Оптический телескоп — телескоп , собирающий и фокусирующий электромагнитное излучение оптического диапазона. Его основные задачи увеличить блеск и видимый угловой размер объекта, то есть увеличить количество света, приходящего от небесного тела ( оптическое проницание ) и дать возможность изучить мелкие детали наблюдаемого объекта ( разрешающая способность ). Увеличенное изображение изучаемого объекта наблюдается глазом или фотографируется . Основные параметры, которые определяют характеристики телескопа (оптическое разрешение и оптическое проницание) — диаметр ( апертура ) и фокусное расстояние объектива, а также фокусное расстояние и поле зрения окуляра.

Конструкция

Оптический телескоп представляет собой трубу, имеющую объектив и окуляр и установленную на монтировке , снабжённой механизмами для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра . В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения .

По своей оптической схеме делятся на:

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

Характеристики

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

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

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

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

• Угловое увеличение или кратность телескопа определяется отношением

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

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

• Угловое поле зрения телескопа ${\displaystyle \omega }$ (True Field Of View — TFOV) — истинный угловой размер участка, видимого в окуляр телескопа, — определяется используемым окуляром:

${\displaystyle \omega ={\frac {\Omega }{\Gamma }}}$ ,

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

• Относительное отверстие объектива телескопа (светосила объектива) ${\displaystyle A}$ — это отношение его диаметра (апертуры) ${\displaystyle D}$ к фокусному расстоянию ${\displaystyle F}$

${\displaystyle A={\frac {D}{F}}={\frac {1}{\forall }}={\forall }^{-1}}$ .

• Относительное фокусное расстояние объектива телескопа ${\displaystyle {\forall }}$ или F-number, F#,

${\displaystyle {\forall }={\frac {F}{D}}={\frac {1}{A}}={A}^{-1}}$ .

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

• Проницающая сила (оптическая мощь) ${\displaystyle m}$ — звёздная величина наиболее слабых звёзд , видимых с помощью телескопа при наблюдении в зените .

• Масштаб изображения на приёмнике:

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

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

Классические оптические схемы

Схема Галилея

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

Схема Кеплера

Иоганн Кеплер в 1611 г. усовершенствовал телескоп, заменив рассеивающую линзу в окуляре собирающей. Это позволило увеличить поле зрения и , однако система Кеплера даёт перевёрнутое изображение. Преимуществом трубы Кеплера является также и то, что в ней имеется действительное промежуточное изображение, в плоскость которого можно поместить измерительную шкалу. По сути, все последующие телескопы-рефракторы являются трубами Кеплера. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация , которую до создания ахроматического объектива устраняли путём уменьшения относительного отверстия телескопа.

Схема Ньютона

Такую схему телескопов предложил Исаак Ньютон в 1667 году . Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим ^{[ источник не указан 2805 дней ]} .

Схема Грегори

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

Схема Кассегрена

Схема была предложена Лораном Кассегреном в 1672 году . Это вариант двухзеркального объектива телескопа. Главное зеркало вогнутое (в оригинальном варианте параболическое). Оно отбрасывает лучи на меньшее вторичное выпуклое зеркало (обычно гиперболическое). По классификации Максутова схема относится к так называемым предфокальным удлиняющим — то есть вторичное зеркало расположено между главным зеркалом и его фокусом и полное фокусное расстояние объектива больше, чем у главного. Объектив при том же диаметре и фокусном расстоянии имеет почти вдвое меньшую длину трубы и несколько меньшее , чем у Грегори. Система неапланатична, то есть несвободна от аберрации комы . Имеет много как зеркальных модификаций, включая апланатичный Ричи-Кретьен, со сферической формой поверхности вторичного (Долл-Кирхем) или первичного зеркала, так и зеркально-линзовых.

Отдельно стоит выделить систему Кассегрена, модифицированную советским оптиком Д. Д. Максутовым — систему Максутова-Кассегрена , ставшую одной из самых распространённых систем в астрономии, особенно в любительской.

Схема Ричи-Кретьена

Система Ричи — Кретьена — усовершенствованная система Кассегрена. Главное зеркало тут не параболическое, а гиперболическое. Поле зрения этой системы — около 4° .

Приемники излучения

CCD-матрицы

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

CMOS-матрицы

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

Системы адаптивной оптики

Адаптивная оптика предназначена для исправления в реальном времени атмосферных искажений изображения . Разработка систем адаптивной оптики началась в 1970-е годы. С 2000-х годов системы адаптивной оптики используются практически на всех крупных телескопах, они позволяют довести угловую разрешающую способность телескопа до его физического предела, определяемого дифракцией. Применение адаптивной оптики на телескопе « Субару » позволила увеличить угловое разрешение в 10 раз .

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

Механика

Монтировка

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

Основные факторы, влияющие на качество решения задачи, следующие :

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

Экваториальная монтировка и её разновидности

Экваториальная монтировка — это монтировка, одна из осей вращения которой направлена на полюс мира. Соответственно, перпендикулярная ей плоскость параллельна плоскости экватора. Является классической монтировкой телескопов.

Немецкая монтировка

Один из концов полярной оси несёт на себе корпус оси склонений. Эта монтировка несимметрична, поэтому требует противовеса.

Английская монтировка

Полярная ось имеет опоры под обоими концами, а в её середине находится подшипник оси склонений. Английская монтировка бывает несимметричная и симметричная.

Американская монтировка

Один конец полярной оси заканчивается вилкой, несущей ось склонений.

Достоинства и недостатки

Основное достоинство монтировки — простота сопровождения звёзд. Вместе с этим возникает ряд трудностей, которые при увеличении массы телескопа становятся существенными :

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

Альт-азимутальная монтировка

Альт-азимутальная монтировка — монтировка, имеющая вертикальную и горизонтальную оси вращения, позволяющие поворачивать телескоп по высоте ( «альт» от англ. altitude ) и азимуту и направлять его в нужную точку небесной сферы .

Крупнейшие оптические телескопы

Телескопы-рефракторы

Обсерватория	Местонахождения	Диаметр, см / дюйм	Год сооружения / демонтажа	Примечания
Телескоп всемирной Парижской выставки 1900 года	Париж	125 / 49.21"	1900 / 1900	Самый крупный рефрактор в мире, из когда либо построенных. Свет от звёзд направлялся в объектив неподвижного телескопа с помощью .
Йеркская обсерватория	Уильямс Бэй, Висконсин	102 / 40"	1897	Крупнейший рефрактор в мире 1897—1900 гг. После демонтажа телескоп всемирной Парижской выставки 1900 года снова стал крупнейшим из эксплуатируемых рефракторов. .
Обсерватория Лика	гора Гамильтон, Калифорния	91 / 36"	1888
Парижская обсерватория	Медон , Франция	83 / 33"	1893	Двойной, визуальный объектив 83 см, фотографический — 62 см.
Потсдамский астрофизический институт	Потсдам , Германия	81 / 32"	1899	Двойной, визуальный 50 см, фотографический 80 см.
Обсерватория Ниццы	Франция	76 / 30"	1880
Пулковская обсерватория	Санкт-Петербург	76 / 30"	1885
Обсерватория Аллегейни	Питтсбург , Пенсильвания	76 / 30"	1917	от 25 декабря 2013 на Wayback Machine
Гринвичская обсерватория	Гринвич , Великобритания	71 / 28"	1893
Гринвичская обсерватория	Гринвич , Великобритания	71 / 28"	1897	Двойной, визуальный 71 см, фотографический 66
Обсерватория Архенхольда	Берлин , Германия	70 / 27"	1896	Самый длинный современный рефрактор

Солнечные телескопы

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

Камеры Шмидта

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

Телескопы-рефлекторы

Название	Местонахождения	Диаметр зеркала, м	Год сооружения
Гигантский южно-африканский телескоп , SALT	Сатерленд , ЮАР	11	2005
Большой Канарский телескоп	Пальма , Канарские острова	10,4	2002
Телескопы Кек	Мауна-Кеа , Гавайи	9,82 × 2	1993, 1996
Телескоп Хобби-Эберли , HET	Джефф-Дэвис , Техас	9,2	1997
Большой бинокулярный телескоп , LBT	, Аризона	8,4 × 2	2004
Очень большой телескоп , ESO VLT	Серро Параналь , Чили	8,2 × 4	1998, 2001
Телескоп Субару	Мауна-Кеа , Гавайи	8,2	1999
Телескоп Северный Джемини , GNT	Мауна-Кеа , Гавайи	8,1	2000
Телескоп Южный Джемини , GST	, Чили	8,1	2001
, MMT	, Аризона	6,5	2000
Магеллановы телескопы	Лас Кампанас , Чили	6,5 × 2	2002
Большой телескоп азимутальный , БТА	, Россия	6,0	1975
Большой Зенитный телескоп , LZT	, Канада	6,0	2001
Телескоп Хейла , MMT	гора Паломар, Калифорния	5,08	1948

Экстремально большие телескопы

(Экстремально большой телескоп)

Название	Изображение (рисунок)	Диаметр (м)	Площадь (м²)	Главное зеркало	Высота м	Дата первого света
Европейский чрезвычайно большой телескоп (E-ELT)		39	1116 м²	798 × 1,45 м шестиугольных сегментов	3060	2025 год
Тридцатиметровый телескоп (TMT)		30	655 м²	492 × 1,45 м шестиугольных сегментов	4050	2027 год
Гигантский Магелланов телескоп (GMT)		24,5	368 м²	7 × 8,4 м	2516	2029 год

Примечания

Литература

• Навашин М. С. Телескоп астронома-любителя. — М. : Наука, 1979.
• Сикорук Л. Л. Телескопы для любителей астрономии.
• Максутов Д. Д. Астрономическая оптика. — М. — Л. : Наука, 1979.

Ссылки

• На Викискладе есть медиафайлы по теме
• от 5 июля 2013 на Wayback Machine
• Белонучкин В., Козел С. // Квант. — М. , 1972. — № 4 . — С. 10—18 .