/

Виды телескопов особенности принципы работы преимущества. Телескопы и их характеристики

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

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

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

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

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

Принцип работы и устройство телескопа

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

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

добавить изо моего телескопа с надписями

Также конструкция телескопа включает:

1. Искатель для обнаружения конкретных астрономических объектов;

2. Светофильтры, приглушающие слишком яркое сияние звезд;

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

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

1. Сложная электронная аппаратура;

2. Система GPS;

3. Электродвигатель.

Виды телескопов

Рефракторы (линзовые)

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

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

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

  • Просты в эксплуатации и не нуждаются в специализированном обслуживании;
  • Герметичная конструкция защищена от попадания пыли и влаги;
  • Не боятся перепадов температуры;
  • Выдают четкую и контрастную картинку недалеких астрономических тел;
  • Имеют долгий срок службы.
  • Довольно громоздкие и тяжелые (вес некоторых моделей достигает 25 кг);
  • Максимальный диаметр объектива – 150 мм;
  • Не подходит для наблюдений в черте города.

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

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

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

Рефлекторы (зеркальные)

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

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

  • Простота конструкции;
  • Компактные размеры и небольшой вес;
  • Отлично улавливают неяркий свет удаленных космических тел;
  • Большая апертура (от 250 до 400 мм), дающая более яркую и четкую картинку без дефектов;
  • Более низкая цена по сравнению с аналогичными рефракторами.
  • Требуют времени и опыта для настройки;
  • В открытую конструкцию устройства может попасть пыль или грязь;
  • Боятся перепадов температур;
  • Не подходят для наблюдения за наземными и ближайшими объектами Солнечной системы.

Катадиоптрики (зеркально-линзовые)

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

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

  • Компактные габариты и транспортабельность;
  • Одинаково хорошо подходят для наблюдений за объектами дальнего и ближнего космоса;
  • Дают самое качественное изображение;
  • Апертура до 400 мм.
  • Высокая стоимость;
  • Длительное время термостабилизации воздуха внутри трубы;
  • Сложная конструкция.

Параметры выбора телескопа

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

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

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

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

3. Планируете ли вы заниматься астрофотографией?

Теперь перейдем к основным характеристикам современных телескопов.

Параболическое или сферическое зеркало

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

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

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

Апертура (диаметр объектива)

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

При выборе апертуры под свои цели ориентируйтесь на такие цифры:

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

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

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

Фокусное расстояние

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

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

Кратность увеличения

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

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

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

Тип монтировки

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

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

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

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

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

Оптическая схема

Телескоп Галилея (1609)

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

Телескоп Кеплера (1611)

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

Телескоп системы Грегори (1663)

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

Телескоп Ньютона (1668)

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

Схема Кассегрена (1672)

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

Телескоп Гершеля (1772)

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

Телескоп Ричи-Кретьена (1922)

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

Система Серюрье (1930)

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

Камера Шмидта (1930)

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

Телескоп Дэлла-Киркхэма

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

Телескоп Максутова (1940)

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

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

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

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

Телескоп Шмидта-Кассегрена (1940, 1942)

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

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

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

Система Пола-Бейкера (1935, 1945)

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

Камера Бейкера-Нанна (1957)

Разновидность камеры Шмидта, разработанная для фотографирования искусственных спутников Земли.

Система Бейкера-Шмидта

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

Телескоп Уиллстропа

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

Телескоп Добсона (1960-1970-е гг.)

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

Телескопы Галилея

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

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

Разрешающая сила (разрешение) телескопа

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

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

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

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

Проницающая сила телескопа

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

Проницающая сила телескопа зависит от двух показателей:

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

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

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

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

Светосила телескопа

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

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

Диаметр объектива, мм Диапазон увеличений, крат Разрешающая способность, " Проницающая способность, зв. вел.
60 10 - 120 1.93 11.4
70 12 - 140 1.66 11.7
80 13 - 160 1.45 12
90 15 - 180 1.29 12.3
100 17 - 200 1.16 12.5
110 18 - 220 1.05 12.7
120 20 - 240 0.97 12.9
130 22 - 260 0.89 13.1
150 25 - 300 0.77 13.4
200 33 - 400 0.58 14
250 42 - 500 0.46 14.5
300 50 - 600 0.39 14.9

Какой телескоп выбрать

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

Сколько стоит телескоп

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

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

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

> Виды телескопов

Все оптические телескопы группируются по виду светособирающего элемента на зеркальные, линзовые и комбинированные. Каждый тип телескопов имеет свои достоинства и недостатки, поэтому, выбирая оптику, нужно принимать во внимание следующие факторы: условия и цели наблюдения, требования к весу и мобильности, цене, уровню аберрации. Охарактеризуем наиболее популярные виды телескопов.

Рефракторы (линзовые телескопы)

Рефракторы – это первые телескопы, изобретенные человеком. В таком телескопе за сбор света отвечает двояковыпуклая линза, которая выступает в роли объектива. Ее действие строится на основном свойстве выпуклых линз – преломлении световых лучей и их сборе в фокусе. Отсюда и название - рефракторы (от латинского refract - преломлять).

Был создан в 1609 году. В нем были использованы две линзы, с помощью которых собиралось максимальное количество звездного света. Первая линза, которая выступала в роли объектива, была выпуклой и служила для сбора и фокусировки света на определенном расстоянии. Вторая линза, играющая роль окуляра, была вогнутой и использовалась для превращения сходящего светового пучка в параллельный. С помощью системы Галилея можно получить прямое, неперевернутое изображение, качество которого сильно страдает от хроматической аберрации. Эффект хроматической аберрации можно увидеть в виде ложного прокрашивания деталей и границ объекта.

Рефрактор Кеплера – более совершенная система, которая была создана в 1611 году. Здесь в роли окуляра использовалась выпуклая линза, в которой передний фокус был совмещен с задним фокусом линзы-объектива. От этого итоговое изображение было перевернутым, что не принципиально для астрономических исследований. Главное преимущество новой системы – возможность установки измерительной сетки внутри трубы в точке фокуса.

Для данной схемы также была характерна хроматическая аберрация, впрочем эффект от нее можно было нивелировать, увеличив фокусное расстояние. Именно поэтому телескопы того времени имели огромное фокусное расстояние с трубой соответствующего размера, что вызывало серьезные трудности при проведении астрономических исследований.

В начале XVIII века появился , который популярен и в сегодняшние дни. Объектив данного прибора сделан из двух линз, изготовленных их различных сортов стекла. Одна линза – собирающая, вторая – рассеивающая. Такая структура позволяет серьезно уменьшить хроматическую и сферическую аберрации. А корпус телескопа остается весьма компактным. Сегодня созданы рефракторы апохроматы, в которых влияние хроматической аберрации сведено к возможному минимуму.

Достоинства рефракторов:

  • Простая конструкция, легкость в эксплуатации, надежность;
  • Быстрая термостабилизация;
  • Нетребовательность к профессиональному обслуживанию;
  • Идеален для исследования планет, Луны, двойных звезд;
  • Превосходная цветопередача в апохроматическом исполнении, хорошая – в ахроматическом;
  • Система без центрального экранирования от диагонального или вторичного зеркала. Отсюда высокая контрастность изображения;
  • Отсутствие воздушных потоков в трубе, защита оптики от грязи и пыли;
  • Цельная конструкция объектива, не требующая регулировок со стороны астронома.

Недостатки рефракторов:

  • Высокая цена;
  • Большой вес и габариты;
  • Небольшой практический диаметр апертуры;
  • Ограниченность в исследовании тусклых и небольших объектов в далеком космосе.

Название зеркальных телескопов – рефлекторов происходит от латинского слова reflectio – отражать. Данный прибор представляет собой телескоп с объективом, в роли которого выступает вогнутое зеркало. Его задача – собирать звездный свет в единой точке. Поместив в данной точке окуляр, можно увидеть изображение.

Один из первых рефлекторов (телескоп Грегори ) был придуман в 1663 году. Данный телескоп с параболическим зеркалом был полностью избавлен от хроматических и сферических аберраций. Свет, собранный зеркалом, отражался от небольшого овального зеркала, который был закреплен перед главным, в котором было небольшое отверстие для вывода светового пучка.

Ньютон был полностью разочарован в телескопах-рефракторах, поэтому одной из главных его разработок стал телескоп-рефлектор, созданный на основе металлического главного зеркала. Он одинаково отражал свет с различными длинами волн, а сферическая форма зеркала делала прибор более доступным даже для самостоятельного изготовления.

В 1672 году ученый-астроном Лорен Кассегрен предложил схему телескопа, который внешне напоминал знаменитый рефлектор Грегори. Но усовершенствованная модель имела несколько серьезных отличий, главное из которых – выпуклое гиперболическое вторичное зеркало, которое позволило сделать телескоп более компактным и свело к минимуму центральное экранирование. Впрочем, традиционный рефлектор Кассегрена оказался нетехнологичным для массового изготовления. Зеркала со сложными поверхностями и неисправленная аберрация комы – основные причины такой непопулярности. Однако модификации данного телескопа используются сегодня по всему миру. К примеру, телескоп Ричи-Кретьена и масса оптических приборов на основе системы Шмидта-Кассегрена и Максутова-Кассегрена .

Сегодня под названием «рефлектор» принято понимать ньютоновский телескоп. Основные его характеристики – это небольшая сферическая аберрация, отсутствие какого-либо хроматизма, а также неизопланатизм – проявление комы вблизи от оси, что связано с неравностью отдельных кольцевых зон апертуры. Из-за этого звезда в телескопе выглядит не как круг, а как некая проекция конуса. При этом, тупая округлая его часть повернута от центра в сторону, а острая – напротив, к центру. Для коррекции эффекта комы используются линзовые корректоры, которые следует фиксировать перед фотокамерой или окуляром.

«Ньютоны» зачастую выполняются на монтировке Добсона, которая отличается практичностью и компактными размерами. Это делает телескоп весьма портативным устройством, несмотря на размеры апертуры.

Достоинства рефлекторов:

    Доступная цена;

  • Мобильность и компактность;
  • Высокая эффективность при наблюдении тусклых объектов в глубоком космосе: туманностей, галактик, звездных скоплений;

    • Максимально яркие и четкие изображения с минимальным искажением.

    Хроматическая аберрация сведена к нулю.

Недостатки рефлекторов:

  • Растяжка вторичного зеркала, центральное экранирование. Отсюда – низкая контрастность изображения;
  • Термостабилизация большого стеклянного зеркала занимает много времени;
  • Открытая труба без защиты от тепла и пыли. Отсюда – низкое качество изображения;
  • Требуется регулярная коллимация и юстировка, которые могут утрачиваться во время использования или перевозки.

Для исправления аберрации и построения изображения катадиоптрические телескопы применяют как зеркала, так и линзы. Набольшим спросом сегодня пользуются два типа таких телескопов: на схеме Шмидт-Кассегрена и Максутов-Кассегрена.

Конструкция приборов Шмидта-Кассегрена (ШК) состоит из сферических главного и вторичного зеркал. При этом сферическая аберрация корректируется полноапертурной пластиной Шмидта, которая установлена на входе в трубу. Однако здесь сохраняются некоторые остаточные аберрации в виде комы и кривизны поля. Их исправление возможно при использовании линзовых корректоров, которые особенно актуальны в астрофотографии.

Основные достоинства приборов такого типа касаются минимального веса и короткой трубы при сохранении внушительного диаметра апертуры и фокусного расстояния. Вместе с тем, для данных моделей не характерны растяжки крепления вторичного зеркала, а особая конструкция трубы исключает проникновение внутрь воздуха и пыли.

Разработка системы Максутова-Кассегрена (МК) принадлежит советскому инженеру-оптику Д. Максутову. Конструкция такого телескопа оснащена сферическими зеркалами, а за коррекцию аберраций отвечает полноапертурный линзовый корректор, в роли которой выступает выпукло-вогнутая линза – мениск. Именно поэтому такое оптическое оборудование часто называют менисковым рефлектором.

К достоинствам МК относится возможность корректировки практически любой аберрации с помощью подбора основных параметров. Единственное исключение – это сферическая аберрация высшего порядка. Всё это делает схему популярной среди производителей и любителей астрономии.

Действительно, при прочих равных условиях система МК дает более качественные и четкие изображения, чем схема ШК. Однако у более габаритных телескопах МК продолжительнее период термостабилизации, поскольку толстый мениск теряет температуру гораздо медленнее. Кроме того, МК более чувствительны к жесткости крепления корректора, поэтому конструкция телескопа обладает большим весом. С этим связана высокая популярность систем МК с малыми и средними апертурами и систем ШК со средними и большими апертурами.

Кроме того, разработаны катадиоптрические системы Максутова-Ньютона и Шмидта-Ньютона, конструкция которых создана специально для исправления аберраций. Они сохранили ньютоновские габариты, но вес их существенно возрос. Особенно это касается менисковых корректоров.

Достоинства

  • Универсальность. Могут использоваться и для наземных, и для космических наблюдений;
  • Повышенный уровень исправления аберрации;
  • Защита от пыли и тепловых потоков;
  • Компактные размеры;
  • Доступная цена.

Недостатки катадиоптрических телескопов:

  • Долгий период термостабилизации, что особенно актуально для телескопов с менисковым корректором;
  • Сложность конструкции, которая вызывает трудности при установке и самостоятельной юстировке.

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

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

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

Рефракторы (линзовые)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Рефлекторы

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

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

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

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

Крупнейшие оптические телескопы

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

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

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

Наблюдения являются фундаментальными измерениями астрономии как науки. Они сопоставляются с данными и теориями, полученными в лабораториях астрофизиками и другими учеными-физиками для проверки доказуемых предсказаний.

Астрономы находятся в уникальном положении среди ученых, поскольку они не могут проводить эксперименты непосредственно на предметах своих исследований. Астрономы должны ждать фотонов (теперь и других форм неэлектромагнитного излучения), чтобы эти излучения прошли через Вселенную к Земле и человек увидел их с помощью одного из устройств.

Ключ к совершению открытий – наличие соответствующего телескопа в соответствующем месте, чтобы засвидетельствовать эти фотоны и историю их появления.

На протяжении большей части человеческой истории астрономические наблюдения проводились за пределами того, что можно увидеть с помощью глаз.
Некоторые базовые знания, какие бывают телескопы для фундаментальной астрономии или для личного наблюдения будут рассмотрены в этой статье. Подробная информация про эти устройства сконцентрирована на https://www.4glaza.ru/katalog/teleskopy/veber/

Уникальность инструмента для наблюдения небесных объектов

В течение многих лет телескопы использовались для наблюдения небесных объектов. Эти приборы за наблюдением удаленных объектов изменили наше понимание и знания про объекты во Вселенной. Учеными и инженерами проводятся новые разработки, основанные на измерении параметров длины волны, пришедшей с небесных объектов, с улучшенной технологией создания многих видов телескопов.

Существуют различные виды этого инструмента от бытовых оптических изготавливаемых компанией Veber до сложнейших рентгеновских изготавливаемых в интересах управления по аэронавтике и исследованию космического пространства NASA, Европейского космического агентства ESA или Российского Роскосмоса. Изучение различных стадий звезд в деталях может быть сделано с помощью этих приборов, которые используются для конкретных целей.

Эта статья будет касаться вопроса какие бывают телескопы, а также функции и их предназначения для анализа сигналов нашей Вселенной.

История

С семнадцатого века устройства за наблюдениями за небом стали одним из важных инструментов для выявления неожиданных явлений во Вселенной.

Противоречие между традиционной геоцентрической астрономией и теми, кто предпочитал гелиоцентрическую систему Коперника, оказало большое влияние на открытие телескопа.

Первоначально изобретение телескопа было прототипом современных научных приборов, а не изобретением ученых. Прибор дал людям возможность наблюдать вещи, которые человечество никогда не видело прежде, увеличивая человеческие чувства и знание объектов в космическом пространстве. Мастера создали инструмент, который мы называем телескопом. Использование выпуклых и вогнутых объектов для увеличения и уменьшения было известно с древности.

На Западе в конце тринадцатого века линзы стали популярными. Галилей был первым, кто использовал рефракционный прибор в качестве инструмента для наблюдения планет, лун и звезд в 1609 году. Галилей употребил греческий термин “теле” как далеко и “скопейн” как смотреть, для названия инструментов для наблюдения за небом. Галилей доказал, что предсказанная гелиоцентрическая модель Солнечной системы была правильной. Он продемонстрировал, что Венера показала полный набор фаз, подобных Луне. Открытие Галилея также доказало, что модель Птолемея была невозможна из его наблюдений.

Открытия Галилея изменили наше понимание Вселенной благодаря его наблюдениям, сделанным с помощью телескопа. Кроме того новые объекты в небе были обнаружены, когда Галилей использовал оптический инструмент, чтобы доказать гелиоцентрический вид.

Типы телескопов

Длины волн или электромагнитного излучения от объектов Вселенной отличаются. Поэтому приборы за наблюдением удаленных объектов классифицируются по конструкции. Они бывают оптического, рентгеновского, инфракрасного диапазонов, а также радиотелескопы.

Оптические

Оптические телескопы являются наиболее распространенными, поскольку они в основном используются для наблюдения удаленных объектов с видимой частью электромагнитного спектра видимого света. Поскольку видимый свет можно наблюдать с Земли, большинство оптических телескопов могут быть установлены на земле.

Некоторые атмосферные искажения могут привести к тому, что наблюдения не будут точными для профессионалов.

Рентгеновские

Излучение от удаленных объектов и более коротких длин волн обнаруживаются с помощью рентгеновских телескопов которые расположены на космических аппаратах. Их расположение на космических аппаратах связано с те, что атмосфера непрозрачна и поэтому блокирует любые гамма-лучи, рентгеновские лучи, а ультрафиолетовый свет можно использовать только в космосе, поэтому нет рентгеновских телескопов расположенных на земле.

Радиотелескопы

Другими распространенными типами телескопов, которые могут быть установлены на Земле, являются радиотелескопы, которые используются для радиоастрономии. Поскольку они могут принимать радиоволны от Вселенной антенны открыты и относительно большие. Поскольку атмосфера не блокирует радиоволны, радиотелескоп не нужно устанавливать над атмосферой Земли. Радиотелескоп может использоваться для наблюдения таких объектов, как квазары. Чтобы определить космологическое красное смещение можно изучать квазары и галактики с помощью спектроскопии. Это помогает отображать структуру Вселенной, потому что красное смещение пропорционально расстоянию.

Оптические и радиотелескопы часто расположены в горах или за пределами городской черты, поскольку электромагнитное и световое загрязнение от городов может повлиять на результат наблюдений.

Так, например, чтобы не влияли помехи на наблюдение используемое радиотелескопами в гористой местности штата Нью-Мексико, США построено очень много радиотелескопов, которые используются, в основном, для наблюдения протопланетных дисков вокруг молодых звезд и черных дыр. Этот комплекс для наблюдения Вселенной специально был создан за пределами городов, чтобы избежать влияние во время наблюдения при исследовании многих астрономических объектов.

Телескопы на спутниках

Ученые использовали наземные телескопы, чтобы увидеть видимый свет и радиоволны от звезды.
Для изучения Вселенной на всех длинах волн и без размытия и затемнения атмосферы Земли ученые используют спутники с телескопами.

Многие объекты, находящиеся на разных стадиях развития во Вселенной излучают электромагнитные волны, поэтому телескопы различных типов могут предоставлять снимки этих объектов. Ученые могут изучать радиоволны от молодых звезд, чтобы увидеть рождение звезд или смерть звезд, когда используются рентгеновские аппараты, потому что эти звезды часто излучают рентгеновские лучи. Наземные комплексы в этом диапазоне вносят искажения изображений, и при этом невозможно изучать крупномасштабные изображения галактик.

Космическая обсерватория Хаббл с 1991 года является еще одним типичным примером, который может глубоко изучать область неба, чтобы выявить галактики на ранних стадиях их эволюции. Он может собирать более точные и детальные изображения без отсутствия атмосферных искажений.

Другим примером является космическая обсерватория Чандра NASA с 1999 года. С помощью спутниковой обсерватории Чандра составлена карта горячего газа в скоплениях галактик и проводятся исследования черных дыр по всей Вселенной.

Обсерватория Чандра предоставила детальное исследование рентгеновского неба. С помощью этих данных проводится изучение темной энергии и темной материи. Поскольку темные энергия и материя не испускают никакого излучения, устройства наблюдения могут только частично помочь в изучении, потому что они не могут непосредственно наблюдать темные составляющие Вселенной. Для изучения этих объектов ученые построили ряд новых детекторов. Изучение темной энергии и темной материи может быть возможно путем объединения этих новых детекторов в сочетании с телескопами.

Выводы

В выводах какие бывают телескопы можно отметить различные типы этого инструмента, обеспечивающие многочисленные способы изучения звезд, планет и объектов во Вселенной.

Бывают телескопы от недорогих домашних бренда Veber до сложнейших космического базирования.

Различные виды телескопов были разработаны для наблюдения звезд в различных длинах волн по всей Вселенной. Телескопы бывают различны по функциональному применению в астрономии, хотя некоторые объекты, как темная энергия и темная материя не могут быть непосредственно наблюдаемы. Новые технологии в будущем создадут лучшие устройства и инструменты для ученых, чтобы обнаружить неизвестные объекты в нашей Вселенной.

Таким образом, представлено резюме какие бывают телескопы для исследований и открытий во Вселенной для настоящих и будущих поколений.

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

Рефракторы (линзовые телескопы)

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

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

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

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

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

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

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

Достоинства рефракторов:

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

Недостатки рефракторов:

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


Bresser Mars Explorer 70/700 – классический небольшой ахромат. Высококачественная оптика этой модели позволяет получать яркое и четкое изображение объекта, а входящие в комплект окуляры позволят установить увеличение вплоть до 260 крат. Эта модель телескопа с успехом используется для съемки поверхности Луны и дисков планет.


4-х линзовый рефрактор-ахромат (Пецваль). С сравнении с ахроматом имеет меньший хроматизм и большее полезное поле зрения. Система автонаведения. Подходит для астрофотографии. Сочетание короткого фокуса и большой апертуры делает с автонаведением Bresser Messier AR-152S одной из самых привлекательных моделей для наблюдения за крупными небесными объектами. Туманности, удаленные галактики предстанут пред вами во всей красе, а используя дополнительные фильтры, вы сможете изучать их в деталях. Мы рекомендуем использовать данный телескоп для лунных и планетарных наблюдений, изучения объектов глубокого космоса, астрофотографии.


Всем, кто желает постичь азы астрономии и наблюдений звезд и планет, мы рекомендуем телескоп-рефрактор Levenhuk Astro A101 60x700. Также этот телескоп удовлетворит более высокие запросы опытного наблюдателя, поскольку эта модель дает очень высокое качество изображения.


Для многих увлеченных астрономией людей крайне важно использовать каждую свободную минуту для интереснейших исследований. Однако, к сожалению, не всегда под рукой есть телескоп – многие из них столь тяжелы и громоздки, что носить их постоянно с собой не представляется возможным. С телескопом-рефрактором
Levenhuk Skyline 80х400 AZ Ваши представления об астрономических наблюдениях изменятся: теперь Вы сможете перевозить телескоп с собой в машине, в самолете, в поезде, то есть, куда бы Вы ни поехали, Вы везде сможете уделять время своему хобби.


Телескоп-рефрактор Orion GoScope 70 – портативный ахромат, который позволит изучать удаленные небесные тела с высокой четкостью. По сути, этот телескоп уже полностью собран и готов к работе, и помещен в специальный удобный рюкзак. Вам нужно только раздвинуть алюминиевую треногу и установить на нее телескоп.


Рефлекторы (зеркальные телескопы)

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

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

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

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

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

Как наиболее доступный для самостоятельного изготовления рефлектор, "ньютон" часто выполняется на простой, компактной и практичной монтировке Добсона и в таком виде является наиболее портативным телескопом с учетом доступной апертуры. Причем производством "добсонов" занимаются не только любители, но и коммерческие производители, и телескопы могут иметь апертуры до полуметра и более.

Достоинства рефлекторов:

  • наименьшая стоимость на единицу диаметра апертуры в сравнении с рефракторами и катадиоптриками – большие зеркала проще производить, чем большие линзы;
  • сравнительно компактны и транспортабельны (особенно в добсоновском исполнении);
  • в силу сравнительно большой апертуры превосходно работают для наблюдений тусклых объектов далекого космоса – галактик, туманностей, звездных скоплений;
  • дают яркие изображения с малыми искажениями, отсутствует хроматическая аберрация.

Недостатки рефлекторов:

  • центральное экранирование и растяжки вторичного зеркала снижают контраст деталей изображения;
  • массивное стеклянное зеркало требует времени на термостабилизацию;
  • открытая труба не защищена от пыли и тепловых токов воздуха, портящих изображение;
  • требуется периодическая подстройка положений зеркал (юстировка или коллимация), склонная утрачиваться при транспортировке и эксплуатации.


Вы хотите приступить к астрономическим наблюдениям впервые? А может быть, у Вас уже есть богатый опыт таких исследований? В обоих случаях Вашим надежным помощником станет рефлектор Ньютона Bresser Venus 76/700 – телескоп, благодаря которому Вы всегда будете легко и без особых усилий получать изображения высокого качества и четкости. Вы в подробностях рассмотрите не только поверхность Луны, включая многие кратеры, увидите не только большие планеты Солнечной системы, но и некоторые далекие туманности, как, например, туманность в Орионе.


Телескоп Bresser Pollux 150/1400 EQ2 создан по схеме Ньютона. Это позволяет при сохранении высоких оптических характеристик (фокусное расстояние достигает 1400 мм) значительно уменьшить габаритные размера телескопа. Благодаря апертуре в 150 мм телескоп способен собирать большое количество света, что позволяет наблюдать достаточно слабые объекты. С Bresser Pollux Вы сможете наблюдать планеты Солнечной системы, туманности и звезды до 12.5 зв. вел., в том числе двойные. Максимально полезное увеличение составляет 300 крат.


Если Вас манят своей неизведанностью объекты, расположенные в глубинах космического пространства, то Вам, без сомнения, нужен телескоп, способный приблизить эти загадочные объекты и позволить подробно изучить их. Мы говорим о Levenhuk Skyline 130х900 EQ – телескопе-рефлекторе Ньютона, созданном как раз для исследования глубокого космоса.


Рефлектор Levenhuk SkyMatic 135 GTA – прекрасный телескоп для астрономов-любителей, которым требуется система автоматического наведения. Азимутальная монтировка, система автонаведения и большая светосила телескопа позволяют наблюдать Луну, планеты, а также большинство крупных объектов из каталога NGC и Месcье.


Телескоп SpaceProbe 130ST EQ можно назвать является короткофокусным вариантом модели SpaceProbe 130. Это тоже надежный и качественный рефлектор, установленный на экваториальную монтировку. Разница заключается в том, что благодаря более высокой светосиле 130ST EQ объекты далекого космоса станут более доступны. Также телескоп имеет более короткую трубу – всего лишь 61см, в то время как модель 130 EQ имеет 83см трубу.


Катадиоптрические (зеркально-линзовые) телескопы

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

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

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

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

Существуют также катадиоптрические системы Шмидта-Ньютона и Максутова-Ньютона , имеющие характерные черты упомянутых в названии конструкций и лучшее исправление аберраций. Но при этом габариты трубы остаются "ньютоновскими" (сравнительно крупными), а вес увеличивается, особенно в случае менискового корректора. Кроме того, к катадиоптрическим относятся системы с линзовыми корректорами, установленными перед вторичным зеркалом (система Клевцова, "сферические кассегрены" и т.п.).

Достоинства катадиоптрических телескопов:

  • высокий уровень коррекции аберраций;
  • универсальность – хорошо подходят и для наблюдений планет и Луны, и для объектов далекого космоса;
  • там, где есть закрытая труба, она минимизирует тепловые потоки воздуха и защищает от пыли;
  • наибольшая компактность при равной апертуре в сравнении с рефракторами и рефлекторами;
  • большие апертуры стоят значительно дешевле сравнимых рефракторов.

Недостатки катадиоптрических телескопов:

  • необходимости сравнительно долгой термостабилизации, особенно для систем с менисковым корректором;
  • большей стоимости, чем у рефлекторов равной апертуры;
  • сложности конструкции, затрудняющей самостоятельную юстировку инструмента.


Levenhuk SkyMatic 105 GT MAK - отличный телескоп с автонаведением, обладающий небольшими размерами и весом, но при этом имеющий высокое разрешение и дающий изображение высокого качества. Компактность конструкции достигнута благодаря использованию схемы Максутова-Кассегрена. Телескоп Levenhuk SkyMatic 105 GT MAK достаточно мощен для наблюдений деталей на дисках Луны и планет, а также способен показать компактные шаровые скопления и планетарные туманности.


Каждый астроном, будь то новичок или более опытный любитель, знает, какой азарт охватывает его при наблюдениях, как хочется полностью погрузиться в сказочный сюрреалистичный мир звезд, планет, комет, астероидов и других небесных тел, столь же загадочных, сколь и прекрасных. Но порой удовольствие от наблюдений бывает серьезно подпорчено, в частности, если телескоп "попался" тяжелый и громоздкий. Львиную долю времени в таком случае занимает переноска, сборка и настройка. Максутов-Кассегрен Orion StarMax 102mm EQ Compact Mak – один их самых компактных телескопов с 102 мм объективом, и он не позволит Вам тратить драгоценное наблюдательное время на что-то другое.


Телескоп Vixen VMC110L на монтировке Sphinx SXD - хороший выбор для астрофотографии. Оптика телескопа сочетает в себе компактность системы Кассегрена c большим фокусным расстоянием. Для исправления аберраций используется линзовый корректор, расположенный перед вторичным зеркалом. В дополнение стоит отметить надежную и жесткую монтировку с компьютерным наведением Sphinx SXD. Помимо настоящего компьютерного планетария в пульте управления с большим цветным экраном, она имеет функцию коррекции периодической ошибки, полярный искатель - основное, что необходимо для максимально точного наведения телескопа на объект фотографирования.


Смотрите также

Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:

Обзоры оптической техники и аксессуаров:

Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:

Все об основах астрономии и «космических» объектах:

Поделиться