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.

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.

Хотя рефлекторные телескопы производят другие типы оптических аберраций, это конструкция, которая позволяет достичь целей большого диаметра. Почти все основные телескопы, используемые в астрономических исследованиях, являются таковыми. Отражающие телескопы бывают разных вариантов дизайна и могут использовать дополнительные оптические элементы для улучшения качества изображения или размещения изображения в механически выгодном положении.

Характеристика рефлекторных телескопов

Идея о том, что изогнутые зеркала ведут себя как линзы, восходит, по крайней мере, к трактату Альфазена XI века по оптике - работе, которая широко распространялась в латинских переводах в Европе раннего модерна. Вскоре после изобретения преломляющего телескопа Галилео, Джованни Франческо Сагредо и другие, вдохновленные их знанием принципов изогнутых зеркал, обсуждали идею построения телескопа с использованием зеркала в качестве инструмента формирования изображения. Сообщалось, что Болоньезе Чезаре Караваджи построил первый рефлекторный телескоп около 1626 года. Итальянский же профессор Никколо Цуччи в более поздней работе написал, что экспериментировал с вогнутым бронзовым зеркалом в 1616 году, но сказал, что он не дает удовлетворительного изображения.

История создания

Потенциальные преимущества использования параболических зеркал, в первую очередь сокращение сферической аберрации без хроматической аберрации, привели ко многим предлагаемым проектам будущих телескопов. Наиболее заметным был Джеймс Грегори, который опубликовал инновационный дизайн для «отражающего» телескопа в 1663 г. Прошло десять лет (1673), прежде чем экспериментальный ученый Роберт Гук смог построить этот тип телескопа, который стал известен как Григорианский телескоп.

Исааку Ньютону, как правило, приписывали создание первого рефлекторно-рефракторного телескопа в 1668 году. В нем использовалось первичное зеркало из сферического металла и небольшое диагональное в оптической конфигурации, получившее название ньютоновского телескопа.

Дальнейшее развитие

Несмотря на теоретические преимущества конструкции рефлектора, сложность конструкции и низкая производительность металлических зеркал, используемых в то время, означали, что потребовалось более 100 лет, чтобы они стали популярными. Многие из достижений в области создания рефлекторных телескопов включали совершенствование изготовления параболического зеркала в XVIII веке, стеклянные зеркала с серебряным покрытием в XIX веке, долговечные алюминиевые покрытия в XX веке, сегментированные зеркала для обеспечения большего диаметра, и активную оптику для компенсации гравитационной деформации. Инновацией середины XX века были катадиоптические телескопы, такие как камера Шмидта, которые используют как сферическое зеркало, так и линзу (называемую корректорной пластиной) в качестве первичных оптических элементов, в основном используемых для широкомасштабной визуализации без сферической аберрации.

В конце XX века развитие адаптивной оптики и удачной визуализации для преодоления проблем, связанных с наблюдением, и отражение телескопов повсеместно распространены на космических телескопах и многих типах средств визуализации космических аппаратов.

Криволинейное первичное зеркало является основным оптическим элементом телескопа, оно и создает изображение в фокальной плоскости. Расстояние от зеркала до фокальной плоскости называется фокусным расстоянием. Цифровой датчик может быть расположен здесь для записи изображения, или дополнительное зеркало может быть добавлено для изменения оптических характеристик и/или перенаправления света на пленку, цифровой датчик или окуляр для визуального наблюдения.

Детальное описание

Первичное зеркало в большинстве современных телескопов состоит из твердого стеклянного цилиндра, передняя поверхность которого измельчена до сферической или параболической формы. Тонкий слой алюминия вакуумируется на линзу, образуя светоотражающее первое поверхностное зеркало.

В некоторых телескопах используются первичные зеркала, которые сделаны по-разному. Расплавленное стекло вращается, чтобы сделать его поверхность параболоидальной, оно остывает и затвердевает. Полученная форма зеркала аппроксимирует желаемую форму параболоида, которая требует минимального шлифования и полировки, чтобы достичь точной цифры.

Качество изображения

Рефлекторные телескопы, как и любая другая оптическая система, не создают «идеальных» изображений. Необходимость фотографировать объекты на расстояниях до бесконечности, просматривать их на разных длинах волн света, а также требовать иметь некоторый способ просмотра изображения, которое производит первичное зеркало, означает, что в оптическом дизайне отражающего телескопа всегда есть какой-то компромисс.

Поскольку основное зеркало фокусирует свет на общую точку перед собственной отражающей поверхностью, почти все отражающие конструкции телескопа имеют вторичное зеркало, держатель пленки или детектор вблизи этой фокальной точки, частично препятствуя свету достичь основного зеркала. Это не только приводит к некоторому уменьшению количества света, которое система собирает, но также приводит к потере контраста в изображении из-за дифракционных эффектов обструкции, а также к дифракционным спайкам, вызванным большинством вторичных опорных структур.

Использование зеркал позволяет избежать хроматической аберрации, но они создают другие типы аберраций. Простое сферическое зеркало не может передать свет от отдаленного объекта к общему фокусу, поскольку отражение световых лучей, поражающих зеркало у его края, не сходится с теми, которые отражают от центра зеркала, дефект, называемый сферической аберрацией. Чтобы избежать этой проблемы, наиболее продвинутые устройства рефлекторных телескопов используют параболические зеркала, которые могут фокусировать весь свет на общий фокус.

Григорианский телескоп

Григорианский телескоп описан шотландским астрономом и математиком Джеймсом Грегори в его книге 1663 года Optica Promota как использующий вогнутое вторичное зеркало, которое отражает изображение через отверстие в первичном зеркале. Это создает вертикальное изображение, полезное для наземных наблюдений. Существует несколько крупных современных телескопов, которые используют григорианскую конфигурацию.

Рефлекторный телескоп Ньютона

Ньютоновский аппарат был первым успешным отражающим телескопом, созданным Исааком в 1668 году. Обычно он имеет параболоидное первичное зеркало, но при фокальных соотношениях f / 8 или более - сферическое первичное зеркало, чего может быть достаточно для высокого визуального разрешения. Плоское вторичное зеркало отражает свет в фокальной плоскости сбоку от верхней части трубки телескопа. Это один из простейших и наименее дорогих дизайнов для данного размера первичного материала, и он распространен среди любительских аппаратов. Ход лучей рефлекторных телескопов впервые был отработан именно на Ньютоновском образце.

Аппарат Кассегрена

Телескоп Кассегрена (иногда называемый «классический Кассегрен») был впервые сконструирован в 1672 году, приписываемый Лорану Кассегрейну. Он имеет параболическое первичное зеркало и гиперболическое вторичное зеркало, которое отражает свет назад и вниз через отверстие в первичном.

Дизайн телескопа Dall-Kirkham Cassegrain был создан Горасом Даллом в 1928 году, и получил название в статье, опубликованной в Scientific American в 1930 году после обсуждения астронома-любителя Аллана Киркхэма и Альберта Г. Ингаллса, (редактора журнала в то время). Он использует вогнутое эллиптическое первичное зеркало и выпуклое вторичное. Хотя эту систему легче измельчить, чем классическую систему Cassegrain или Ritchey-Chrétien, она не подходит для внеосевой комы. Кривизна поля фактически меньше, чем у классического Кассегрена. Сегодня такой дизайн используется во многих сферах применения этих замечательных аппаратов. Но его вытесняют электронные аналоги. Тем не менее именно аппарат этого типа считается самым большим рефлекторным телескопом.

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.