Астрономическая Школа «Вега»
Первый телескоп был построен в начале XVII века (в 1609 г.) итальянским астрономом Галилео Галилеем. Несмотря на свои более чем скромные размеры (диаметр объектива-линзы 4.5 см) и несовершенную оптическую схему, он позволил сделать целый ряд замечательных открытий (фазы Венеры, горы на Луне, спутники Юпитера, пятна на Солнце, звезды в Млечном Пути).
Очень плохое качество изображения в первых телескопах заставило оптиков искать пути решения этой проблемы. Оказалось, что увеличение
фокусного расстояния линзы значительно улучшает качество даваемого ею изображения. В результате этого в XVII веке на свет появились телескопы с фокусным расстоянием почти 100 метров (телескоп А.Озу имел длину 98 метров). Телескоп при этом не имел трубы, объектив располагался на столбе на расстоянии почти 100 метров от окуляра, который наблюдатель держал в руках (так называемый, "воздушный" телескоп). Наблюдать с таким телескопом было очень неудобно и Озу не сделал ни одного открытия. Однако, Христиан Гюйгенс, наблюдая с 64-метровым "воздушным" телескопом открыл кольцо Сатурна и спутник Сатурна - Титан, а также заметил полосы на диске Юпитера. Другой астроном того времени, Жан Кассини с помощью воздушных телескопов открыл еще четыре спутника Сатурна (Япет, Рея, Диона, Тефия), щель в кольце Сатурна (щель Кассини), "моря" и полярные шапки на Марсе.Другой способ значительного улучшения качества изображения состоит в изготовлении объективов не из одной линзы, а из нескольких, изготовленных из стекла разных сортов. Это позволяет избавиться от
аберраций или в значительной мере ослабить их влияние. Ниже приведены примеры подобных объективов, которые до сих пор используются в астрономии и в фотографии.| Название | Оптическая схема |
|---|---|
| Дублет Петцваля | 
|
| Триплет |  |
| Объектив «Тессар» |  |
Объектив из двух линз, в котором ослаблена
хроматическая аберрация, называется *ахроматическим*, из трех и более, в котором хроматическая аберрация практически незаметна - *апохроматом*. Если в объективе исправлен и астигматизм, то он называется *анастигматом*, если кома — *апланатом*.Основная аберрация линзовых объективов - хроматическая, полностью отсутствует в зеркальном телескопе. Первый такой телескоп был построен Исааком Ньютоном в 1662 году. Схема, по которой он был построен, получила название "схема Ньютона". Уже в следующем, 1663 году, Грегори была предложена новая схема телескопа-рефлектора. Спустя 10 лет, в 1672 году, Кассегрен предложил схему, ставшую наиболее популярной.
В начале зеркала делали из металлических заготовок. Сейчас их изготавливают из стекла, а затем наносят на поверхность тонкий слой серебра (используется в основном любителями) или алюминия (напыляется в вакууме).
В настоящее время предложено множество схем зеркальных систем.
Как выглядит телескоп? Ниже приведены два схематических рисунка внешнего вида телескопов любителя астрономии. От профессиональных телескопов их отличает в первую очередь вид штатива (или монтировки), на котором устанавливается труба телескопа (а также размер телескопа). Профессиональные монтировки будут рассмотрены в другом месте.
 |
 |
Как же работает телескоп? Рассмотрим оптическую схему телескопа-рефрактора.
Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Он строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света параллельные Главной оптической оси собираются в точке фокуса, лежащей на этой оси. Другие пучки света собираются выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра рассматривает наблюдатель. Сразу из рисунка видно, что диаметры входного и выходного пучков сильно различаются (входной - это оправа объектива, выходной - оправа линзы окуляра или диаметр зрачка глаза наблюдателя). Поскольку весь свет, попавший в объектив выходит из окуляра - яркость на выходе будет во много раз больше яркости на входе (пропорционально квадрату отношения диаметров объектива и окуляра). Для крупных телескопов эта величина составляет десятки тысяч раз. Это одно из назначений телескопа - увеличивать яркость наблюдаемых объектов. Если речь идет о фотографическом телескопе - астрографе, то увеличивается не яркость объекта, а освещенность фотопластинки.
Другое назначение телескопа - увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется параметром «увеличение». Оно равно отношению фокусных расстояний объектива (F) и окуляра (f).
Итак, важнейшими характеристиками телескопа (помимо диаметра объектива, фокусного расстояния и его оптической схемы) являются проницающая сила, разрешающая способность, относительное отверстие и угловое увеличение. Кратко рассмотрим эти характеристики.
Проницающая сила — предельная звездная величина (m) самой слабой звезды, которую можно увидеть в данный телескоп при наилучших условиях наблюдений. Для таких условий проницающую силу можно определить по формуле:
$$m = 2.1\cdot lg(D)$$
где D - диаметр объектива в мм.
В таблице приведены значения проницающей силы телескопов, рассчитанные по этой формуле.
| Диаметр объектива, мм | Предельная звездная величина |
|---|---|
| 60 | 11.0m |
| 100 | 12.1m |
| 200 | 13.6m |
| 500 | 15.6m |
| 1000 | 17.1m |
минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. Вычисляется по формуле (для визуальных наблюдений):
где D - диаметр объектива в мм.
При фотографических наблюдениях разрешающая способность всегда ограничена земной атмосферой и погрешностями гидирования и не бывает лучше 1". При наблюдениях глазом из-за того, что можно попытаться поймать момент, когда атмосфера относительно спокойна (достаточно нескольких секунд), разрешающая способность у телескопов с D > 200 мм может быть близка к теоретической (при идеальной оптике телескопа). Реальные оптические схемы вносят свои ошибки. Хорошим считается телескоп, собирающий более 50% света в кружке 0.5".
Относительное отверстие — отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию D/F. Часто вместо относительного отверстия используется понятие светосила, равная (D/F)2. Светосила характеризует освещенность, создаваемую объективом в фокальной плоскости.
Угловое увеличение(или просто увеличение) - показывает во сколько раз угол, под которым виден объект при наблюдении в телескоп больше, чем при наблюдении глазом. Увеличение равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра:
| Аберрация | Искажение изображения, вызванное недостатками оптической системы. Основные аберрации - хроматическая, сферическая, кома, астигматизм, дисторсия. | ||
| Адаптивная оптика | Особый класс оптических систем. Земная атмосфера проходящий через нее свет.
В результате редко когда изображения бывают лучше 1". Во многих обсерваториях
(особенно старых) уже давно изображения в 2-3" считаются хорошими. Однако
это размер усредненного во времени изображения. В каждый момент времени
оно гораздо меньше. Вся беда в том, что в астрономии в подавляющем большинстве
случаев используются длительные экспозиции. Система с адаптивной оптикой является не стационарной, а может изменять формы входящих в нее поверхностей в зависимости от изменения изображения объекта. Таким образом, удается в значительной мере подавить негативное воздействие земной атмосферы. В результате удается достичь более высокого разрешения, а значит, и получить новые данные о наблюдаемых объектах. | ||
| Астигматизм | Аберрация оптической системы, возникающая в случае, когда объект расположен далеко от оптической оси и лучи света от объекта, идущие в разных плоскостях, не могут сфокусироваться на одной плоскости изображения. | ||
| Виньетирование | Экранирование части сходящегося светового пучка (например, диафрагмой), вызывающее искажение истинного распределения яркости в фокальной плоскости. | ||
| Гид | Вспомогательный небольшой телескоп (обычно рефрактор) с маленьким полем зрения (несколько минут дуги), закрепленный параллельно трубе основного телескопа и служащий для наведения на объект и последующего гидирования (ведения) телескопа за объектом. | ||
| Дисторсия | Аберрация. Искажение масштабов изображения. Из-за этого изображение квадрата будет иметь вид либо подушки, либо бочки. | ||
| Единицы измерения углов | В астрономии углы обычно измеряют в одной из двух систем: градусы-минуты-секунды дуги (1 градус=60 минутам=3600 секундам) и часы-минуты-секунды времени (1 час=60 минутам=3600 секундам). Между собой эти системы связаны соотношением 1 час=15 градусам. Обычно если явно не указана система измерения, подразумевается система градус-минута-секунда дуги. | ||
| Зеркало | Отражающая поверхность (плоской, сферической, параболической, гиперболической, эллиптической или иной формы). Обычно делается из стеклянной или кварцевой заготовки круглой формы и затем покрывается отражающим покрытием (тонки слой серебра или алюминия). Точность изготовления поверхности зеркала, т.е. максимально допустимые отклонения от заданной формы, зависит от длины волны света, в которой будет оно работать. Точность должна быть лучше, чем Длина волны/8. Для примера, зеркало, работающее в видимом свете (длина волны 0.5 микрона), должно быть изготовлено с точностью 0.06 мкм (0.00006 мм). | ||
| Искатель | Вспомогательный небольшой телескоп (рефрактор) с большим полем зрения (более градуса), служащий для примерного наведения телескопа на объект. На больших современных телескопах практически не используется. | ||
| Кома | Характерная аберрация для всех простых отражающих оптических систем. Изображения звезды имеют вид капли (или кометы - отсюда и пошло название аберрации). Чем дальше находится звезда от оптической оси, тем более заметно искажение. Возникает для внеосевых пучков из-за того, что различные части объектива фокусируют изображение в разных плоскостях. | ||
| Кудэ фокус | Часто большой и тяжелый прибор невозможно повесить непосредственно на трубе телескопа. Тогда его устанавливают неподвижно на полу или в отдельном помещении, а свет от небесных объектов подают, используя схему с фокусом кудэ. Для этого используется система Нессмита (или аналогичная ей) и свет с помощью плоского зеркала направляется в полую полярную ось, а затем на вход прибора. | ||
| Линза | Прозрачное тело, ограниченное выпуклыми или вогнутыми поверхностями (одна из поверхностей может быть плоской) и преобразующее форму светового пучка. Линзы бывают собирающими (положительные) и рассеивающими (отрицательные). Одиночная линза обладает значительными аберрациями. Особенно заметна хроматическая аберрация. Точность изготовления поверхностей может быть в два раза ниже, чем у зеркала, но в отличие от него, приходится обрабатывать две поверхности вместо одной и заготовка для линзы должна быть более высокого качества, т.к. свет проходит сквозь нее. | ||
| Мениск | Линза, обе сферических поверхности которой направлены выпуклостью в одну сторону. | ||
| Монтировка | Устройство для крепления трубы телескопа и наведения его в нужную
точку небесной сферы. Различают два основных типа монтировок:
азимутальная (горизонтальная) и экваториальная (параллактическая).
В азимутальной монтировке основная плоскость, относительно которой
производится наведение - плоскость горизонта, основная ось -
отвесная линия. В экваториальной - небесный экватор и ось Мира
(ось вращения Земли) соответственно. Экваториальные монтировки различаются по способу крепления трубы и полярной оси. Наиболее известны немецкая и английская параллактические монтировки. В немецкой монтировке полярная ось опирается на одну опору (в центре оси), в английской - на две по краям. Встречается также вилочная монтировка. | ||
| Объектив | Оптическая система, строящая изображение предмета. Линзовые объективы почти всегда делают составными. При этом можно ослабить аберрации. Однако в случаях, когда требуется свести к минимуму рассеяние в системе, приходится использовать и одиночную линзу. При этом ее стараются сделать как можно тоньше и как можно более длиннофокусной. | ||
| Окуляр | Оптическая система, обращенная к глазу наблюдателя и увеличивающая изображение, даваемое объективом. В простейшем случае окуляр может состоять только из одной положительной линзы (в этом случае мы получим сильно искаженное хроматической аберрацией изображение). От окуляра зависят такие характеристики как поле зрения и увеличение. | ||
| Относительное отверстие | Относительным отверстием телескопа A называется величина
отношения диаметра D к фокусному расстоянию F: У телескопов для визуальных наблюдений типичная величина 1/10 и меньше. У современных телескопов 1/4 и больше. | ||
| Относительное фокусное расстояние | Относительным фокусным расстоянием телескопа (обозначается перевернутой
буквой А) называется величина, обратная
относительному отверстию, т.е. В фотографии часто называется "диафрагмой". | ||
| ПЗС-матрица | Современный многоэлементный приемник излучения. Состоит из большого количества (1000х1000 и более) полупроводниковых чувствительных ячеек размером в несколько микрон каждая. Обладает высокой чувствительностью и очень удобна в применении. Результат экспозиции выдается в цифровом виде в компьютер. | ||
| Поле зрения | Характеристика телескопа. Показывает, какую область неба можно видеть в данный телескоп. Обычно поле зрения указывают как видимую область неба с хорошими изображениями. Измеряется в градусах, минутах и секундах дуги. | ||
| Полярная ось | Одна из двух осей в экваториальной монтировке. Неподвижно направлена на Полюс Мира (рядом с Полярной звездой). Вокруг этой оси осуществляется движение по координате "прямое восхождение". | ||
| Проницающая сила | Предельная звездная величина (m) самой слабой звезды,
которую можно увидеть в данный телескоп при наилучших условиях наблюдений.
Для таких условий проницающую силу можно определить по формуле: где D - диаметр объектива в мм. | ||
| Разрешающая способность | Характеристика телескопа. Разрешающая способность равна минимальному углу между двумя точечными источниками света, при котором в телескоп они наблюдаются раздельно. Разрешающая способность зависит от длины волны света. Чем "краснее" излучение, тем хуже разрешающая способность. Формула для вычисления теоретической разрешающей способности: $$\beta \approx 206265"\times\frac{\lambda}{D}$$ или для наблюдений в оптическом диапазоне (длина волны 5500 А): $$\beta \approx \frac{12"}{D(cm)}$$ При наблюдениях с поверхности Земли разрешающую способность ограничивает земная атмосфера (обычно до величины порядка 1") лучшее разрешение можно получить, только используя адаптивную оптику). Поэтому на практике приведенной формулой можно пользоваться только для небольших инструментов (диаметр меньше 150 мм) или в длинноволновом диапазоне (ИК- и радиоизлучение). | ||
| Разрешение | См. Разрешающая способность. | ||
| Рефлектор | Телескоп, в котором объективом служит зеркальная система (зеркало). | ||
| Рефрактор | Телескоп, в котором объективом служит линзовая система. | ||
| Свет | При прохождении пучка солнечного света через призму он разлагается в радужную полоску - спектр. Т.е. белый свет представляется собой смесь лучей различных цветов. Луч света можно представить в виде волны. Лучи различных цветов различаются расстоянием между соседними горбами такой волны, т.е. длиной волны. Красному цвету соответствуют наиболее длинные волны, фиолетовому - наиболее короткие. Остальные цвета радуги имеют промежуточные длины волн. Еще более длинноволновому излучению соответствуют инфракрасное излучение и радиоволны. Более коротковолновому излучению - ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение. В астрономии длину волны оптического излучения принято измерять в Ангстремах. 1 А = 0.00000001 см. Так, красному излучению соответствует диапазон 6000-7500 А, фиолетовому 3700-4000 А. | ||
| Светосила | Величина, характеризующая освещенность, создаваемую объективом в фокальной плоскости. Светосила равна квадрату отношения диаметра объектива к его фокусному расстоянию: (D/F)2. | ||
| Сферическая аберрация | Возникает из-за того, что различные зоны объектива строят изображения не в одной точке. Края объектива строят изображение ближе к объективу, а центральная часть - дальше. В результате изображение имеет в фокальной плоскости нерезкий вид. | ||
| Увеличение | Характеристика телескопа. Увеличение равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Показывает, во сколько раз увеличивается угол, под которым виден объект при наблюдении в телескоп, по сравнению с наблюдением невооруженным глазом. Равнозрачковое увеличение - такое увеличение, при котором диаметр выходного зрачка равен диаметру зрачка глаза наблюдателя. Определяется по формуле Увеличение=Диаметр объектива/Диаметр зрачка наблюдателя Меньшее увеличение использовать невыгодно, т.к. при этом теряется часть света. | ||
| Фокальная плоскость | Плоскость перпендикулярная главной оптической оси объектива, проходящая через точку фокуса. В фокальной плоскости объектив строит изображение бесконечно удаленных объектов. У астрографов в фокальной плоскости располагают приемник излучения (фотопластинку или ПЗС-матрицу). | ||
| Фокус | Точка, в которой объектив собирает пучок лучей, параллельный главной
оптической оси. В жаргонном значении - фокусное расстояние объектива. | ||
| Фокусное расстояние | Расстояние от объектива (в случае линзы - от ее центра) до точки фокуса. От величины фокусного расстояния системы зависят такие параметры, как увеличение, поле зрения, предельная звездная величина и др. | ||
| Хроматическая аберрация | Является характерной аберрацией для всех преломляющих оптических
приборов. Возникает из-за того, что коэффициент преломления среды
зависит от длины волны света. Синие лучи отклоняются линзой сильнее
красных и поэтому положения фокусов для лучей разных длин волн
не совпадают. В результате изображение звезды выглядит как набор
радужных колец. Хроматическая аберрация полностью отсутствует в зеркальных системах. | ||
| Экспозиция | Следует различать бытовое (и астрономическое слэнговое) понятие экспозиции и строгое, принятое в астрофотографии. Бытовое - это просто время экспонирования (т.е. засветки) фотоэмульсии, выдержка. В астрофотографии экспозиция - произведение времени, в течении которого эмульсия подвергалась экспонированию, и освещенности, создаваемой источником света на эмульсии. Измеряется в люкс*с, Дж/м2 или числом фотонов на единицу площади. | ||