§3 Оптические телескопы

Основными инструментами для изучения небесных тел служат телескопы. Назначение телескопов:

1)Собрать как можно больше света, приходящего от небесных светил, создать их изображение.

2)Создать по возможности наиболее резкое изображение объекта, чтобы можно было выделять излучение от отдельных его деталей, а также измерять угловые расстояния между ними.

Существуют весьма сложные системы оптических телескопов, объединенные в три группы.

1 Линзовые телескопы, или рефракторы. (Г. Галелий), рефракция- преломление

2 Зеркальные телескопы, или рефлекторы; (И. Ньютон) Объектив сферическое или параболическое зеркало.

3 Зеркально-линзовые телескопы, часто тоже называемые рефлекторами или менисковый с объективом сферическое зеркало и тонкой выпукло вогнутой линзой перед объективом. (Д. Максудов.)

В рефракторах свет собирается объективом, состоящим из линз. В рефлекторах объективом служит вогнутое зеркало, называемое главным зеркалом. Изображение светил получается в фокальной плоскости объектива.

Из оптики известно, что линзы и вогнутые зеркала обладают погрешностями, или аберрациями. Главные погрешности линз - это сферическая и хроматическая аберрации. Первая вызывает несколько размытое, а вторая - окрашенное изображение. Для исправления аберраций объективы рефракторов составляют из нескольких линз с соответственно подобранной кривизной их поверхности и изготовленных из стекла различного сорта. Изготовление линз больших размеров и высокого качества не всегда возможно. К тому же каждая лишняя линза вызывает дополнительные потери света в объективе. Диаметры таких объективов не превышают 80 см.

Телескопы-рефракторы используются главным образом в астрометрических и звездно-астрономических исследованиях, где требуется измерение положений звезд с высокой точностью. Рефракторы, предназначенные для фотографирования участков звездного неба, называются астрографами. Главные зеркала современных крупных телескопов-рефлекторов имеют размеры до четырех и более метров в диаметре.

У самого крупного в нашей стране (России) рефлектора параболическое зеркало имеет диаметр 6 м и фокусное расстояние F=24 м. Этот телескоп изготовлен в СССР, принадлежит Специальной астрофизической обсерватории Академии наук СССР и установлен вблизи станицы Зеленчукской Ставропольского края, на горе Пастухова, высота которой 2070 м над уровнем моря.

Для изучения Солнца существуют специальные телескопы — горизонтальные и вертикальные, или башенные. Такие телескопы неподвижны, а изображение Солнца направляется в их объектив системой двух плоских зеркал. Одно зеркало медленно поворачивается за Солнцем и передает его изображение на другое, неподвижное зеркало, от которого изображение отражается всегда в одном направлении, к телескопу.

О сновными характеристиками любого телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F его объектива, определяющие относительное отверстие А=D/F, которое часто называют светосилой инструмента. Строго говоря, светосила G=А²=(D:F)² так как собираемый объективом световой поток Ф=kD²

Яркость изображения одного и того же объекта в фокальной плоскости телескопа зависит от светосилы телескопа. Для наблюдений ярких объектов светосила телескопа может быть небольшой, но для исследования слабых объектов она должна быть значительной. У современных рефракторов относительное отверстие бывает от 1 : 19 до 1: 10, у параболических рефлекторов - от 1 : 8 до 1 : 3, а у сложных зеркально-линзовых телескопов даже до 1:1. Изображение небесных объектов строится в фокальной плоскости телескопа. При угловых размерах  объекта (или расстоянии  между объектами) линейный размер изображения l=2Ftg/2

а так как  обычно малы, l=Ftgпричем, l=F если  в радианах

если измерено в минутах дуги (^/), то l=F /3438/

а если в секундах дуги (//), то l=F /206265 ^//

Для визуальных наблюдений протяженных объектов весьма существенно увеличение телескопа. При фокусном расстоянии f окуляра увеличение

W= F:f

Наибольшее допускаемое увеличение при спокойном состоянии атмосферы не превышает W=2D где D - диаметр объектива в миллиметрах.

Неспокойная атмосфера вызывает дрожание и искажение изображения, замывает его детали. Поэтому даже на крупных инструментах редко применяют увеличение более 500 раз.

Поле зрения телескопа (видимая в телескоп область неба) зависит от увеличения. Диаметр поля зрения, выраженный в минутах дуги, N=2000^//W

Существенной характеристикой телескопа является его оптическая мощь, (проницающая способность) определяемая предельной звездной величиной звезд, видимых в телескоп в безлунную ночь при идеальных атмосферных условиях. У зрачка человеческого глаза диаметр d=6 мм, и среднему зрению доступны звезды до m=6^m Объектив диаметром D мм собирает света в (D/d²) раз больше, и поэтому в него видны во столько же раз более слабые звезды; их звездная величина m_T определяется формулой Погсона: m_T=m+5(IgD-Igd) откуда m_T=6^m -5Ig6+IgD=6^m-5*0,78+5IgD

и, следовательно, оптическая мощь телескопа m_T=2^m,1+5lgD где диаметр D выражен в мм.

Два точечных объекта с взаимным угловым расстоянием находятся на пределе раздельной видимости, что определяет теоретическую разрешающую способность телескопа; при меньшем угловом расстоянии изображения объектов сливаются. Атмосферные течения снижают разрешающую способность телескопов. Для визуальных телескопов выразив диаметр объектива D в миллиметрах найти разрешающую способность: .