первого телескопа (особенно в городских условиях) подойдёт рефрактор с апертурой 70-90 мм: он сможет детально рассмотреть и поверхность Луны, и планеты Солнечной системы, и Солнце. Единственная пометка: категорически нельзя рассматривать Солнце в телескоп без специальных фильтров - вы просто лишитесь зрения, ведь в данном случае телескоп действует как обыкновенная лупа. Вспомните, что происходит с бумажкой, если направить на неё солнечный луч через увеличительное стекло: она быстро загорится. А теперь представьте, что на месте бумажки - ваш глаз, и вам мигом расхочется экспериментировать с Солнцем.

Для качественных наблюдений далёких космических объектов (туманностей, шаровых звездных скоплений и прочего) вдали от городской засветки лучше всего подойдёт рефлектор с апертурой где-то на 114-150 мм. Конечно, чем больше этот показатель, тем лучше - там уже смотрите по деньгам.

Ну а если вы много путешествуете и при этом хотите постоянно иметь при себе телескоп, то лучшим выбором будет какая-нибудь модель Максутов - Кассегрен или другой прибор из ряда зеркально-линзовых: они компактны и их будет легче переносить.

В том случае, если вы сами ещё не решили, что именно хотите изучать, - берите рефрактор. На первое время, чтобы понять, интересно ли вам вообще такое занятие, его вполне достаточно. Лучше, если апертура будет где-то 70-90 мм: меньшие размеры вряд ли доставят настоящее удовольствие.

И не забывайте о габаритах: многие телескопы чрезвычайно неудобны в плане ручной переноски и не имеющим средства передвижения людям стоит подумать и об этом.

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.

Сэр Исаак Ньютон (1643-1727) - английский ученый

Зеркальный телескоп знаменитого английского ученого-исследователя Исаака Ньютона не принадлежит к числу бесценных сокровищ, которые могут вызвать всеобщее восхищение. Телескоп — научный прибор. Но сегодня это бесценная реликвия, потому что Ньютон смастерил его сам. С его помощью он обогатил науку и все человечество новыми знаниями о звездах, о движении света. Добытые им научные данные трудно переоценить.

Интерес к созданию научных приборов, с помощью которых можно было вести исследования, появился у Ньютона еще в школьные годы. Мальчишкой он любил наблюдать, как трудятся плотники, как они возводят дом, как мастерят крылья ветряной мельницы, как создают колеса для водяной мельницы. Он не просто смотрел, он запоминал, а дома зарисовывал, создавал подобие чертежей, по которым изготовлял действующие модели ветряной и водяной мельниц. Но он не просто копировал,- он вносил в каждую модель определенное новшество.

Его увлечение моделированием отмечали учителя в школе, на это обратили внимание родственники и знакомые семьи Ньютона. Однажды он смастерил часы, которые действовали под напором стекавшей из резервуара воды. Она попадала в воронку и затем вращала колеса. К удивлению взрослых, он изготовил миниатюрную мельницу для помола зерна. В роли же двигателя у него выступила мышка, которая вращала колесо. Добился он этого не дрессировкой, а естественным желанием мышки полакомиться, и подвесил над ней мешочек с зерном.

Ньютон не был изобретателем. Ни один из создаваемых им приборов он не придумал. Он брал готовые, но в каждый вносил усовершенствования. Телескоп ему нужен был, чтобы, наблюдая за звездами, определить свойства света, узнать его скорость, разгадать тайны мироздания.

Первые телескопы, или подзорные трубы, появились в Голландии в XVII веке, хотя увеличительное свойство вогнутых стеклянных линз было известно еще за 2500 лет до нашей эры. В 1610 году итальянский ученый Галилео Галилей при помощи сконструированного им прибора наблюдал за звездами и сделал Ошеломляющий вывод, что Вселенная бесконечна. До Галилея многие природные явления описывались умозрительно, редко на основе опытов. Но Галилей оказался первым, кто на основе наблюдений в телескоп сделал вывод о движении звезд, о бесконечности мироздания. Его сравнивали с Колумбом, открывателем неизвестных ранее земель. Его деятельность стала примером для подражания.

В Голландии, Германии, Англии ученые стали изготавливать свои подзорные трубы. Не избежал этого соблазна и Ньютон. Университетская наука в Кембридже требовала новых приборов, и 22-летний студент Ньютон приступил к созданию своего телескопа. Он собственноручно полировал линзы. Это была тяжелейшая работа. В своих «Лекциях по оптике» он описал суть созданного им прибора и его возможности. Только через несколько лет ему удалось, наконец, реализовать свои идеи в новом телескопе.

В 1б71 году весть о том, что в Кембридже никому не известный молодой изобретатель создал особый телескоп с отражающим сферическим зеркалом, с помощью которого можно приблизить небо и наблюдать за звездами, дошла до Лондона. Ньютона попросили прислать прибор в столицу. Его действие хотели продемонстрировать перед монархом. На престоле находился Карл II, в период правления которого Англия переживала экономический расцвет. Телескоп придирчиво осматривали самые видные ученые того времени, которые являлись членами созданного в 1662 году Королевского математического общества. И все признали большую полезность созданного в Кембридже телескопа. Король согласился с мнением ученых, и в том же году 29-летний Ньютон был принят в члены Королевского математического общества.