Як влаштований телескоп, астрономія

Хоча в наш час використовують головним чином гігантські астрономічні інструменти, невеликі любительські телескопи і тепер дозволяють отримати чимало корисних відомостей.

Існують дві основні системи телескопів: лінзові (рефрактори) і дзеркальні (рефлектори).

Найпростіший телескоп-рефрактор складається з об'єктива, що представляє собою двоопуклоюлінзу, і двоопуклого окуляра. Об'єктив збирає промені, що йдуть від джерела світла, в точку, яка носить назву фокус. У фокусі створюється дійсне зображення розглянутого об'єкта. Це зображення збільшується за допомогою окуляра.

Хід променів в телескопі-рефракторі.

Телескоп дозволяє вирішувати два завдання. Перша полягає в тому, щоб за допомогою об'єктива зібрати світло далеких небесних тіл. Чим більше площа об'єктива, тим більша кількість світла він збирає.

Друге завдання - отримати збільшене зображення досліджуваного об'єкта. Що це означає? У фокусі телескопа створюється зображення світила, яке, зрозуміло, у багато разів менше самого світила. Але так як це зображення знаходиться близько від спостерігача, його можна розглядати в окуляр під значно більшим кутом, ніж саме світило неозброєним оком.

Таким чином, збільшення телескопа - це відношення кута, під яким видно зображення об'єкта в окуляр, до кута, під яким цей об'єкт можна було б спостерігати неозброєним оком. Щоб обчислити збільшення, треба знати фокусну відстань об'єктива і окуляра. Збільшення дорівнює відношенню фокусної відстані об'єктиву до фокусної відстані окуляра.

Використовуючи різні окуляри, можна отримувати різні збільшення. При цьому зі зростанням збільшення буде зменшуватися поле зору телескопа. При 300-кратному збільшенні на Місяці можна розрізнити значно більше деталей, ніж при 30-кратному. Однак в першому випадку в поле зору телескопа поміститься набагато меншу ділянку місячної поверхні.

Якщо спостережуваний об'єкт володіє помітними кутовими розмірами (Сонце, Місяць, планети, комети, туманності, галактики), то телескоп побудує його протяжне зображення, що дозволяє виявити такі деталі, які недоступні неозброєному оку.

При спостереженнях зірок інша справа. Навіть найближчі зірки настільки далекі від нас, що при спостереженні в найбільші телескопи, як уже було згадано вище, залишаються точками. Таким чином, телескопи не збільшують видимі розміри зірок, зате вони в багато разів підвищують їх видимий блиск.

У той же час, оскільки власні розміри зірок дуже малі в порівнянні з міжзоряними відстанями, телескоп збільшує видимі відстані між зірками, як би відсуваючи їх один від одного. Завдяки цьому в ряді випадків за допомогою телескопа вдається окремо спостерігати такі зірки, які неозброєним оком здаються поодинокими.

Лінзові об'єктиви, що застосовуються в сучасних телескопах-рефракторах, являють собою досить складні оптичні системи. Справа в тому, що проста двоопуклої лінзи володіє серйозними недоліками. По-перше, світлові промені від небесного світила, які проходять через неї, збираються не зовсім в одній точці. Це так звана сферична аберація. Через сферичної аберації можна отримати протяжне зображення об'єкта, що спостерігається, однаково різке як в центрі, так і на краях поля зору. Якщо за допомогою наведення домогтися різкої видимості в центрі, стануть розмитими краю; навпаки, якщо зробити різкими краю - зображення в центрі стане нечітким.

Другий недолік - хроматична аберація. Вона виникає внаслідок того, що світло, що випромінюється космічними джерелами, складається з різних кольорових променів, які, проходячи через об'єктив, заломлюються неоднаково і збираються в різних точках оптичної осі телескопа. Іншими словами, у променів кожного кольору утворюється свій власний фокус. В результаті зображення спостережуваного точкового об'єкта, наприклад зірки, сильно спотворюється. Для боротьби з абераціями лінзові об'єктиви доводиться робити складовими, їх виготовлення вимагає колосальної точності і пов'язане з величезними труднощами.

Тому не випадково в сучасній астрономії найбільшого поширення набули телескопи, в яких роль об'єктива виконує увігнуте дзеркало. Перший такий телескоп був сконструйований і побудований Ісааком Ньютоном в 1668 році.

У телескопа-рефлектора фокус знаходиться на шляху падаючих променів, тобто між об'єктивом і спостережуваним об'єктом. І для того щоб розглядати зображення, створюване об'єктивом, доводиться між основним дзеркалом і його фокусом поміщати додаткове дзеркало, яке відхиляє відбиті об'єктивом промені і виводить отримане зображення або в сторону, або через отвір в центрі головного дзеркала. У деяких дуже великих телескопах, наприклад в шестиметровому, кабіна спостерігача розташовується безпосередньо всередині труби.

Хід променів в телескопі-рефлекторі (одна з можливих систем).

Телескопи-рефлектори вільні від хроматичної аберації, так як при відбитті від поверхні дзеркала не відбувається розкладання світла. Щоб ліквідувати сферичну аберацію, дзеркала-об'єктиву надають так звану параболічну форму. Параболічна поверхня має чудову властивість - вона зводить всі промені, які падають на неї паралельно оптичної осі, в одну точку.

Відстань від центру об'єктива до головного фокуса - точки перетину паралельного пучка променів, що пройшли через лінзовий об'єктив або відображених дзеркалом, називається головним фокусною відстанню телескопа. А відношення діаметра об'єктива до його головному фокусної відстані - відносним отвором об'єктива. У фотографічних камер відносний отвір зазвичай називають світлосилою. Об'єктиви з світлосилою від 1: 2 до 1: 6 вважаються світосильні, з їх допомогою можна фотографувати слабосветящіхся протяжні космічні об'єкти - комети, туманності, зоряні поля. Світлосила звичайного середнього телескопа-рефрактора становить близько 1:15.

Можливості телескопа знаходяться в прямій залежності від діаметра його об'єктива. Чим більше площа об'єктива, тим слабші зірки можна спостерігати за допомогою даного телескопа. Так, телескоп з об'єктивом, що має діаметр 80 мм, дозволяє бачити зірки аж до 11-ї зоряної величини, а телескоп з діаметром об'єктива 760 мм - до 16,2 зоряної величини.