Терміни та поняття для телескопів

Терміни та поняття телескопів

Рефрактор (лінзовий телескоп)

У рефракторах, як головний світлозбиральний елемент, застосовується лінзовий об'єктив Переважна більшість таких телескопів, залежно від моделі та апертури, використовують ахроматичний (2-елементний) об'єктив для того, щоб виправити хроматичну аберацію – кольорову «окантовку» навколо яскравих і контрастних об'єктів, яка виникає під час проходження світлового потоку крізь лінзи. В результаті виходить висококонтрастне, чітке зображення, яке цінують любителі спостережень Місяця та планет.

Одним із головних недоліків ахроматів є неповне виправлення хроматизму. Причина полягає в тому, що в ахроматах фіолетове та (інфра)червоне світло фокусуються за- та перед- точкою фокусування основного спектру (від червоного до синього). Цю абберацію можна виправити практично повністю, якщо виготовити об'єктив із кількох компонентів, спеціально підібраних екзотичних марок скла. Це вже рефрактор-апохромат. Проте вартість таких об'єктивів є дуже високою. Телескоп з об'єктивом із 3-х елементів діаметром всього 80мм коштуватиме близько 1000 доларів США.

Ще один недолік – обмежена максимальна апертура (діаметр) рефракторів. Об'єктиви діаметром 150-170 мм стають дуже важкими та дорогими. Об'єктиви з діаметром понад 250 мм зараз практично не випускаються.

Рефлектор (дзеркальний телескоп)

У телескопах-рефлекторах (телескопах системи Ньютона) використовується інший спосіб "збирання" променів - відображення вхідного світла увігнутою дзеркальною поверхнею.

Таку конструкцію мають телескопи – рефлектори. Найпопулярнішими нині є рефлектори системи Ньютона, т.к. Першим такий тип телескопа створив Ісаак Ньютон.

Дзеркало такого телескопа - скляний диск, одна поверхня якого має сферичну або параболічну увігнуту форму і покрита світловідбивним шаром. У цьому хроматична абберація, як і рефракторе-ахромате, відсутня, т.к. світло, що потрапляє в телескоп, не переломлюється, проходячи крізь скло, а відбивається від дзеркальної поверхні.

Найбільш прості у виготовленні дзеркала сферичної форми. Проте, такі дзеркала роблять світлосильніше f/8, т.к. ставати дуже помітною сферична аберація. Вона сильно знижуватиме контраст зображення. Щоб усунути вплив сферичної аберації у світлосильних телескопах головному дзеркалу надають форму параболи.

Оскільки сфокусоване головним дзеркалом світло відбивається назад, його потрібно перенаправити, щоб вивести пучок із труби. Перенапрямок здійснюється за допомогою невеликого плоского дзеркала еліптичної форми, розташованого під кутом 45 градусів до оптичної осі головного дзеркала. Однак, вторинне дзеркало і конструкція його кріплення неминуче частково перекриватимуть (екранувати) головне дзеркало, знижуючи кількість світла, що збирається ним, і знижуючи загальний контраст зображення.

Для виробництва рефлектора потрібно відполірувати лише дві оптичні поверхні (головне та вторинне дзеркала), причому якість кожної з них можна проконтролювати окремо і виготовлення телескопів цієї системи є найдешевшим, у порівнянні з телескопами інших систем.

Також варто враховувати, що довга оптична труба рефлектора Ньютона робить його більш чутливим до коливань вітру, порівняно з більш компактними системами.

Ще одним недоліком рефлекторів є потреба періодично проводити юстирування (налаштування) його оптичних елементів.

Дзеркально-лінзовий (катадіоптричний) телескоп

Третя система телескопів, званих катадіоптрічними (дзеркально-лінзовими), є симбіозом рефракторів і рефлекторів — для того, щоб керувати ходом променів у них використовуються і лінзи, і дзеркала. Такими інструментами є катадіоптричні телескопи Шмідт-Кассегрена та Максутова-Кассегрена.

У телескопах Шмідт-Кассегрена світло спочатку проходить через тонку асферичну пластину, виготовлену таким чином, щоб вона виправляла сферичну аберацію головного дзеркала. Відбившись від головного, а потім і вторинного дзеркала, промені знову йдуть у бік головного дзеркала і виходять із труби через отвір у ньому. За цим отвором знаходиться окуляр або діагональне дзеркало. Фокусування здійснюється переміщенням окуляра чи головного дзеркала.

Основний «плюс» Шмідт-Кассегрена — компактність (труба виходить утричі коротша за рефлектора Ньютона з тією ж фокусною відстанню). Основний недолік - відносно велике вторинне дзеркало, яке знижує кількість світла, що збирається і веде до невеликого падіння контрасту зображення. Зображення по полю страждає на незначну наявність коми на краю.

Система Максутова-Кассегрена нагадує телескоп Шмідт-Кассегрена, тільки замість коригуючої пластини Шмідта в них використовується опукло-увігнута лінза (меніск), обидві сторони якої мають сферичну форму. Вторинним дзеркалом у цих телескопах служить невеликий центральний "п'ятачок", розташований з внутрішньої сторони меніска і покритий шаром, що відбиває. Проходячи через меніск, промені світлоа потрапляють на

головне дзеркало, що відбиваються від нього і потрапляє на дзеркальний "п'ятачок" на внутрішній стороні меніска, знову відбивається і, так само як і в телескопах Шмідт-Кассегрена, виходить із труби через отвір у головному дзеркалі. Така конструкція простіше у виготовленні в порівнянні з телескопами Шмідт-Кассегрена, але має більшу вагу за рахунок важкого меніска. Недоліком системи Максутова можна назвати малі світлосили телескопів. Збільшення світлосили веде до швидкого збільшення товщини меніска і відповідно ваги та загальної вартості телескопа.

Апертура

Головною характеристикою, що визначає оптичні (проникнення, роздільна здатність) можливості телескопа, є апертура – ​​це діаметр (D) об'єктива або головного дзеркала телескопа. Що більше апертура, то більше світла здатний зібрати телескоп. Відповідно, чим більше світла збирає телескоп, тим більший дозвіл він здатний дати. А чим більша роздільна здатність, тим більше дрібних, слабкоконтрастних деталей можна буде розглянути в телескоп.

Апертура телескопа виявляється у дюймах чи міліметрах. Подвоювання апертури означає подвоювання роздільної здатності та збільшення кількості збираного світла вчетверо.

Телескопи з більшою апертурою відрізняються і більшими фокусними відстанями. Подібні характеристики дозволяють використовувати великі збільшення для візуальних спостережень та фотографування, при збереженні світлосили (яскравості) зображення.

Разом зі збільшенням апертури, підвищується кількість видимих ​​телескоп об'єктів, і навіть їх чіткість і контрастність. Наприклад, кульове скупчення M13 ледь помітне, як "пухнаста кулька", чотиридюймовий телескоп з апертурою 100 мм при збільшенні в 105 крат. При аналогічному збільшенні у восьми дюймовому телескопі з апертурою 200 мм кульове скупчення візуально дозволяється на окремі яскраві зірки до центру.

Фокусна відстань

Як і апертура, ця характеристика є одним з основних оптичного телескопа. Фокусна відстань (або фокус) – це відстань, де дзеркало або об'єктив формує зображення нескінченно віддаленого предмета. Від фокусної відстані залежить довжина труби телескопа та інші характеристики приладу.

Світлосила (відносний отвір)

Світлосила телескопа залежить від фокусної відстані. Вона визначається як відношення фокусної відстані до діаметра (апертури) об'єктива (дзеркала) і записується у вигляді 1:5, 1:7 і т.д. дана характеристика записується у вигляді f/5, f/7 і т.д. Тут діє пряма залежність: що більший відносний отвір, то вище світлосила. Велика світлосила є переважною при астрофотозйомці дипскай-об'єктів, так як дозволяє використовувати більш короткі витримки при фотографуванні. Телескопи з великою світлосилою характеризуються компактністю (за рахунок коротшого фокусу). Світлосильні телескопи є максимально ефективними при спостереженні з малими збільшеннями. Однак слід мати на увазі, що чим телескоп більш світлосильний, тим більше він схильний до різних оптичних аберацій.

Збільшення

Ця характеристика визначає відношення фокусної відстані об'єктива (дзеркала) та окуляра. Максимальне корисне збільшення розраховується як подвоєна величина апертури мм. Мінімальне корисне збільшення дорівнює 0,15, помножене на апертуру мм. Наприклад, для рефрактора з апертурою 60 мм діапазон збільшення складе від 10 до 120 крат. Слід пам'ятати, що у максимальне збільшення телескопа практично впливатиме безліч зовнішніх чинників, наприклад, стан атмосфери Землі, юстирування телескопа, якість виготовлення оптики телескопа тощо. Більшість ночей у нашому кліматі збільшення більше 300х не принесе нових деталей. І лише у виняткові ночі, у великий якісний інструмент, можна розглянути більш тонкі деталі вже знайомих об'єктів на більшому збільшенні. Це чітко видно за кількістю тонких деталей на дисках Юпітера і в кільцях Сатурна, які є бенчмарком у світі ЛА, і показують чия оптика краща.

Точка зору

Реальне поле зору системи визначається так: поле зору окуляра необхідно розділити збільшення телескопа з цим окуляром. Чим менше збільшення системи і більше поле зору окуляра - тим більше поле зору системи.

Роздільна здатність

Роздільна здатність телескопа, тобто. його здатність розділяти близько розташовані об'єкти, визначається роздільною здатністю об'єктива (дзеркала) з одного боку та збільшенням - з іншого. Світлові хвилі, проходячи через будь-який отвір, інтерферують самі з собою, породжуючи ряд концентричних темних та світлих кілець – дифракційну картину. Об'єктив (дзеркало) - це отвір, а там, де є отвір, є і дифракційна картина. Центральна ділянка, в якій зосереджено максимум світлової енергії, називається гуртком Ері. Роздільна здатність телескопа обмежена саме діаметром кружка Ері, -якщо джерела світла розташовані настільки близько один до одного, що їх гуртки Ері накладаються один на одного, для спостерігача вони зливаються в суцільну картину і він не зможе точно сказати одна це зірка чи ні.

Діаметр кружка Ері залежить від довжини світлової хвилі та апертури (діаметра) об'єктива (дзеркала). Для жовто-зеленої частини спектру його кутовий діаметр приблизно дорівнює: 140"/D, де D - діаметр телескопа, виражений в міліметрах. Це і є теоретична роздільна здатність для об'єктива даного діаметра.

Прониклива здатність

Проникна здатність телескопа визначається граничною зоряною величиною найслабших зірок, які можна побачити в даний інструмент в умовах темного неба. Граничну зоряну величину (m) для телескопа, апертура (діаметр) об'єктива (дзеркала) якого дорівнює D у міліметрах, можна приблизно порахувати за такою формулою: m = 2,5 + 5 lg D.

Слід враховувати, що на проникнення телескопа сильно впливає стан атмосфери (запиленість, турбуленція, прозорість), а також стан самого інструменту (юстирування, чистота оптики тощо).

Монтування

Монтування - це пристрій кріплення оптичної труби телескопа до штатива (треноги) або колони, що дозволяє направити трубу в задану точку. Зазвичай монтування має дві взаємно перпендикулярні осі обертання. Прикладом найпростішого монтування може бути головка фотоштатива.

Найкращий телескоп, встановлений на погане монтування, виявиться марним. Яке збільшення не використовувалося б, найменшу вібрацію монтування телескоп збільшить до рівня землетрусу. У таких умовах розглянути щось дуже складно. А для астрофото вимоги до стійкості та точності ведення монтування зростають у рази: у таких випадках монтування іноді коштує дорожче за трубу. На жаль, майже всі монтування схильні до небажаних коливань. Цьому сприяє бажання виробників зробити монтування якомога легше, щоб для його встановлення не докладалося значних зусиль.

У телескопах використовуються переважно два види монтувань: вилкова (американська), німецька (екваторіальна) монтування. Кожна має свої плюси та мінуси.

Вилкове (американське) монтування є своєрідною «вилкою», між зубами (пір'ям) якої кріпиться оптична труба телескопа. Як її модифікація зустрічається однопір'я вилка. Вилкові монтування - симетричні, і тому не вимагають додаткового балансування труби, тому вони компактніші і легші. До недоліків можна віднести жорстку прив'язку оптичної труби до монтування, що робить незручним встановлення додаткових аксесуарів.

Німецьке монтування використовується в основному в екваторіальній орієнтації (коли одна з осей монтування паралельна осі обертання Землі). При грамотній конструкції має високу стабільність і універсальність, що дозволяє закріпити на ній будь-яку оптичну трубу та аксесуари. Недоліком є ​​асиметричність кріплення труби щодо однієї осі обертання, що призводить до необхідності врівноваження труби телескопа за допомогою противаг і позначається на загальній вазі інструменту. Німецьке монтування більш габаритне порівняно з вилковою.

Монтування мають одну з двох основних орієнтацій у просторі: азимутальну або екваторіальну.

При азимутальній орієнтації відбувається обертання осей монтування по висоті та азимуту (горизонту). Телескоп, що встановлений на азимутальне монтування, може повертатися вгору-вниз і по горизонталі. Щоб супроводжувати планету на великому збільшенні в поле зору телескопа, у міру добового обертання небесної сфери, доведеться активно повертати його по обох осях. Азімутальне монтування простіше, легше і дешевше за рівні за стабільністю екваторіального монтування. Ця перевага повною мірою була втілена в монтування Добсона, призначених для великих і недорогих рефлекторів.

Екваторіальна орієнтація – орієнтація осей, коли одна спрямована в Полюс світу (біля Полярної зірки) і дозволяє легко стежити за об'єктом на небесній сфері, а друга перпендикулярна до неї та забезпечує поворот по висоті над небесним екватором. Якщо цього повороту не робити, то астрономічний об'єкт досить швидко йде з поля зору телескопа: при 100-х збільшенні - менш ніж за одну хвилину. Багато екваторіальних монтуваннях встановлюється “годинний механізм”, який автоматично здійснює цей супровід.

Щоб скористатися вищезгаданими можливостями, екваторіальне монтування після встановлення телескопа на місці спостереження необхідно зорієнтувати щодо полюса світу. Для візуальних спостережень особливої ​​точності орієнтації не потрібно і виконати її дуже просто. Достатньо нахилити монтування таким чином, щоб його полярна вісь знаходилася на одній лінії з променю зору з Полярною зіркою.

Система GoTo є комп'ютеризованим монтуванням, яке включає базу даних небесних об'єктів і електроприводи по обох осях. Подібне монтування дає можливістьність помітно полегшити пошук та стеження за певним небесними об'єктами. За допомогою системи GoTo спостерігач визначає параметри небесного об'єкта, і телескоп наводиться на нього автоматично. При цьому стеження за об'єктом може проводитись з місячною, зоряною або сонячною швидкістю. Більш досконалий вид системи включає також приймач GPS, який дає можливість зробити більш точну прив'язку до місця спостереження. Ця функція особливо важлива при астрозйомці. Система автонаведення зазвичай встановлюється на дорогі професійні телескопи.

Окуляр

Окуляр одна із найважливіших оптичних елементів телескопа, через який безпосередньо відбувається спостереження небесного об'єкта. Найбільш популярними окулярами є окуляри з діаметром посадкової спідниці 1.25 та 2 дюйми.

Окуляри мають такі характеристики:

Фокусна відстань та збільшення

Важливий параметр окуляра – фокусна відстань (вказується у міліметрах). Саме фокусною відстанню окуляра визначається, яке збільшення може дати окуляр на конкретному телескопі. Для збільшення телескопа потрібно фокусне відстань телескопа поділити на фокусне відстань окуляра. Наприклад, фокусна відстань телескопа рівна 1000 мм, а окуляра 10 мм. Тоді збільшення телескопа дорівнює 100х (1000\10=100). На астрономічному ринку можна знайти окуляри з фокусною відстанню від 56 мм до 2 мм.

Посадковий діаметр

Посадковий діаметр або діаметр бареля (спідниці окуляра) стандартний його прийнято вказувати в дюймах. Сьогодні у продажу основні типорозміри окулярів – з розміром бареля 1.25" та 2". Зазвичай, дводюймові окуляри дають невелике збільшення, але мають велике поле зору, що є їх головною перевагою. Такі окуляри складні у виробництві і тому дорогі.

Точка зору

Полем зору окуляра називають кутову відстань між межами видимого поля зору. Залежно від оптичної схеми, окуляри мають різне поле зору, і сьогодні у продажу є окуляри з полем від 35° до 100°.

Важливо: слід не плутати поле зору окуляра з так званим істинним (реальним) полем зору телескопа. Істинне поле зору – поле зору всієї системи телескопа, включаючи окуляр.

Винос вихідної зіниці

Винос вихідної зіниці – відстань від «очної» лінзи окуляра до точки на його оптичній осі, куди потрібно помістити око, щоб побачити все поле зору.

Від винесення зіниці безпосередньо залежить комфортність спостереження. Так, при використанні окуляра з малим виносом зіниці, спостерігачеві доводиться розташовувати око дуже близько до лінзи окуляра, що не дуже зручно. Крім цього, вії, упираючись у лінзи окуляра, залишають сліди на ньому сліди. Як правило, чим коротша фокусна відстань окуляра, тим менший винос зіниці. Тому на ринку астротоварів присутні оптичні схеми, покликані розташувати вихідну зіницю на комфортній відстані. Так, деякі моделі окулярів мають фіксований винос зіниці незалежно від фокусної відстані. Практика показує, що комфортне значення виносу вихідної зіниці обмежено верхньою межею 25мм.

Шукач

Шукач – «приціл» телескопа, дозволяє наводити трубу на обраний об'єкт спостережень. Зазвичай це оптичний пристрій. Шукач коліматорного типу зі світлодіодом (ред-дот, телрад) швидкий і простий у використанні, але вимагає хорошого чорного неба з великою кількістю зірок, які можуть бути використані як "опорні" при наведенні. Оптичний шукач - це проста підзорна труба невеликого (4-6-8 крат) збільшення з перехрестям (яке може мати регульовану яскравість підсвічування, що дуже зручно). Оптичний шукач збільшує число видимих ​​оком зірок і дозволяє використовувати як опорні при наведенні не настільки яскраві. Оптична вісь будь-якого шукача повинна бути ретельно узгоджена з візирною віссю телескопа, для цього є спеціальні регулювальні гвинти на стійці шукача.

Лінза Барлоу

Це оптичний елемент, який є розсіювальною (негативною) лінзою або системою лінз, що застосовується для збільшення його фокусної відстані і, як наслідок, корисного збільшення телескопа.

Лінза Барлоу встановлюється перед окуляром, а сам окуляр встановлюється у корпус лінзи. Лінза Барлоу має певну кратність зміни фокусної відстані телескопа, яка вказується на корпусі лінзи. Наприклад, 2х Барлоу збільшує фокусну відстань вдвічі, що у свою чергу призводить також до зміни збільшення вдвічі. Зазвичай, лінзи Барлоу мають два стандартні посадкові діаметри - на 1.25 і 2 дюйми. Лінза барлоу має дві властивості, про які звичайно не вказується в характеристиках - вона змінює точку фокусування, тобто якщо сфокусувати телескоп з окуляром, потім вийняти окуляр, вставити ЛБ, вставити окуляр - то зображення буде не у фокусі, і треба буде висунути фокусувальник назовні. Якщо між ЛБ та окуляром вставити проставку (наприклад, діагональне дзеркало), то кратність барлоу збільшиться. Точні значення вищеперерахункуенних особливостей виробнику неможливо розрахувати, оскільки вони залежать від типу оптичної системи, фокусної відстані телескопа користувача.

Діагональне дзеркало (призму)

Діагональ (не плутати з діагональним чи вторинним дзеркалом у рефлекторі) використовується у рефракторах або дзеркально-лінзових телескопах. Вона відхиляє світлові промені на 45 або 90 градусів, тим самим спрощуючи спостереження за об'єктами, які розташовані на великій висоті над горизонтом. Крім того, діагональне дзеркало «перевертає» зображення в рефракторах і катадіоптриках (але залишає віддзеркаленим), діагональна призма дає цілком правильне земне зображення, але призми мають менший коефіцієнт пропускання, ніж діелектричні дзеркала. Діагоналі мають два стандартні посадкові діаметри - на 1.25 та 2 дюйми.

Фокусер

Це механічний пристрій, що дозволяє здійснювати механічне зрушення вздовж оптичної осі окулярну трубку труби телескопа, для фокусування зображень об'єктів, для компенсації відмінностей у положенні фокальних площин різних окулярів (фотокамер). Фокусер характеризується ходом (діапазоном перефокусування) та наявністю редуктора швидкості. Двошвидкісні фокусери мають і достатній перебіг, і хорошу чутливість. Прості рейкові фокусери зазвичай мають помітне стрибання поля зору при зміні напрямку фокусування. Найкращу якість фокусування забезпечують фокусери Крейфорда та їх модифікації, але вони не такі вантажопідйомні (можуть не втримати важке окулярне обладнання).

Останнім часом на ринку з'явилися так звані лінійні фокусери, які поєднують у собі переваги фокусерів Крейфорда та рейкових фокусерів.