Строение рефлектора. Телескопы: рефлекторы и зеркально-линзовые

Мы немного "покопались" в вопросе возникновения телескопа, а также рассмотрели поближе телескоп-рефрактор, в том числе и на примере пары моделей. Давайте сделаем шаг вперёд и поговорим о телескопах-рефлекторах.

Главное отличие рефлектора от телескопа-рефрактора - это то, что в рефлекторе за сбор света и увеличение картинки отвечает не линза, а зеркало.

Параболическое (в основном, однако иногда может быть и сферическим) зеркало расположено в нижней части трубы телескопа. Оно собирает свет и фокусирует полученное изображение на маленьком вспомогательном (вторичном) зеркале, которое уже "направляет" картинку в окуляр. При этом наблюдатель смотрит в телескоп сбоку, да ещё и со стороны, непосредственно направленной в небо. Кого-то такое устройство может смутить, и первое время человеку, привыкшему пользоваться в основном рефрактором, придётся немного помучиться с управлением.

Самый первый рефлектор изобрёл в 1667 году сэр Исаак Ньютон, которому, видимо, надоели хроматические аберрации, присущие всем рефракторам. Однако взамен привычного хроматического эффекта Ньютон получил иные особенности изображения, сопровождающие и ныне большинство рефлекторов.

А если конкретнее, то у рефлектора Ньютона (это имя и сейчас носят телескопы такого типа) есть свои аберрации. В основном любители астрономии жалуются на так называемую "кому". Этот эффект создаёт ощущение, что центр картинки и её края расфокусированы между собой - то есть звёзды по центру выглядят как положено, точками, а по краям как кометы: размазаны, "лохматы и хвостаты".

В принципе, если вы не занимаетесь астрофотографией, эта особенность рефлекторов вас не особо потревожит: ведь рассматриваемый объект, как правило, находится в центре картинки, видимой наблюдателю, а значит, не пострадает от эффекта комы. А если вы фотограф, мечтающий начать съёмку звёздного неба, то лучше заранее озаботиться поиском специальных корректоров, занимающихся исправлением именно этой аберрации.

Кома - это далеко не единственный минус рефлекторов. К таковым ещё относятся:

• необходимость периодически регулировать положение зеркала - этот процесс называется "юстировка";
• чувствительность устройства к температурным перепадам - нельзя вынести телескоп зимой из дома на улицу и сразу приступить к наблюдениям, иначе картинка вас здорово разочарует;
• приличные габариты - это обстоятельство несколько сдерживает страсть к поездкам с телескопом в рюкзаке;
• чувствительность к непогоде - сильный ветер может вызвать "тряску" изображения;
• низкая защищённость от пыли и прочих загрязнений - фактически прямой доступ к центральному зеркалу позволяет грязи почти беспрепятственно попадать внутрь, а мыть зеркальную поверхность нужно очень осторожно, иначе есть вероятность её повредить;
• риск нарваться на некачественную оптику в дешёвых рефлекторах.

Однако все эти минусы не могут полностью победить существенные плюсы:

1. Цена. Это, конечно, самая положительная характеристика рефлектора. Он прост в конструкции, а зеркало нуждается в меньшей обработке, чем каждая из линз рефрактора, что, конечно же, не могло не сказаться на стоимости именно рефлектора - и притом в лучшую для покупателя сторону. Фактически за одну и ту же цену можно найти рефрактор и рефлектор, существенно различающиеся по показателю апертуры (выигрывает опять же рефлектор). Напомню: апертура - это диаметр главной линзы (у рефрактора) или же главного зеркала (у рефлектора). А как уже говорилось ранее, бОльшая апертура всегда лучше. Ведь именно от этой характеристики зависят и разрешение, и контрастность, и максимально различимая звёздная величина. А если ещё проще - чем больше апертура, тем качественнее будет картинка.
2. Рефлектор можно установить на самый лёгкий тип монтировки, которую реально сделать даже самостоятельно: монтировка Добсона наиболее компактна с точки зрения габаритов, а кроме того, делается из дерева, ДСП или фанеры. Понятно, что в весовой категории эти материалы выигрывают у металла.
3. Отличные показатели (как правило) по параметру светосилы - такой тип телескопов, особенно в сочетании с экваториальной монтировкой, весьма хорош в астрофотографии.
4. Если оптика качественная, то изображение в центральной своей части будет практически лишено каких-либо аберраций - и таким показателем не может похвастать ни один рефрактор.
5. Отлично подходит для наблюдений объектов далёкого космоса.

Однако давайте уже рассмотрим какую-нибудь подходящую модель.

Для примера возьмём телескоп Celestron PowerSeeker 127 EQ (7500 руб.).

Вполне бюджетная модель с отличной апертурой на 127 мм. Если брать 7500 руб. (ориентировочная стоимость) за верхнюю денежную "планку" для приобретения телескопа, то можно найти рефрактор с диаметром линзы максимум 70 мм. А как уже не раз говорилось, чем больше апертура, тем лучше.

В комплекте идут два сменных окуляра на 20 и 4 мм, а также трёхкратная линза Барлоу. В сумме, если смотреть в прилагающиеся к телескопу характеристики, эта оптика должна давать увеличение аж до 750 крат! Однако на практике легко можно сосчитать, до каких пределов кратности устройство будет выдавать вам чёткую картинку. Нужно всего лишь умножить значение апертуры (в мм) на 1,4 - получившаяся цифра будет именно той кратностью, после достижения которой телескоп вряд ли выдаст суперчёткую картинку. Впрочем, если умножить тот же показатель апертуры на 2, вы узнаете абсолютный качественный предел увеличения вашего устройства. Если говорить об этой модели Celestron , то 127 х 1,4 = 177,8 крат, 127 х 2 = 254 крат. Итого - 254 крат будет самым что ни на есть "потолком" в плане увеличения.

Предельная звёздная величина различаемых объектов +13 m.

Рефлектор с экваториальной монтировкой - очень хорошо для наблюдения небесных объектов, практически никак - для наземных. У модели от Celestron экваториальная монтировка идёт с механизмами тонких движений и координатными кругами, это всё поможет новичку справиться с нелёгким на первых порах делом наведения и наблюдения.

Вес телескопа - 7,7 кг, длина трубы - 508 мм. Гораздо компактнее рефрактора с такой же апертурой - тот длиной будет побольше метра, а показатель веса "нырнёт" за отметку 30 кг. Не лучший вариант для пешего похода, не так ли?

Типичный представитель рефлекторов, отлично подходит для наблюдений объектов глубокого космоса.

А теперь поговорим о зеркально-линзовых (катадиоптрических) телескопах. Иногда их ещё называют комбинированным типом.

Если в рефракторе объектив основан на использовании линзы, в рефлекторе - на зеркале, то катадиоптрики используют в своём устройстве и линзы, и зеркальную оптику. Такие объективы сложнее в изготовлении, потому их цена, естественно, будет выше, чем, допустим, стоимость рефлектора с той же апертурой. Вторая неприятная особенность такого типа заключается в том, что в связи со своей конструкцией зеркально-линзовое устройство не может обеспечить наблюдателя настолько же чёткой картинкой, как, к примеру, рефрактор.

Ещё из "минусов" - зеркально-линзовые телескопы с оптической схемой Шмидта - Кассегрена, к сожалению, не лишены коматической аберрации. А вот Максутов - Кассегрен могут похвастать картинкой без этих "помех".

Кроме прочего, катадиоптрики наиболее чувствительны к смене температурного режима - даже больше рефлекторов.

Однако положительные моменты зеркально-линзовых подчас играют решающую роль для многих любителей астрономии.

В первую очередь - это, конечно, размеры. К примеру, рефрактор с апертурой 90 мм будет в длину не менее 95 см (а скорее всего, около метра). А аналогичный по размеру апертуры Максутов - Кассегрен - 28 см длиной. Существенная разница, не так ли? Весят катадиоптрики, соответственно, тоже меньше прочих разновидностей.

Ну и не менее существенный момент - аберрации, точнее, почти полное их отсутствие. Если оптика качественная и при изготовлении телескопа производитель не допустил серьёзных "ляпов", то картинка будет лишена всех тех "неправильностей", что непременно хоть в какой-то степени сопровождают и рефракторы, и рефлекторы.

Для примера рассмотрим Celestron NexStar 90 SLT (16 300 руб.).

Как понятно уже из названия, апертура здесь равна 90 мм. Это один из представителей ряда Максутов - Кассегрен, то есть изображение, полученное с его помощью, будет практически лишено привычных аберраций.

В комплекте два сменных окуляра на 25 мм (50 крат) и 9 мм (139 крат), предельная звёздная величина обозреваемых объектов - 12,3 m.

Монтировка азимутальная с компьютерным наведением - подобная система в народе называется GoTo. В устройстве уже имеется база данных на 4000 объектов. Управление простое: выбираете объект из базы данных и телескоп автоматически "нацеливается" в нужную вам область неба. Выбор объекта делается при помощи пульта, у которого есть опция обновления через Интернет (естественно, при подключении к компьютеру). Возможности подобного управления не ограничены просто выбором какого-то объекта: GoTo позволяет наводить по координатам, получать краткую справку о каком-либо объекте; может по запросу выдавать координаты точки, на которую наведён в данный момент. Единственное, что может вызвать затруднения у новичков в астрономии, - перед началом использования телескоп нужно сориентировать на местности, то есть ввести место и время наблюдения, а также навести телескоп на пару-тройку известных пользователю звёзд. В принципе удобная система, зачастую экономящая время наблюдателя.

Штатив стальной для обеспечения максимальной устойчивости, крепление типа "ласточкин хвост" - прибор устанавливается быстрым и несложным движением. Вес телескопа - всего 5,4 кг.

Отличный вариант даже для новичков в астрономии. Возможности катадиоптрика, удобство GoTo плюс максимальная компактность - и вот уже под рукой инструмент настоящего астронома (конечно, если не отпугивает цена).

Найти идеальный универсальный телескоп невозможно. У любого типа есть свои сильные и слабые стороны. Однако, если вы точно знаете, что вас больше всего интересует на небе, можно подобрать такое устройство, которое по максимуму раскроет свои возможности.

Ребёнку в качестве первого телескопа (особенно в городских условиях) подойдёт рефрактор с апертурой 70-90 мм: он сможет детально рассмотреть и поверхность Луны, и планеты Солнечной системы, и Солнце. Единственная пометка: категорически нельзя рассматривать Солнце в телескоп без специальных фильтров - вы просто лишитесь зрения, ведь в данном случае телескоп действует как обыкновенная лупа. Вспомните, что происходит с бумажкой, если направить на неё солнечный луч через увеличительное стекло: она быстро загорится. А теперь представьте, что на месте бумажки - ваш глаз, и вам мигом расхочется экспериментировать с Солнцем.

Для качественных наблюдений далёких космических объектов (туманностей, шаровых звездных скоплений и прочего) вдали от городской засветки лучше всего подойдёт рефлектор с апертурой где-то на 114-150 мм. Конечно, чем больше этот показатель, тем лучше - там уже смотрите по деньгам.

Ну а если вы много путешествуете и при этом хотите постоянно иметь при себе телескоп, то лучшим выбором будет какая-нибудь модель Максутов - Кассегрен или другой прибор из ряда зеркально-линзовых: они компактны и их будет легче переносить.

В том случае, если вы сами ещё не решили, что именно хотите изучать, - берите рефрактор. На первое время, чтобы понять, интересно ли вам вообще такое занятие, его вполне достаточно. Лучше, если апертура будет где-то 70-90 мм: меньшие размеры вряд ли доставят настоящее удовольствие.

И не забывайте о габаритах: многие телескопы чрезвычайно неудобны в плане ручной переноски и не имеющим средства передвижения людям стоит подумать и об этом.

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.

> 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.

В современных магазинах, предлагающих самую разную технику для астрономов, можно найти устройства на любой вкус.

Каждый телескоп отличается от других моделей сразу по целому ряду признаков. Чтобы купить для себя наиболее подходящий инструмент, желательно изучить все эти признаки и попробовать разобраться во всем многообразии моделей. Для начала нужно найти ответ на вопрос, что же такое рефлектор Ньютона?

Общее описание рефлектора Ньютона

Это одна из самых популярных существующих на сегодняшний день систем телескопов. Стоит отметить, что производители используют ее, как в самых простых любительских, так и в мощных многофункциональных профессиональных устройствах.

Они используются так часто сразу по нескольким причинам. Во-первых, такие рефлекторы очень просты в изготовлении. Во-вторых, они редко ломаются и неприхотливы в работе. И, наконец, в-третьих, готовые телескопы с такими системами получаются значительно выгоднее и дешевле, чем линзовые.

Разновидности рефлекторов

В целом в таком инструменте роль основного объектива играет главное зеркало. Именно это зеркало в процессе его использования собирает свет объектов наблюдения. Поэтому данное устройство получило название «зеркальный телескоп Ньютона». Но есть и еще один тип рефлекторов. Это так называемые инструменты на монтировке Добсона. В таких моделях очень легкая и простая монтировка. Благодаря ее минимальному весу готовые телескопы получаются очень легкими, компактными, мобильными и при этом имеют внушительный удобный объектив.

Правда, устройства Добсона можно применять лишь для зрительных наблюдений. Если же астроному нужна более серьезная модель инструмента, с помощью которой он планирует не только смотреть на небесные объекты, но еще и фотографировать их, то в таком случае понадобится экваториальная монтировка.

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.